הפרעות בקרינת הרקע הקוסמית

מתוך אסטרופדיה
קפיצה אל: ניווט, חיפוש
מפת הפרעות בקרינת הרקע הקוסמית. הגוונים האדומים מצביעים על איזורים חמים יותר ואילו הגוונים הכחולים על איזורים קרים. המפה מוצגת בהיטל שווה-שטח במערכת הקורדינאטות הגלקטית. תמונה זו מבוססת על מיפוי קרינת הרקע הקוסמית ע"י הלווין WMAP של מנהלת החלל והתעופה של ארה"ב (NASA).

הפרעות בקרינת הרקע הקוסמית (באנגלית: Fluctuations in the Cosmic Microwave Background radiation) הן הבדלים קטנים בטמפרטורה של קרינת הרקע הקוסמית בין נקודות שונות על כיפת השמיים. הפרעות אלה מעידות על הפרעות בצפיפות החומר בעת תקופת הרקומבינציה (עידן השיחבור). לפי המודל הקוסמולוגי המקובל היום, ההפרעות בצפיפות החומר היוו את גרעיני ההתהוות של הגלקסיות וצבירי הגלקסיות שאנו רואים כיום.

תצפיות של קרינת הרקע הקוסמית מלמדות כי היקום החל את חייו כשצפיפות החומר והקרינה בתוכו אחידה, למעט הפרעות בשיעור של כ-1 ל-100,000. מקורן של הפרעות אלו עדיין לא מובן באופן מלא. מודלים שונים מקשרים את ההפרעות בצפיפות עם הפרעות קוונטיות בזמנים מוקדמים מאד, עת היקום היה בן שבריר של שנייה (10-35 שניות). מודלים אחרים מקשרים את ההפרעות הנ"ל עם מודל האינפלציה.

הפרעות בצפיפות החומר והקרינה חשובות ליצירת מבנים ביקום, כיוון שהן יצרו אזורים בהם צפיפות החומר גבוהה מהממוצע ועל כן בעלי שדה משיכה חזק מהממוצע. איזור צפוף יותר מחולל שדה כבידה גדול יותר, אשר סופח חומר. כך, עם הזמן, אזורים אלו הלכו וגדלו וספחו לתוכם יותר ויותר חומר עד שהפכו מאוחר יותר, לגלקסיות ולמבנים שאנו רואים היום.

התמונה משמאל מתארת את היקום הצעיר, בהיותו בן כ- 400 אלף שנה, בהתבסס על תצפיות של הלווין WMAP. הגוונים האדומים מצביעים על איזורים חמים יותר ואילו הגוונים הכחולים על איזורים קרים. אך ההבדל בטמפרטורה בין האזורים החמים לקרים במפה הוא רק כמה מיליוניות קלווין. כפי שניתן לראות הוא ברובו אחיד, למעט אותן הפרעות בשיעור של כ-1 ל-100,000. למעשה, הפרעות אלו איששו את התאוריה המקובלת כיום על היווצרות מבנים ביקום, כיוון שהפרעות אלו מצביעות על קיומם של איזורים צפופים יותר ביקום המוקדם.


גידול המבנים ביקום

התצפיות על קרינת הרקע הקוסמית בשילוב עם מידול התהליכים הפיזיקלים שהתרחשו ביקום המוקדם מעידות כי לפני כ 13.7 מיליארד שנה היקום התחיל את חייו במפץ הגדול, ומאז הוא מתפשט.

בתחילת חייו היקום היה מאוד חם (ראו: היקום המוקדם), ומורכב רק מחלקיקים אלמנטריים (לא אטומים) ומופוטונים (חלקיקים הנושאים את הקרינה האלקטרומגנטית) אשר נעו בחופשיות.

