קרינת הרקע הקוסמית

מתוך אסטרופדיה
גרסה מ־09:49, 14 בדצמבר 2008 מאת Eran (שיחה | תרומות) (אחידות (Isotropy))
קפיצה אל: ניווט, חיפוש

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. בנוסף כאחוז אחד מהרעש בקליטת שידורי טלווזיה ע"י אנטנה חיצונית נובע כתוצאה מקרינת הרקע הקוסמית. 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 שיחבור 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 והיא נקראת קרינת הרקע הקוסמית בגלי מיקרו. גיל היקום בעת עידן השיחבור היה כ- 400,000 שנה והטמפרטורה של החומר והקרינה ביקום היו כ 10,000 קלווין. כמובן שתהליך השיחבור 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) 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 (עוצמה כתלות באורך גל או תדירות) 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 הספקטרום של קרינת הרקע הקוסמית מתואר בצורה כמעט מדויקת ע"י ספקטרום הקרינה 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 שמוצע ע"י פני כל הכיוונים, של קרינת הרקע הקוסמית. צורת הספקטרום של גוף שחור מאופיינת על ידי פרמטר אחד בלבד (טמפרטורה) שקובע את צורתו. הספקטרום של קרינת הרקע מתאים בדיוק רב (עם סטיות קטנות בלבד) לספקטרום התאורטי של גוף שחור.

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 המבנים ביקום. תופעה נוספת שעשויה להשפיע (באופן זניח) 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 שתי נקודות על פני כיפת השמיים במרחק זוויתי מסוים 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).

הסטיות הגדולות ביותר מאחידות של קרינת הרקע הקוסמית נצפות על סקלות זוויתיות גדולות מאד (של 180 מעלות, ומכאן שמן: דיפול). בכיוון מסוים בשמיים טמפרטורת קרינת הרקע גבוהה בכשלוש אלפיות קלווין מהטמפרטורה בכיוון המנוגד. על סמך המדידות של הרדיומטר הדיפרנציאלי (DMR) על גבי הלווין COBE האמפליטודה של הדיפול בקרינת הרקע היא: 3.358±0.023 אלפיות קלווין. הטמפרטורה הגבוהה ביותר מושגת בכיוון של קו אורך גלקטי 264.31^{\circ}\pm0.16^{\circ} וקו רוחב גלקטי 48.05^{\circ}\pm0.09^{\circ}. ככל הנראה הדיפול בקרינת הרקע הקוסמית נובע מתנועתה של השמש במהירות של 369 ק"מ לשנייה ביחס לקרינת הרקע הקוסמית.

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 מבוססת על מיפוי קרינת הרקע הקוסמית ע"י הלווין WMAP של מנהלת החלל והתעופה של ארה"ב (NASA).

בסקלות זוויתיות קטנות קרינת הרקע איננה אחידה בשעור שלכ 10 מיליוניות קלווין. אי האחידות הנ"ל נובעת ממגוון סיבות שקשורות בין היתר ליצירת המבנים ביקום. ככל הנראה אי-אחידויות קוונטיות ביקום המוקדם הובילו ליצירת אזורים צפופים מעט יותר וצפופים מעט פחות ביקום. עם התפתחות היקום האזורים הצפופים נעשו צפופים יותר באופן יחסי לממוצע והאזורים הצפופים פחות נעשו אף דלילים יותר בחומר. אי האחידות בצפיפות החומר גרמה לאי אחידויות בקרינת הרקע הקוסמית (ראו: הפרעות בקרינת הרקע הקוסמית). באיור בצד שמאל נראית מפת שמיים, בקורדינאטות גלקטיות, של אי האחידות בקרינת הרקע הקוסמית (לאחר שהופחתה ממנה האי אחידות כתוצאה מהדיפול) כפי שמופו ע"י הלווין WMAP לחקר 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 אלו ביססו את התאוריה המקובלת כיום על הווצריות מבנים ביקום ומהווים אישוש נוסף לקיומו של החומר האפל. לולא היה חומר אפל ביקום, היה צורך באי-אחידות גדולה הרבה יותר מזו שנצפתה ע"י הלווינים COBE ו WMAP על מנת להסביר את המבנים הנראים כיום ביקום (למשל גלקסיות וצבירי גלקסיות). הסיבה לכך נעוצה בעובדה שהחומר הבריוני (חומר "רגיל" העשוי פרוטונים ונויטרונים) היה מצומד לקרינה עד לעידן השיחבור. משמעות הצימוד הנ"ל שהטמפרטורה של החומר הבריוני והקרינה היו דומים מאד זה לזה. קצב הגידול התאורטי של ההפרעות בצפיפות מאז עידן השחיבור (בערך בפקטור 1000) לא יכול להסביר את יצירת המבנים שאנו צופים בהם כיום. הפתרון לבעיה נעוץ בעובדה כי כתוצאה מתכונותיו של החומר האפל הוא יצא מצימוד עם הקרינה זמן רב לפני עידן השיחבור ועל כן היה לו יותר זמן ליצור אזורים בעלי צפיפות גבוהה. כאשר הוסר הצימוד בין החומר הבריוני והקרינה בעת עידן השיחבור, יכל החומר הבריוני לקרוס על האזורים בעלי הצפיפות הגבוהה יותר של חומר אפל שנוצרו קודם לכן. כך למעשה יכלו ההפרעות בשעור של 1 ל 100,000 שאנו צופים בהם בעת עידן השחיבור להפוך למבנים שאנו רואים כיום.

