الكون والمادة

البحث عن أوميجا

يمكن التفكير في معادلة فريدمان بوصفها تعبيرًا عن قانون حفظ الطاقة على مستوى الكون ككلٍّ. والطاقة لها العديد من الصور المختلفة في الطبيعة، لكنه في سياقنا هذا ثمة نوعان فقط من الطاقة هما المَعْنِيَّان. يحمل الجسم المتحرك، كالرصاصة مثلًا، نوعًا من الطاقة يسمى «طاقة الحركة»، وهي تعتمد على كتلته وسرعته. من الجلي أنه بما أن الكون آخِذ في التمدد، فإن كل المجرات آخذة في التباعد بعضها عن بعضٍ؛ ومن ثم يحتوي الكون مقدارًا كبيرًا من طاقة الحركة. الصورة الأخرى من الطاقة هي «طاقة الوضع»، وهي أصعب قليلًا في فهمها. فكلما تحرك جسم ما وتفاعل عن طريق نوع ما من القوة، كان بإمكانه أن يكتسب طاقة الوضع أو يفقدها. على سبيل المثال، تخيل أن هناك ثقلًا معلقًا بطرف قطعة خيط متدلية. يصنع هذا بندولًا بسيطًا. إذا رفعت الثقل، فإنه سيكتسب طاقة وضع؛ لأنك بهذا تقاوم الجاذبية كي ترفعه. وإذا أطلقتَ الثقل فسيبدأ البندول في التأرجح. عندئذٍ سيكتسب الثقل طاقة حركة، ومع سقوطه سيفقد طاقة الوضع التي يمتلكها. تنتقل الطاقة بين النوعين في هذه العملية، لكن الطاقة الإجمالية تظل محفوظة. وسيتأرجح الثقل نحو النقطة السفلية من قوسه؛ حيث لا يمتلك أي طاقة وضع، لكنه سيظل يتحرك. وفي الواقع سيرسم الثقل دائرة كاملة، بحيث يعود في النهاية إلى النقطة العليا من قوسه، التي عندها يتوقف (لحظيًّا) قبل أن يبدأ دورة جديدة من التأرجح. وفي النقطة العليا، لا يملك الثقل طاقة حركة، بل يملك طاقة وضع تكون في أقصى درجاتها. وأيًّا كان موضع الثقل، تظل طاقة المنظومة كلها ثابتة. وهذا هو قانون حفظ الطاقة.

في السياق الكوني، تعتمد طاقة الحركة — على نحو بالغ — على معدل التمدد؛ أي على ثابت هابل. وتعتمد طاقة الوضع على كثافة الكون؛ أي على مقدار المادة الموجود في كل وحدة حجم للكون. لكن للأسف هذه الكمية غير معروفة بدقة إطلاقًا؛ بل هي في الواقع مشكوك فيها أكثر من ثابت هابل. لكن إذا عرفنا متوسط كثافة المادة وقيمة ثابت هابل، فسيمكننا حساب طاقة الكون الإجمالية. ويجب أن تكون هذه الطاقة ثابتة مع مرور الزمن، بما يتوافق مع قانون حفظ الطاقة (أو في هذا السياق، معادلة فريدمان).

وبتنحية الصعوبات الفنية الناجمة عن تدخل النسبية العامة جانبًا، يمكننا الآن أن نناقش تطور الكون على نحو إجمالي مستخدمين أمثلة مألوفة مأخوذة من فيزياء المرحلة الثانوية. على سبيل المثال، تدبَّر مشكلة إطلاق مركبة من الأرض إلى الفضاء. في هذه الحالة تكون الكتلة المسئولة عن طاقة الوضع الجذبية للمركبة هي كوكب الأرض. وتتحدد طاقة الحركة الخاصة بالمركبة بواسطة قوة الصاروخ المستخدم. فإذا زودنا المركبة بصاروخ متواضع وحسب، بحيث لا يتحرك بسرعة كبيرة عند الإطلاق، فستكون طاقة الحركة صغيرة، وقد لا تكفي لجعل الصاروخ يُفلِت من جاذبية الأرض. وبهذا يرتفع الصاروخ قليلًا ثم يهبط مجددًا. من منظور الطاقة، ما حدث هو أن الصاروخ استنفد طاقة الحركة التي يملكها، والتي استُهلكتْ بثمن باهظ عند الإطلاق، ثم دفع الثمن على صورة طاقة وضع كبيرة تتناسب مع ارتفاعه المتزايد. وإذا استخدمنا صاروخًا أكبر، فسيعلو إلى ارتفاع أكبر قبل أن يهوي مجددًا إلى الأرض. وفي النهاية سنعثر على صاروخ كبير بما يكفي بحيث يمد المركبة بالطاقة الكافية؛ كي تفلت تمامًا من قبضة مجال الجاذبية الأرضية. وعادةً ما يُطلق على سرعة الإطلاق الحرجة في هذه الحالة اسم «سرعة الإفلات»؛ وإذا زادت سرعة الصاروخ عن سرعة الإفلات فسيواصل حركته إلى الأبد، وإذا قلَّتْ عنها فسيهوي إلى الأرض.

