קרינת הרקע הקוסמית

מתוך Astropedia

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 קרינה זו תואם את ספקטרום קרינה הנפלטת מגוף שחור בטמפרטורה של 2.725±0.002 קלווין ברמת דיוק גבוהה מאוד. 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.

תוכן עניינים

מקור הקרינה

ע"פ התאוריה המקובלת, לפני כ- 14.7 מליארד שנה היקום התחיל את חייו במפץ הגדול, ומאז הוא מתפשט. בשלבים מוקדמים היקום היה חם מאוד (ראו: היקום המוקדם), ומורכב רק מחלקיקים אלמנטריים (בסיסיים יותר מאטומים) 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 היו בשיווי משקל תרמודינמי עם חלקיקי החומר (ע"י החלפת אנרגיה בהתנגשויות בין החלקיקים השונים). לאחר שהיקום התקרר אל מתחת למס' אלפי מעלות קלוין, נוצרו אטומי מימן, אשר מורכבים מפרוטון אחד ומאלקטרון אחד (תהליך זה נקרא שחבור 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 השחבור היה כ- 400,000 שנה והטמפרטורה של החומר והקרינה ביקום היו כ-10,000 קלוין. כמובן שתהליך השחבור לא התרחש בבבת אחת - 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 קלוין.

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

מאפיינים

ספקטרום

הספקטרום (עוצמה כתלות באורך גל) של קרינת הרקע הקוסמית כפי שנמדד ע"י לויין המחקר לחקר קרינת הרקע הקוסמית COBE. הקו השחור מתאר את ספקטרום הקרינה התאורטי של גוף שחור בטמפרטורה של 2.725 קלווין. שגיאות המדידה על גבי כל אחד מנק' המדידה 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 (עוצמה כתלות באורך גל) של קרינת הרקע הקוסמית כפי שנמדד ע"י לויין המחקר לחקר קרינת הרקע הקוסמית COBE. הקו השחור מתאר את ספקטרום הקרינה התאורטי של גוף שחור בטמפרטורה של 2.725 קלווין. שגיאות המדידה על גבי כל אחד מנק' המדידה 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, ברמת ההתאמה גבוהה מאוד, ע"י ספקטרום הקרינה של גוף שחור. באיור משמאל, מוצג ספקטרום הקרינה המדוד, לאחר חישוב ממוצע ע"י פני כל הכיוונים מהצופה במרחב, 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 מקומיות 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 בכיוונו של צביר גלקסיות. למעשה שיטה זו משמשת כאחד האמצעים למיפוי צבירי גלקסיות רחוקים, ועל כן עוזרת להבין טוב יותר את התהליך של יצירת מבנים ביקום. תופעה נוספת שעשויה להשפיע (באופן זניח) על הספקטרום של קרינת הרקע הקוסמית היא אפקט 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. 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)

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

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 קלוין מהטמפרטורה בכיוון המנוגד (ראה איור משמאל). 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.

בסקלות זוויתיות קטנות קרינת הרקע איננה אחידה בשעור של כ-10 מיליוניות קלוין. 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 ביחס לממוצע והאזורים הצפופים פחות נעשו אף דלילים יותר בחומר. אי-האחידות בצפיפות החומר גרמה לאי-אחידויות בקרינת הרקע הקוסמית. בתמונה התחתונה בצד שמאל נראית מפת שמיים, בקורדינאטות גלקטיות, של אי-האחידות בקרינת הרקע הקוסמית (לאחר שהופחתה ממנה אי-האחידות הנובעת מהדיפול), כפי שמופו ע"י הלווין WMAP לחקר קרינת הרקע הקוסמית.

מפת הפרעות בקרינת הרקע הקוסמית לאחר הפחתת הדיפול, כאשר המקרא זהה לתמונה הקודמת - כחול הוא קר יותר ואדום - חם. תמונה זו מבוססת על מיפוי קרינת הרקע הקוסמית ע"י הלוויין WMAP של מנהלת החלל והתעופה של ארה"ב (NASA)
מפת הפרעות בקרינת הרקע הקוסמית לאחר הפחתת הדיפול, כאשר המקרא זהה לתמונה הקודמת - כחול הוא קר יותר ואדום - חם. תמונה זו מבוססת על מיפוי קרינת הרקע הקוסמית ע"י הלוויין WMAP של מנהלת החלל והתעופה של ארה"ב (NASA)

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 וכן מהווים אישוש נוסף לקיומו של החומר האפל (ראו יצירת מבנים ביקום. 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 השחבור. משמעות הצימוד הנ"ל שהטמפרטורה של החומר הבריוני ושל הקרינה היו דומות מאד אחת לשניה. קצב הגידול התאורטי של ההפרעות בצפיפות מאז עידן השחבור (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 השחבור ועל כן היה לו יותר זמן ליצור אזורים בעלי צפיפות גבוהה. כאשר הוסר הצימוד בין החומר הבריוני והקרינה בעת עידן השחבור, 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 השיחבור להפוך למבנים שאנו רואים כיום.

