הבדלים בין גרסאות בדף "קרינת הרקע הקוסמית"

מתוך אסטרופדיה
קפיצה אל: ניווט, חיפוש
(מאפיינים)
(הדיפול (The CMB dipole))
שורה 22: שורה 22:
  
 
===הדיפול (The CMB dipole)===
 
===הדיפול (The CMB dipole)===
[[תמונה:COBE_CMB_dipole.jpg|שמאל|250px|ממוזער|הדיפול של קרינת הרקע הקוסמית. באיור מראה מדידות של הטמפרטורה של קרינת הרקע הקוסמית כתלות במיקום על פני כיפת השמיים (במערכת [[קורדינאטות שמימיות|קורדינאטות גלקטית]]. באיור, כחול מייצג אזורים חמים יותר ואילו אדום אזורים קרים יותר. ההבדלים בין האזורים החמים לקרים הם בשעור של כ 1 ל 1000 בלבד. האיור מבוסס על מדידות שבוצעו ע"י הלווין לחקר קרינת הרקע הקוסמית COBE של מנהלת החלל והתעופה של ארה"ב (NASA).]  
+
[[תמונה:COBE_CMB_dipole.jpg|שמאל|250px|ממוזער|הדיפול של קרינת הרקע הקוסמית. באיור מראה מדידות של הטמפרטורה של קרינת הרקע הקוסמית כתלות במיקום על פני כיפת השמיים (במערכת [[קורדינאטות שמימיות|קורדינאטות גלקטית]]. באיור, כחול מייצג אזורים חמים יותר ואילו אדום אזורים קרים יותר. ההבדלים בין האזורים החמים לקרים הם בשעור של כ 1 ל 1000 בלבד. האיור מבוסס על מדידות שבוצעו ע"י הלווין לחקר קרינת הרקע הקוסמית COBE של מנהלת החלל והתעופה של ארה"ב (NASA).]]
 
 
  
 
===הפרעות בקרינת הרקע הקוסמית===
 
===הפרעות בקרינת הרקע הקוסמית===

גרסה מ־09:11, 11 בדצמבר 2008

קרינת הרקע הקוסמית (באנגלית: Cosmic Microwave Background radiation) הינה קרינה בתחום גלי המיקרו אשר מגיעה אלינו מכל הכיוונים בשמיים באופן כמעט אחיד. קרינת הרקע הקוסמית הינה שריד לשלב מוקדם של היקום. ספקטרום הקרינה שלה מאופיין כקרינת גוף שחור בטמפרטורה של 2.725±0.002 קלווין. הפוטונים של קרינת הרקע הקוסמית הינם מקור הקרינה בעל צפיפות הפוטונים הגבוהה ביותר ביקום - בממוצע, כל ס"מ מעוקב של היקום מכיל כ 410 פוטונים של קרינת הרקע הקוסמית ובכל שנייה חולפים כ 1x1013 פוטונים של קרינת הרקע הקוסמית דרך קצה האגודל של כל אחד מקוראי המאמר. קרינה זו היא אחת העדויות להתרחשותו של המפץ הגדול.