את היקום דאז ניתן לתאר כמעין "מרק" חם של קרינה וחלקיקים. אלקטרונים חופשיים מפזרים קרינה באופן יעיל מאוד, ועל-כן המהלך החופשי של הקרינה היה קצר והיא התפזרה באופן תדיר. ב 100,000 השנים הראשונות של היקום צפיפות האנרגיה של הקרינה היתה גדולה מזו של החומר, ועל כן התפשטות היקום נשלטה ע"י הקרינה. קצב ההתפשטות של היקום היה מהיר וההפרעות הראשונות ביקום לא יכלו לגדול אז באופן משמעותי (ראו ערך מורחב יצירת מבנים ביקום ).

כשהיקום היה בן 10,000 שנים צפיפות האנרגיה של החומר היתה שקולה לזו של הקרינה, ולמעשה מאז ועד שהיקום היה כבן 7 מליארד שנה צפיפות החומר היא זו שקבעה את קצב התפשטות היקום. מקובל לומר כי היקום "נשלט חומר" בשלבים אלו. ההפרעות יכלו לגדול, ואכן הפרעות בצפיפות החומר האפל גדלו. אבל עד הריקומבינציה הבריונים (כלומר, החומר הרגיל, להבדיל מחומר אפל) היו מצומדים לקרינה. במילים אחרות, התנגשויות תכופות בין החלקיקים גורמות להם להתחלק באופן שווה באנרגיה שלהם. כיוון שעדיין לא היו אטומים ביקום והאלקטרונים, הפרוטונים והניוטרונים פיזרו עליהם קרינה. הכח הדומיננטי בזמנים אלו על פני החלקיקים הנ"ל היה לחץ הקרינה אשר מנע מהם ליפול לתוך בורות הפוטנציאל של החומר האפל. כלומר, ההפרעות בצפיפות של הבריונים הוחלקו.

כאשר היקום היה בערך בן 400,000 שנה הוא התקרר למתחת ל- 3000 קלווין ונוצרו אטומי מימן, אשר מורכבים מפרוטון אחד ומאלקטרון אחד (קרי, הריקומבינציה Re-combination). בשלב הזה היקום הפך "שקוף" כיוון שעתה רוב האלקטרונים היו "תפוסים" באטומי מימן, ועל כן קרינה יכלה להתקדם בחופשיות דרך היקום. את הקרינה הזו אנו ממשיכים לקלוט גם היום, ואנו קוראים לה קרינת הרקע הקוסמית. כיוון שקרינה זו מורכבת מאותם פוטונים שנפלטו בעידן הריקומבינציה, היא מהווה תמונה של היקום בהיותו בן 400,000 שנה.

הספקטרום של קרינת הרקע הקוסמית כתלות בזווית WMAP של מנהלת החלל והתעופה של ארה"ב (NASA).

הפרעות

חקר ההפרעות בקרינת הרקע הקוסמית יכול ללמד אותנו רבות על הפיזיקה של היקום. בתמונה ניתן לראות את הספקרטום של קרינת הרקע הקוסמית כתלות בסקאלה זויתית (למעשה אחד חלקי הזווית ). תמונה זו צולמה ע"י הלווין WMAP של סוכנות החלל האמריקאית NASA . בתמונה ניתן לראות שיאים (גבעות) שונים, מקורם של שיאים אילו הוא בתנודות קול. תנודות אלו נגרמות בגלל צימוד בין הבריונים לקרינה לפני זמן השיחבור. לחץ הקרינה נוטה למחוק הפרעות, בעוד כוחות הגרוויטציה בין הבריונים (אשר נעים במהירות קטנה ממהירות האור) נוטים להגדיל הפרעות וליפול לבורות פוטנציאל. בעצם ישנה "תחרות" בין דחיסה לריווח, תחרות זו יוצרת גלי קול. ממש כמו גלי קול שאיתם אנו שומעים מוזיקה. כשאנו מדברים אנו דוקסים את האוויר והתנודות בין דחיסה לריווח נעות באוויר עד שהן מגיעות לאוזן של בן שיחתינו ועור התוף רוטט בהתאם. איננו שומעים את ההפרעות הללו בקרינת הרקע הקוסמית כיוון שהדחיסה בנוזל החומר-קרינה יוצר חימום של הגז, ואילו הריווח יוצר איזור קר יותר מהסביבה, כך שהתנודות מתרגמות לאיזורים חמים וקרים יותר (האיזורים האדומים והכחולים בתמונה בהתאמה). המרחק שגל קול כזה יכל לעבור היה מסדר גודל של סקאלת אופק היקום, ועל כן תנודות אילו יכולות ללמדנו על סקאלת היקום כולו - שנקרא גם אופק השמע ( sound horizon ). השיא הראשון משמאל (זהו השיא הגבוה ביותר) הוא מייצג מקסימום דחיסה (האיזור החם ביותר) של התנודות הנ"ל השיא השני מייצג איזור שנדחס ורווח פעם אחת, השיא השלישי מייצג מצב של דחיסה, ריווח ושוב דחיסה, וכך הלאה.