נהוג לבטא את אי-האחידות בקרינת הרקע הקוסמית ע"י פונקצית המתאם (קורלציה) כתלות במרחק הזוויתי. בצד שמאל מוצגות המדידות של פונקצית המתאם כתלות בהופכי המרחק הזוויתי. המבנה המורכב של פונקציה זו נובע מתהליכים פיזיקליים שונים, וצורתה המדויקת תלויה בפרמטרים הקוסמולוגיים של היקום.

קרינת הרקע הקוסמית ופרמטרים קוסמולוגיים

פונקציית המתאם בהפרעות של קרינת הרקע הקוסמית כפי שנמדדה ע"י הלווין WMAP, של NASA. 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 בודד).
פונקציית המתאם בהפרעות של קרינת הרקע הקוסמית כפי שנמדדה ע"י הלווין WMAP, של NASA. 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 בודד).

כפי שכבר נאמר, באמצעות התאמה בין התצפיות למודלים של פונקציית המתאם של ההפרעות בקרינת הרקע הקוסמית כתלות במרחק הזוויתי ניתן לאמוד באופן מדויק חלק מהפרמטרים הקוסמולוגיים.

הטבלה הבאה מציגה חלק מהפרמטרים הקוסמולוגיים שנמדדו באמצעות ניתוח התצפיות של הלווין WMAP לחקר קרינת הרקע הקוסמית (ראו גם איור משמאל), בשילוב עם תצפיות של סקר השמיים של סלואן (SDSS) ומדידות המבוססות על סופרנובות מסוג Ia.

הפרמטרים הקוסמולוגים מתוך תצפיות מקרינת הרקע הקוסמית (נכון לנובמבר 2009)
פרמטרערך
H0 72
Ωm 0.28
Ωrad 8.3\times 10^{-5}
Ωk 0
ΩDE 0.72
Ωb 0.046

קרינת הרקע של ניוטרינו

ב"מרק" הקוסמי הבראשיתי, הריאקציות בין החלקיקים האלמנטריים השונים יצרו גם חלקיקי ניוטרינו. בתחילה חלקיקי הניוטרינו (לפחות שלושת המינים הקלים הידועים) היו מצומדים לחומר ועל כן ספקטרום האנרגיה שלהם היה כשל קרינת גוף שחור. כאשר היקום היה בן 2 שניות, איבדו הניוטרינו את צימודם עם החומר. למרות שחלקיקי ניוטרינו בראשיתיים אלו טרם התגלו באופן ישיר, התאוריה אומרת כי תהיה להם טמפרטורה אופיינית של כ 1.95 קלוין, נמוכה מטמפרטורת קרינת הרקע הקוסמית. הסיבה לכך היא שקרינת רקע של הניוטרינו נוצרה מוקדם יותר, עברה הסחה גדולה יותר לאדום ולכן החלקיקים הם פחות אנרגטיים, כלומר בעלי טמפרטורה נמוכה יותר.

היסטוריה

פנזיאס ווילסון יחד עם אנטנת השופר שבאמצעותה גילו את קרינת הרקע הקוסמית. צילום: מעבדות בל.
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' גאמוב (George Gamow), ראלף אלפר (Ralph Alpher) ורוברט הרמן (Robert Herman) בשנת 1948. בשנות ה-40 המאוחרות ועד שנות ה-60 נעשו מספר נסיונות תאורטיים להעריך את הטמפרטורה של הקרינה - הערכות שנעו בין 1 ל 50 קלוין. ב-1964, ארנו פנזיאס (Arno Penzias) ורוברט וודרו ווילסון (Robert Woodrow Wilson) ממעבדות טלפוני בל (Bell Telephone Laboratories) בניו ג'רזי, ארה"ב, ביצעו ניסוי שבמסגרתו ניסו למצוא את מקור ההפרעות ששיבשו באופן חלקי תקשורת רדיו ולוויינים. לצורך הניסוי עם עשו שימוש באנטנת רדיו בצורת קרן, הנקראת אנטנת שופר (ראו 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 הנפלטת מגוף שחור) היא בקירוב 3.3 קלווין. פנזיאס ווילסון לא ידעו בתחילה מה מקורה של קרינה זו ורק לאחר חיפוש מעמיק הבינו כי המדובר בקרינת הרקע הקוסמית שנוצרה ביקום הקדום. מעניין לציין 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"י אנדרו 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), מתכונתית ל-(1+z).

ראו גם

הרצאות וידאו

קישורים חיצוניים

ספרות מקצועית

מחברים


ערן אופק, סמדר נאוז

כלים אישיים