מקור הקרינה

ע"פ התאוריה המקובלת, לפני כ- 14.7 מליארד שנה היקום התחיל את חייו במפץ הגדול, ומאז הוא מתפשט. בשלבים מוקדמים מאד היקום היה חם מאד (ראו: היקום המוקדם), ומורכב רק מחלקיקים אלמנטריים (לא אטומים) ופוטונים (חלקיקים הנושאים את הקרינה האלקטרומגנטית. את היקום דאז ניתן לתאר כמעין "מרק" חם של קרינה וחלקיקים. מאחר ואלקטרונים מפזרים קרינה באופן יעיל מאוד, הקרינה ביקום לא יכלה להתקדם בחופשיות והוא היה אטום לקרינה. בין היתר הדבר גרם לכך שחלקיקי הקרינה יהיו בשווי משקל תרמודינמי עם חלקיקי החומר (ע"י החלפת אנרגיה בהתנגשויות בין החלקיקים השונים). כאשר היקום התקרר אל מתחת לכמה אלפי קלווין נוצרו אטומי מימן, אשר מורכבים מפרוטון אחד ומאלקטרון אחד (תהליך זה נקרא רקומבינציה Re-combination). בשלב הזה היקום הפך "שקוף לקרינה" כיוון שעתה רוב האלקטרונים היו "תפוסים" באטומי מימן, ועל כן הקרינה יכלה להתקדם בחופשיות. את הקרינה הזו אנו קולטים כיום זו והיא נקראת קרינת הרקע הקוסמית. גיל היקום בשלב הרקומבינציה היה כ- 400,000 שנה והטמפרטורה של החומר והקרינה ביקום היו כ 10,000 קלווין. כמובן שתהליך הרקומבינציה לא התרחש באחת - הזמן שעל פניו הוא התרחש נקרא קליפת הפיזור האחרון. הפוטונים של קרינת הרקע הקוסמית נעים ביקום מתפשט ועל כן הם מתקררים באופן שהוא מתכונתי הפוך לפקטור הסקלה (מתאר את הגודל היחסי של היקום כתוצאה מהתפשטות היקום, ראו גם: מרחקים בקוסמולוגיה). כיום, הטמפרטורה של קרינת הרק הקוסמית היא 2.725±0.002 קלווין.

מספר הפוטונים של קרינת הרקע (המהווים את הרוב המוחלט של הפוטונים ביקום) גדול בכשמונה סדרי גודל ממספר הבריונים (חומר "רגיל" העשוי פרוטונים, נויטרונים ואלקטרונים) ביקום (ראו גם: שכיחות היסודות הכימיים ביקום). הסיבה לכך שמספר הפוטונים גדול בהרבה ממספר חלקיקי החומר קשורה ככל הנראה לתהליך האיון (אניהלציה) של החומר והאנטי בחומר בשלבים הראשונים של היווצרות היקום (ראו: היקום המוקדם).

מאפיינים

ספקטרום

הספקטרום של קרינת הרקע הקוסמית כפי שנמדד ע"י הספקטרומטר האבסולוטי בתחום האינפרא אדום שעל גבי לויין המחקר לחקר קרינת הרקע הקוסמית COBE (עיגולים). הקו השחור מציין את ספקטרום הקרינה התאורטי של גוף שחור בטמפרטורה של 2.725 קלווין. שגיאות המדידה על גבי כל אחד מהעיגולים קטנות פי 400 מקוי השגיאה בסרטוט והוגדלו על מנת שיהיה ניתן להבחין בהם. המדידות הנ"ל מראות כי ספקטרום של קרינת הרקע הקוסמית הינו מתואר בצורה כמעט מדויקת ע"י ספקטרום קרינה של גוף שחור תאורטי.

הספקטרום של קרינת הרקע הקוסמית מאופיין בקרוב מצוין ע"י ספקטרום הקרינה של גוף שחור. באיור משמאל, מוצג ספקטרום הקרינה המדוד, כפי מוצע ע"י פני כל הכיוונים, של קרינת הרקע הקוסמית. ספקטרום של גוף שחור מאופיין על ידי 2 פרמטרים בלבד

בכיוונים מסוימים בשמיים ישנן סטיות קטנות מספקטרום תאורטי של גוף שחור בעיקר כתוצאה מתופעות הקשורות בהתקדמות הקרינה בתווך היקומי. לדוגמא כתוצאה מהתנגשויות ( ע"י פיזור קומפטון הפוך) של קרינת הרקע הקוסמית עם גז חם בצבירי גלקסיות הופכים פוטונים של קרינת הרקע לאנרגטיים יותר. תופעה זו הקרויה אפקט סנייב-זלדוביץ' גורמת לשינוי בספקטרום הנצפה של קרינת הרקע הקוסמית בכיוונם של צביר גלקסיות. למעשה שיטה זו עשויה לעזור לנו למפות צבירי גלקסיות רחוקים, ועל כן להבין טוב יותר את יצירת המנים ביקום. תופעה נוספת שעשויה להשפיע על הספקטרום של קרינת הרקע הקוסמית היא תופע ה GZK, אם כי ככל הנראה שינוי זה יהיה בלתי מדיד.