في السياق الفلكي الصورة مشابهة، لكن الكمية الحرجة ليست سرعة الصاروخ (المشابهة لثابت هابل، ومن ثم تكون معروفة، على الأقل من حيث المبدأ)، وإنما كتلة كوكب الأرض (أو في حالة الكون ككلٍّ، كثافة المادة). ومن ثم يكون من المفيد للغاية التفكير في الكثافة الحرجة للمادة، عوضًا عن السرعة الحرجة. فإذا تجاوزت الكثافة الفعلية للمادة الكثافة الحرجة، فسينهار الكون في نهاية المطاف على ذاته؛ إذ ستكون طاقة الجاذبية الخاصة به كافية لأن تبطئ التمدد ثم توقفه، وفي النهاية تعكس مساره إلى أن ينهار الكون على نفسه. وإذا كانت الكثافة أقل من القيمة الحرجة، فسيواصل الكون تمدده إلى الأبد. يتضح أن الكثافة الحرجة صغيرة للغاية، وهي أيضًا تعتمد على ثابت هابل، لكن في نطاق ذرة هيدروجين واحدة لكل متر مكعب. وأغلب الفيزيائيين التجريبيين سيَعُدُّون المادة التي لها مثل هذا المقدار المنخفض من الكثافة مثالًا جيدًا للغاية على الفراغ!

شكل ٦-١: نماذج فريدمان. بالإضافة إلى امتلاكها خيارات عديدة بشأن المكان المنحني، تستطيع نماذج فريدمان أيضًا أن تسير على نحو مختلف مع تطورها عبر الزمن. إذا كانت قيمة أكبر من واحد فسيتوقف التمدد في نهاية المطاف وينهار الكون على نفسه. أما إذا كانت أقل من واحد، فسيتمدد الكون إلى الأبد. وبين هاتين القيمتين يوجد نموذج الكون المنبسط الذي تكون فيه قيمة مضبوطة تمامًا بحيث تساوي واحدًا صحيحًا.

البحث عن رقمين

بعد ذلك هناك الحجج المبنية على نظرية التخليق النووي. وكما أوضحتُ في الفصل الخامس؛ يُعَدُّ الاتفاق بين الوفرة المرصودة للعناصر من جهة، وبين التنبؤات الخاصة بحسابات الاندماج النووي في المراحل المبكرة من عمر الكون من جهة أخرى؛ أحدَ ركائز الأدلة الأساسية الداعمة لنظرية الانفجار العظيم. بَيْدَ أن هذا الاتفاق لا يسري إلا إذا كانت كثافة المادة قليلة للغاية؛ أي لا تزيد عن نسبة مئوية ضئيلة من الكتلة الحرجة المطلوبة كي يكون المكان منبسطًا. كان هذا معروفًا لسنوات عدة، ومن الوهلة الأولى يبدو أنه يقدم إجابة بسيطة للغاية لكل الأسئلة التي طرحْتُها. ومع ذلك، هناك شرط بسيط مقيِّد؛ إذ إن حدَّ «النسبة المئوية الضئيلة» ينطبق فقط على المادة التي يمكنها المشاركة في التفاعلات النووية. فربما كان الكون مليئًا بخلفية من الجسيمات الخاملة العاجزة عن التأثير في عملية تخليق العناصر الخفيفة. يسمى نوع المادة الذي يشارك في التفاعلات النووية باسم المادة «الباريونية»، وهو يتألف من جسيمين أساسيين؛ البروتونات والنيوترونات. وقد اقترح فيزيائيو الجسيمات أنه ربما أُنتجت أنواع أخرى غير باريونية من المادة داخل الأتون المتَّقِد للكون المبكر. وعلى الأقل بعضٌ من هذه الجسيمات ربما ظل باقيًا إلى الآن، وربما يؤلف ولو جزءًا من المادة المظلمة. ومن ثم ربما يتضمن بعضٌ من المادة المكونة للكون نوعًا ما من الجسيمات العجيبة غير الباريونية. وقد لا تكون المادة العادية — التي نتكون منها — أكثر من لطخة صغيرة على ثوب المادة الكونية الشاسعة التي لم تتحدد طبيعتها بعد. وهذا يضيف بُعدًا آخر إلى المبدأ الكوبرنيكي؛ فنحن لم نعد في مركز الكون وحسب، بل إننا حتى لا نتكون من المادة عينها التي يتكون منها السواد الأعظم من الكون.