בנוסף מיקומו של השיא הראשון מעיד על הגיאומטריה של היקום. מיקומו של השיא צפוי היה להשתנות בהתאם לגיאומטריה המוצעת, ככל שהעקמומיות נמוכה יותר כך ציפו למיקום של השיא בזוויות קטנות יותר (קרי l גדולים יותר, כלומר השיא יזוז ימינה. ממקום השיא הסיקו המדענים בתחום כי היקום שטוח.

מתוך מדידת היחס בין השיאים הזוגיים לאי-זוגיים ניתן להסיק על כמות החומר הבריוני ביקום. תצורת הספקטרום משמאל לשיא הראשון הינה תוצאה של מדידה בסקאלות גדולות בהרבה מסאלת אופק היקום בזמן השחבור והיא מלמדת אותנו של התנאים ההתחלתיים של הפרעות לפני שנכנסו לאופק היקום.

הפרעות בקרינת הרקע הקוסמית מחולקות לשני סוגים: עיקריות ומשניות.

הפרעות עיקריות

אלו הן הפרעות אשר מקורן בקליפת הפיזור האחרון ולפני כן. כעקרון מחלקים את ההפרעות בצפיפות לאדיאבטיות ושוות עקמומיות אך למעשה ההפרעות הן קומבינציה של שתיהן.

קליפת הפיזור האחרון הינה למעשה "קליפת" השמים בזמן שחבור ובאומרנו "הפיזור האחרון" בכוונתינו לכך שהקרינה התפזרה פחות או יותר בפעם האחרונה על פני החלקיקים והיתה חופשיה לנוע ביקום. את הקרינה הזו אנו קולטים כיום בתור קרינת הרקע הקוסמית.

הפרעות אדיאבטיות בצפיפות

אלו ההפרעות שגודלן זהה ברכיבים השונים ביקום. כלומר, אותו גודל של הפרעה קיים בקרינה, בבריונים ובחומר האפל. תאורית האינפלציה מנבאת כי ההפרעות יהיו זהות בגודלן, קרי אדיאבטיות.

הפרעות שוות עקמומיות

אלו הן הפרעות המקיימות שסכום כל ההפרעות במרכיבים השונים הוא אפס. לדוגמא, הפרעה במקום מסוים מורכבת כ- 1\% יותר בצפיפות הבריונים וכ- 1\% פחות בצפיפות הקרינה.

הפרעות משניות (מאוחרות)

מקורן בכך שהקרינה עוברת כיברת דרך בין קליפת הפיזור האחרון לבין הצופה (דרך ענני גז חם, למשל); או בנפילה של קרינת הרקע לבור פוטנציאל של צביר גלקסיות במהלך קריסה.

אפקט סונייב-זלדוביץ

באנגלית Sunyaev-Zel'dovich effect : אפקט זה מתרחש כאשר ענן של אלקטרונים חמים מפזר את הקרינה בדרכה לצופה. האלקטרונים מפסידים קצת אנריגה והקרינה מרוויחה אנרגיה וניראת לנו חמה יותר. אפקט זה מתרחש בעיקר בצבירי גלקסיות שם הגז חם ומיונן ויכול לפזר את קרינת הרקע ולחמם אותה. כיוון שצבירי גלקסיות הם אוביקטים גדולים, הפרעות אלו יתרחשו על סקאלות מרחביות גדולות.