נהוג לבטא את האי אחידות בקרינת הרקע הקוסמית ע"י פונקצית המתאם (קורלציה) כתלות במרחק הזוויתי. בצד שמאל מוצגות המדידות של פונקצית המתאם כתלות ב אחד חלקי המרחק הזוויתי. המבנה המורכב של פונקציה זו נובע מתהליכים פיזקלים שונים (ראו: הפרעות בקרינת הרקע הקוסמית), וצורתה המדויקת תלוי בפרמטרים הקוסמולוגים של היקום.

פרמטרים קוסמולוגים וקרינת הרקע הקוסמית

פונקצית המתאם בהפרעות של קרינת הרקע הקוסמית כפי שנמדדה ע"י הלווין WMAP לחקר קרינת הרקע, של מנהלת החלל והתעופה של ארה"ב. המדידות מסומנות ע"י עיגולים שחורים והקוים על גבי העיגולים מייצגים את שגיאות המדידה. הקו האדום מראה את המודל הטוב ביותר שמתאים לנתונים ואילו האזור האפור מראה את השגיאה הקוסמית של המודל (השגיאה הנובעת מן העובדה שהמדידות התבצעו רק ע"י צופה יקומי בודד).


כאמור באמצעות התאמה בין התצפיות למודלים של פונקצית המתאם של ההפרעות בקרינת הרקע הקוסמית כתלות במרחק הזוויתי ניתן לאמוד באופן מדויק חלק מהפרמטרים הקוסמולוגים. הטבלה הבאה מציגה חלק מהפרמטרים הקוסמולוגים שנמדדו באמצעות ניתוח התצפיות של הלווין WMAP לחקר קרינת הרקע הקוסמית (ראה גם איור משמאל), בשילוב עם תצפיות של סקר השמיים של סלואן (SDSS) ומדידות המבוססות על סופרנובות מסוג Ia.

היסטוריה

פנזיאס ווילסון יחד עם אנטנת השופר שבאמצעותה גילו את קרינת הרקע הקוסמית. צילום: מעבדות בל.

קיומה של קרינת הרקע הקוסמית נחזה ע"י רוברט דיקי (Robert Dicke) בשנת 1946 וג'ורג' גאמווב (George Gamow), ראלף אלפר (Ralph Alpher) ורוברט הרמן (Robert Herman) בשנת 1948. בשנות ה-40 המאוחרות ועד שנות ה-60 נעשו מספר נסיונות להעריך את הטמפרטורה. הערכות נעו בין 1 ל 50 קלווין. ב 1964 ארנו פנזיאס (Arno Penzias) ורוברט וודרו ווילסון (Robert Woodrow Wilson) ממעבדות טלפוני בל (Bell Telephon Laboraties ) בניו גרזי, ביצעו ניסוי שבמסגרתו ניסו למצוא את מקור ההפרעות ששיבשו באופן חלקי תקשורת רדיו ולווינים. לצורך הניסוי עם עשו שימוש באנטנת רדיו בצורת קרן (ראה תמונה משמאל). היתרון באנטנה זו היא שאין בה הסתרות הגורמות לסיבוכים בהערכת מקורות הרעש הפנימיים של האנטנה. הניסוי שביצעו שיכנע אותם כי קיימת קרינה שהטמפרטורה שלה (אם היתה קרינת גוף שחור) היא בקרוב 3.3 קלווין. פנזיאס ווילסון לא ידעו בתחילה מה מהותה של קרינה זו ורק לאחר חיפוש מעמיק הבינו כי המדובר בקרינת הרקע הקוסמית שמקורה ביקום הקדום. מעניין לצין כי באותה עת תכננו מדענים בראשותו של רוברט דיקי באוניברסיטת פרינסטון ניסוי לגילוי קרינת הרקע. יחד עם מאמר הגילוי של קרינת הרקע ב 1965 הופיע מאמר בראשותו של דיקי שמסביר את מהות התגלית המופלאה של פנזיאס ווילסון. על תגלית חשובה זו זכו פנזיאס ווילסון בפרס נובל לפיזיקה לשנת 1978.

בדיעבד התברר כי קרינת הרקע התגלתה במקרה בשנת 1941 ע"יאנדרו מקקלר (Andrew McKellar). מקקלר גילה כי מולקולות CN בתווך הבין כוכבי מעוררות במידה מועטה ועל מנת להסביר את העירור הנ"ל יש צורך בקרינת רקע בטמפרטוה של כ 2.3 קלווין. כיום שיטות דומות לזו של מקקלר משמשות למדידת הטמפרטורה של קרינת הרקע הקוסמית בהסחות לאדום גבוהות. תצפיות כאלו איששו את התחזית שהטמפרטורה של קרינת הרקע אמורה לגדול יחד עם ההסחה לאדום (z), כמו 1+z.

ראו גם

הרצאות וידאו

קישורים חיצוניים

ספרות מקצועית


מחברים ראשיים של המאמר


ערן אופק