الفئة الثالثة من الأدلة مبنية على حجج فيزيائية فلكية. والفارق بين هذه الحجج وبين القياسات الكونية في جوهرها، التي ناقشناها سابقًا، هو أنها تنظر إلى الأجرام المنفردة بدلًا من خصائص المكان الفاصل بينها. ففي الواقع، نحن نحاول هنا أن نحدد كثافة الكون عن طريق وزن العناصر المكونة له واحدًا تلو الآخر. على سبيل المثال، يمكننا أن نحاول استخدام آليات الحركة الداخلية للمجرات من أجل حساب كتلتها، وذلك بافتراض أن الجاذبية تحافظ على دوران القرص المجرِّيِّ بالطريقة عينها تقريبًا التي تهيمن بها جاذبية الشمس على حركة كوكب الأرض حول الشمس. فمن الممكن حساب كتلة الشمس من واقع سرعة كوكب الأرض في مداره، ومن الممكن إجراء عملية حسابية مشابهة من أجل المجرات؛ إذ إن السرعات المدارية للنجوم داخل المجرات تتحدد بواسطة الكتلة الإجمالية للمجرة التي تمارِس على النجوم قوة جذب. ومن الممكن بسط المبدأ عينه ليشمل العناقيد المجرية، بل والمنظومات الأكبر حجمًا من هذا. وتشير هذه العمليات البحثية على نحو مقنع للغاية إلى احتواء المجرات على مادة أكثر بكثير من تلك التي نراها بأعيننا على صورة نجوم كشمسنا. وهذه هي المادة المظلمة الشهيرة التي لا يمكننا أن نراها، وإنما يمكننا الاستدلال على وجودها من واقع تأثيرها الجذبي.

شكل ٦-٢: عنقود الهلبة المجرِّي. هذا مثال للعناقيد المجرية الثرية. وباستثناء النجوم المنفردة (كتلك الواقعة في يمين الصورة) فإن جميع الأجرام في هذه الصورة هي جميعها مجرات يحتويها عنقود مجري عملاق. العناقيد المجرية الضخمة كهذا نادرة نسبيًّا، لكنها تحتوي على مقدار ضخم للغاية من الكتلة، تصل إلى ١٠٠ مليون مليون مرة قدر كتلة الشمس.

شكل ٦-٣: عنقود الهلبة المجرِّي بالأشعة السينية. بالإضافة إلى المئات العديدة من المجرات التي تظهر في الصورة السابقة، تحتوي العناقيد المجرية كعنقود الهلبة على غاز حار للغاية يمكن تبيُّنه من خلال الإشعاع السيني الذي يطلقه. هذه الصورة التُقطتْ بواسطة القمر الصناعي «روسات».

شكل ٦-٤: عدسة الجاذبية. يمكن قياس أوزان العناقيد الثرية عن طريق رصد التشوهات التي تصيب الضوء الصادر من المجرات الموجودة في الخلفية بينما يمر عبر العنقود المجري. في هذا المثال الجميل للعنقود المجري «أبيل ٢٢١٨» نرى الضوء القادم من الخلفية، وقد تركز في نمط معقَّد من الأقواس بينما يعمل العنقود المجري كعدسة عملاقة. هذه الملامح تكشف عن مقدار الكتلة الذي يحتويه العنقود المجري.