אפקט סאקס וולף

באנגלית Sachs-Wolfe effect: אפקט זה מתרחש כאשר במהלך דרכה של הקרינה אלינו היא עוברת דרך מבנה שקורס. זהו פוטנציאל גרוויטציוני שגדל עם הזמן. על כן בזמן שהקרינה תעבור דרכו היא תפסיד אנרגיה כי היא תצטרך לעלות במעלה הפוטנציאל. על כן, שהקרינה תיראה לנו קרה יותר באיזורים אלו.

ריוניזציה

באנגלית: reionization (ראו מאמר מורחב ריוניזציה)

קרינת הרקע הקוסמית מפוזרת על חומר מיונן ביקום, אך, כפי שנאמר למעלה, בעת ריקומבינציה (שחבור) היקום הפך ניטרלי והקרינה יכלה להמשיך בדרכה כמעט ללא הפרעות. אך למעשה, כשהיקום היה לערך בן 150 מליון שנה הוא התיינן מחדש (ריוניזציה), כלומר האטומים נפרדו לפרוטונים ולאלקטרונים שמרכיבים אותם. אבל כיוון שהיקום היה כבר גדול יותר, חתך הפעולה לפיזור היה קטן יותר, קרי, היו פחות פיזורים של קרינה על אלקטרונים בהשוואה ליקום המוקדם. אף על פי כן, עדיין מתרחשים פיזורים ועל כן ניתן לראות את זה בהפרעות בקרינת הרקע הקוסמית - הן נראות מרוחות יותר.

מאפיינים במבנה הפרעות

תנודות קול

בהפרעות אלו מבחינים בתנודות קוליות, שהן גלי קול הנעים בתווך, או בשמן הלועזי: אוסילציות אקוסטיות. תנודות אלו נגרמות בגלל צימוד בין הבריונים לקרינה. לחץ הקרינה נוטה למחוק הפרעות, בעוד כוחות הגרוויטציה בין הבריונים (אשר נעים במהירות קטנה ממהירות האור) נוטים להגדיל הפרעות וליפול לבורות פוטנציאל. "תחרות" בין שני אפקטים אלו יוצרת תנודות. כיוון שקרינת הרקע הקוסמית מהווה תמונה של היקום בגיל 400,000 שנה תנודות אלו מתרחשות על סקאלה דומה לזו של האופק.

דעיכת סילק

דעיכת סילק (באנגלית: Silk damping) או דעיכה כתוצאה מפיעפוע פוטונים (באנגלית: Photon Diffusion Damping) הן דעיכות של הספקטרום בגלל דיפוזית (פיעפוע) הפוטונים. כיוון שהפוטונים נעים במהירות האור הם יכולים לצאת מבורות פוטנציאל. יציאת פוטונים מבורות הפוטנציאל גורמת בפועל להחלקה של ספקטרום ההפרעות של קרינת הרקע הקוסמית. בסקאלות מרחק גדולות הפיעפוע איטי ומתרחש על סקאלות זמן אופייניות של גיל היקום. לעומת זאת, על פני מרחקים קצרים מאד הפיעפוע הוא משמעותי מאד ומהיר. למעשה, על סקאלות מרחק קצרות מכ- 3 מגה-פרסק בתקופת הרקומבינציה (שווה ערך ל l<800) הפיעפוע היה מהיר מאד וגרם להחלקה של ספקטרום ההפרעות של קרינת הרקע הקוסמית. אורך זה נקרא לעיתים גודל סילק (באנגלית: Silk Scale).

ראו גם

הרצאות וידאו


קישורים חיצוניים

ספרות מקצועית

מחברים


סמדר נאוז, ערן אופק