אחידות (Isotropy)

מאפינייה (טמפרטורה ועוצמה) של קרינת הרקע הקוסמית הם אחידים (איזוטרופיים) עד כדי רמה של 1 ל 1000 בכל הסקלות הזוויתיות (בסקלה זוויתית הכוונה היא שאם נשווה את טמפרטורת הקרינה בין 2 נקודות על פני כיפת השמיים שמרחקן זוית מסוימת הן יהיו זהות עד כדי 1 ל 1000). למעשה בסקלות זוויתיות קטנות יותר מכ 10 מעלות האחידות של קרינת הרקע היא ברמה של 1 ל 100,000.


הדיפול (The CMB dipole)

הדיפול של קרינת הרקע הקוסמית. באיור מראה מדידות של הטמפרטורה של קרינת הרקע הקוסמית כתלות במיקום על פני כיפת השמיים (במערכת קורדינאטות גלקטית. באיור, כחול מייצג אזורים חמים יותר ואילו אדום אזורים קרים יותר. ההבדלים בין האזורים החמים לקרים הם בשעור של כ 1 ל 1000 בלבד. האיור מבוסס על מדידות שבוצעו ע"י הלווין לחקר קרינת הרקע הקוסמית COBE של מנהלת החלל והתעופה של ארה"ב (NASA).

הפרעות בקרינת הרקע הקוסמית

ראו גם מאמר מורחב הפרעות בקרינת הרקע הקוסמית

מפת הפרעות בקרינת הרקע הקוסמית, הצבעים האדומים מצביעים על איזורים חמים יותר ואילו הצבע הכחול כהה על איזורים כהים. תמונה זו נערכה ע"י הלווין WMAP של סוכנות החלל האמריקאית NASA


לקרינה הרקע הקוסמית טמפרטורה אחידה של 2.73 קלווין עד אחד חלקי מאה אלפים. כלומר בסקאלת טמפרטורה של 10 מיקרו-קלווין נקבל פלקטואציות, קרי, חוסר אחידות בטמפרטורה. חוסר אחידות זה מצביע על קיומם של איזורים צפופים יותר ביקום המוקדם. כאחוז אחד מהרעש בקליטה בטלווזיה ע"י אנטנה חיצונית נובעת בגלל קרינת הרקע הקוסמית.

תמונה זו מתארת את היקום הצעיר, בהיותו בן כ- 400 אלף שנה. כפי שניתן לראות הוא ברובו אחיד, למעט אותן הפרעות בשיעור של (כ-1 ל-100,000). למעשה הפרעות אילו ביססוי את התאוריה המקובלת כיום על הווצריות מבנים ביקום. הפרעות אילו מצביעות על קיומם של איזורים צפופים יותר ביקום המוקדם. לפי התאוריה המקובלת לפני הריקומבנציה החומר הנראה (קרי החומר הבריוני) היה מצומד לקרינה על כן כל הפרעות התחלתיות בצפיפות החומר הבריוני הוחלק, על כן האיזורים הצפופים הנראים הינם בורות פוטציאל של חומר אפל, אליהם נקלעה הקרינה. תמונה זו נערכה ע"י הלווין WMAP של סוכנות החלל האמריקאית NASA .

היסטוריה

קיומה של קרינת הרקע הקוסמית נחזה ע"י ג'ורג' גאמווב (George Gamow) וע"י ראלף אלפר (Ralph Alpher ) בשנת 1948, ונעשו מספר נסיונות להעריך את הטמפרטורה. ב 1965 ארנו פנזיאס (Arno Penzias ) ורוברט וודרו ווילסון (Robert Woodrow Wilson) ממעבדות טלפוני בל (Bell Telephon Laboraties ) בניו גרזיסנו אנטנת רדיו כחלק מנסוי אסטרונומית רדיו ותקשרות לויינית. למכשיר שלהם היתה טמפרטורה (טמפרטורה זו היא רעש רקע באנטנת שניתן לתרגמה כטמפרטורה) של 3.3K .בדיקה מדוקדקת העלתה כי אכן טמפרטורת הרקע באנטנת מקורה היא בקרינת הרקע הקוסמית.


ראו גם

1) קרינת גוף שחור

2) הפרעות בקרינת הרקע הקוסמית

הרצאות וידאו

קישורים חיצוניים

ספרות מקצועית

מחברים ראשיים של המאמר


ערן אופק