العناقيد المجرِّية الثرية — تلك المنظومات البالغ قطرها أكثر من مليون سنة ضوئية، وتتكون من تجميعات هائلة من المجرات — تحتوي أيضًا قدرًا من المادة أكبرَ مما يُعزى إلى المجرات المنفردة الموجودة داخلها. إن مقدار المادة المحدد غير واضح، لكن ثمة أدلة قوية للغاية على أنه يوجد ما يكفي من المادة داخل المنظومات العنقودية الغنية بما يقترح أن قيمة أوميجا تصل إلى ٠٫١، بل وربما تزيد عن ٠٫٣. بل وتوحي أدلة غير حاسمة آتية من آليات حركة البِنَى الأكبر — العناقيد المجرية الفائقة التي يصل حجمها إلى عشرات ملايين السنوات الضوئية — بأن المزيد من المادة المظلمة يكمن في الفضاء الواقع بين العناقيد المجرية. هذه الحجج القائمة على آليات الحركة اختُبرت هي الأخرى حديثًا، وتأكَّدت من واقع مشاهدات مستقلة لتأثير عدسة الجاذبية الذي تتسبب فيه العناقيد المجرية، ومن واقع قياسات خصائص الغاز الحار للغاية المُطلِق للأشعة السينية التي يتخللها. ومن المثير للاهتمام أن نسبة المادة الباريونية داخل العناقيد المجرية مقارنةً بكتلتها الإجمالية تبدو أكبر بكثير من القيمة العامة التي تسمح بها عملية التخليق النووي لو أن هناك كثافة حرجة للمادة إجمالًا. تعني هذه الظاهرة المسماة «الكارثة الباريونية» أنه إما أن الكثافة الإجمالية للمادة أقل كثيرًا من القيمة الحرجة أو أن ثمة عملية مجهولة ما ربما أدت إلى تركيز المادة الباريونية في عناقيد.

الحبل الكوني المشدود

ولفهم طبيعة هذا اللغز، تخيل أنك تقف خارج حجرة مغلقة بإحكام. إن محتويات الحجرة محجوبة عنك، خلا نافذة صغيرة. يقال لك إنك تستطيع فتح النافذة في أي وقت تشاء، لكن لمرة واحدة فقط، ولفترة وجيزة من الوقت. ويقال لك إن الحجرة خالية، عدا حبل مشدود معلق في منتصفها على ارتفاع نحو مترين عن الأرض، ورجل بدأ في وقت غير محدد من الماضي السير على الحبل المشدود. أنت تعلم أيضًا أنه إذا وقع الرجل، فإنه سيظل على الأرض إلى أن تفتح النافذة. وإذا لم يقع، فسيواصل السير على الحبل المشدود إلى أن تراه.

ما الذي تتوقع رؤيته عندما تفتح النافذة؟ إنَّ توقُّعَكَ أن تجد الرجل على الحبل أو على الأرض يعتمد على معلومات ليست بحوزتك. فإذا كان هذا الرجل لاعب سيرك، فسيكون قادرًا على المشي جيئة وذهابًا على الحبل لساعات دون أن يسقط. من ناحية أخرى، إذا لم يكن الرجل متخصصًا في هذا المجال (شأنه في ذلك شأن أغلبنا) فلن يطول وقت بقائه على الحبل. ومع ذلك ثمة شيء بديهي؛ وهو أنه إذا وقع الرجل، فسيستغرق وقتًا وجيزًا للغاية في السقوط من الحبل إلى الأرض. ومن ثم ستندهش للغاية إذا اختلستَ النظر من النافذة وتصادف أنك رأيتَه وهو يقع من الحبل إلى الأرض. فمن المنطقي، على أساس ما نعرفه من معلومات عن الموقف، أن نتوقع أن يكون الرجل إما على الحبل أو على الأرض حين ننظر، لكن إذا نظرتَ ووجدته في منتصف السقوط، فستخلص إلى أن ثمة ما يريب في الأمر.

التضخم والانبساط

يُزعَم أن الحدث الذي تسبب في هذا هو التضخم الكوني، وهو فرضيةٌ أولُ مَن طرحها آلان جوث عام ١٩٨١ بشأن المراحل المبكرة للغاية من نموذج الانفجار العظيم. ويتضمن التضخم تغيرًا عجيبًا في خصائص المادة عند الطاقات العالية للغاية يُعرف باسم «التحول الطوري».

قابلنا بالفعل مثالًا على التحول الطوري؛ إذ يحدث أحد التحولات الطورية في النموذج القياسي بعد مرور جزء على المليون من الثانية على الانفجار العظيم، وهو مرتبط بالتفاعلات بين الكواركات. فعند درجات الحرارة المنخفضة، تظل الكواركات حبيسة الهادرونات، بينما عند درجات الحرارة العالية تكوِّن الكواركات بلازما الكواركات-الجلوونات. وفيما بين الحالتين تحدث عملية تحول طوري. وفي العديد من النظريات الموحدة، من الممكن أن يكون هناك العديد من التحولات الطورية على درجات حرارة أعلى من ذلك، وكلها تمثِّل تغيرات في شكل وخصائص المادة والطاقة في الكون. وفي ظل ظروف معينة، يمكن أن يكون التحول الطوري مصحوبًا بظهور الطاقة في الفضاء الخاوي، وهذه الطاقة تسمى «طاقة الفراغ». وإذا حدث هذا، يبدأ الكون في التمدد بسرعة أكبر بكثير من تمدده وفق نماذج فريدمان. وهذا هو التضخم الكوني.

المفاجأة

يمثل انفجار المستعر الأعظم نهاية درامية لحياة أي نجم ضخم. والمستعرات العظمى من بين أكثر الظواهر المعروفة في علم الفلك إثارة للذهول. فانفجار المستعر الأعظم أشد سطوعًا من الشمس بمليار مرة، ويمكن أن يفوق سطوع مجرة بأكملها لأسابيع عديدة. وقد رُصدت المُستَعِرات العظمى على مر التاريخ المدَوَّن، وقد أدى مستعر أعظم رُصِد وسُجِّل عام ١٠٥٤ إلى نشوء سديم السرطان، وهو سحابة من الغبار والحطام يقع داخلها نجم يدور حول نفسه في سرعة شديدة، يُسمى نجمًا نابضًا. وقد رصد عالم الفلك الدانماركي العظيم تيكو براهي مستعرًا أعظم عام ١٥٧٢، وآخِر حدث مماثل شوهد في مجرتنا يرجع تاريخه إلى عام ١٦٠٤، وعُرف وقتها بنجم كبلر. ورغم أن المعدل المعتاد لحدوث هذه الانفجارات في مجرة درب التبانة يبدو أنه نحوُ انفجارٍ واحد أو انفجارين في القرن أو نحو ذلك، وهذا استنادًا إلى السجلات التاريخية، فإنه لم يُرصد أي انفجار على مدار نحو ٤٠٠ عام. لكن في عام ١٩٨٧ انفجر مستعر أعظم بالفعل، في سحابة ماجلان الكبرى، وكان من الممكن رؤيته بالعين المجردة.

هناك نوعان مختلفان من المستعرات العظمى، يسمَّيَان النوع ١ والنوع ٢. وتكشف قياسات التحليل الطيفي عن وجود الهيدروجين في المستعرات العظمى من النوع ٢، لكن هذا العنصر غير موجود في المستعرات العظمى من النوع ١. ويُعتقد أن المستعرات العظمى من النوع ٢ نشأت مباشرة من انفجارات النجوم الضخمة التي تنهار قلوبها على نفسها بحيث تصير أشبه بأثر ميت، بينما تُلفَظ طبقاتها الخارجية في الفضاء. والمرحلة الأخيرة لهذا الانفجار تُخَلِّف إما نجمًا نيوترونيًّا وإما ثقبًا أسود. قد تَنْتج المستعرات العظمى من النوع ٢ من انهيار نجوم ذات كتل مختلفة، ومن ثم يوجد تفاوت كبير في خصائصها من نجم لآخر. تنقسم المستعرات العظمى من النوع ١ إلى الأنواع (١أ) و(١ب) و(١ج)، اعتمادًا على تفاصيل شكلها وطيفها. والمستعرات العظمى من النوع (١أ) تثير الاهتمام على نحو خاص؛ إذ إن لها ذروة سطوع واحدة؛ بسبب أنه يُعتقد أنها ناتجة عن نفس نوع الانفجار. والنموذج المعتاد لهذه الأحداث يتمثل في مراكمة قزم أبيض للكتلة عن طريق اكتسابها من نجم آخر ملازم له. وحين تتجاوز كتلة القزم الأبيض حدًّا حرجًا للكتلة يُسمى «كتلة شاندراسيخار» (حوالي ١٫٤ مرة قدر كتلة الشمس)، تنفجر أجزاؤه الخارجية، بينما تنهار أجزاؤه الداخلية على نفسها. وبما أن الكتلة الداخلة في الانفجار تكون مقاربة على الدوام للكتلة الحرجة، فَيُتوقَّع أن ينتج عن هذه الأجرام دائمًا تحرير القدر عينه من الطاقة. وانتظام خصائص المستعرات العظمى من النوع (١أ) يعني أنها واعدة للغاية من حيث إمكانية استخدامها في اختبار انحناء الزمكان وتباطؤ معدل تمدد الكون.

مكَّنت التقنيات الجديدة علماء الفلك من البحث عن (والعثور على) المستعرات العظمى من النوع (١أ) في مجرات بإزاحة حمراء تقارب الواحد الصحيح. (تذكَّر أن هذا يعني أن الكون تمدد بمعامل قدره اثنان خلال الوقت الذي قطعه الضوء من المستعر الأعظم إلينا.) ويمكن لمقارنة السطوع المرصود للمستعرات العظمى البعيدة بتلك القريبة أن تُمِدَّنا بتخمين تقريبي لمقدار بُعدها عنا. وهذا بدوره من شأنه أن يُخبرنا بالمعدل الذي كان الكون يتباطأ به خلال الزمن الذي استغرقه الضوء في الوصول إلينا. المشكلة أن هذه المستعرات العظمى أشد خفوتًا مما ينبغي لها أن تكون عليه لو أن تمدُّد الكون آخِذٌ في التباطؤ. فالكون لا يتباطأ حقًّا في تمدده، وإنما يتسارع.

أم تُراها أعجوبة أينشتاين الكبرى؟

لا تزال مشاهدات المستعرات العظمى التي تحدثتُ عنها محل خلاف، لكن يبدو أنها تشير بالتأكيد إلى أن ثمة حاجة إلى تغيير جذري في النظرية الكونية. من ناحية أخرى، هناك علاج جاهز لتلك المشكلة يرجع إلى وقت أينشتاين نفسه. في الفصل الثالث ذكرتُ كيف غيَّر أينشتاين نظريته الأصلية للجاذبية عن طريق استحداث ثابت كوني. وكانت الأسباب التي دعتْه لهذا الفعل — الذي نَدِم عليه فيما بعد — هي أنه أراد صياغة نظرية يمكنها وصف كون ساكن (أي غير متمدد). وقد غيَّر ثابِتُه الكوني قانونَ الجاذبية بحيث يمنع المكان من التمدد أو الانكماش على السواء. وفي السياق الحديث، من الممكن استحداث الثابت الكوني بحيث يصير قانون الجاذبية طاردًا على النطاقات الكبيرة. وإذا حدث هذا، فإن نزعة قوة الجذب التثاقلية للمادة إلى إبطاء الكون ستتغلب عليها قوة طرد كونية تجعل الكون يتسارع في تمدده.

بطبيعة الحال يتطلب هذا الحل أن يتقبل المرء فكرة أن الثابت الكوني لم يكن فكرة سيئة في المقام الأول. لكن النظريات الحديثة تمنحنا أيضًا فهمًا جديدًا للكيفية التي يمكن أن يحدث بها هذا. في نظرية أينشتاين الأصلية، ظهر الثابت الكوني في المعادلات الرياضية؛ كي يصف الجاذبية وانحناء الزمكان. وقد كان في حقيقة الأمر تعديلًا لقانون الجاذبية. لكن كان بإمكان أينشتاين بالمثل أن يكتب هذا الحد على الجانب الآخر من معادلاته، في جزء النظرية الذي يصف المادة. وعلى الجانب الآخر من معادلات أينشتاين، يظهر الثابت الكوني الشهير بوصفه حدًّا يصف كثافة الطاقة في الفراغ. قد تبدو فكرة الفراغ الذي يتمتع بطاقةٍ فكرةً عجيبةً، لكننا تناولناها بالفعل في موضع سابق من هذا الفصل. وهذه الطاقة هي المطلوبة تحديدًا من أجل التسبب في التضخم.