אינפלציה קוסמית

היסטוריית היקום

אינפלציה קוסמית היא תהליך פיזיקלי היפותטי שהתרחש ביקום הקדום, חלקיק זמן לאחר המפץ הגדול. לפי הגרסה שהגה האסטרונום אלן גות ב-1980 האינפלציה התרחשה החל מ-10-35 שניות לאחר המפץ הגדול ועד כ-10-32 שניות לאחריו. בפרק זמן זה עבר היקום תהליך של התנפחות מהירה עד אין שיעור, שהגדילה את נפח היקום הנראה מגודל זעיר לגודל של גלקסיה בינונית. כתוצאה מתהליך זה, היקום הנראה הוא אך פיסה קטנה עד אינסוף מהיקום המלא.

מודל זה פותח על מנת לפתור כמה בעיות שמודל "המפץ הגדול" לבד לא יכול היה להסביר כמו: הומוגניות היקום (כלומר מדוע היקום נראה אחיד מכל נקודת תצפית) והאיזוטרופיות שלו (כלומר מדוע היקום נראה אחיד בכל כיוון).

המודל יכול להסביר מדוע גודלו של פרמטר הצפיפות שווה ל-1, כפי שנמדד.

סימוכין לתאוריה זו הגיעו ב-2014, כאשר קבוצת חוקרים מאוניברסיטת הרווארד ואחרות, הצליחה לזהות באמצעות הטלסקופ BICEP2 הממוקם ליד התחנה האנטארקטית אמונדסן-סקוט שבקוטב הדרומי שינויים קלים בקרינת הרקע הקוסמית, שמקורם בגלי הכבידה של התנפחות היקום.[1] בתחילת 2014 פורסמו ממצאי המחקר של קובאץ על ידי מחלקת המחקר של האסטרופיזיקה באוניברסיטת הרווארד. המאמר צבר פופולריות רבה ואף כונה "האקדח המעשן של האינפלציה".

בעקבות פרסום הממצאים התגלתה ביקורת בקרב קהילת המדע. במאי 2014 פרסם דייוויד ספרגל מאמר הטוען כי ייתכן שהאות של-BICEP2 זוהם על ידי האבק שמרחף בין הכוכבים בגלקסיה שלנו. המאמר שלו הסביר שהשדות המגנטיים של שביל החלב מניעים את האבק הגלקטי בדפוסי פיתול. אור הכוכבים חוזר מהאבק הזה בצורת זוהר מתפתל קלוש. חלק מהפוטונים של הזוהר הזה היו עלולים להתגנב לתמונה ולהתערבב עם הזוהר של המפץ הגדול בלי שהצוות ישים לב. בפברואר 2015 הודה צוות המחקר שקיימים פערים אלו.

מבואעריכה

בסביבות 1930 גילה אדווין האבל כי האור מהגלקסיות המרוחקות עבר הסחה לאדום. ככל שהגלקסיה הייתה מרוחקת יותר, כך גדלה ההסחה לאדום. הפירוש הראשון שניתן לתופעה זו הוא שהגלקסיות מתרחקות מכדור הארץ. אך אם כדור הארץ אינו נמצא במיקום מרכזי מיוחד ומועדף ביקום, פירוש הדבר שכל הגלקסיות מתרחקות זו מזו, וככל שהמרחק ביניהן גדל, כך הן מתרחקות מהר יותר. כעת מקובלת הפרשנות לפיה המרחב והיקום מתפשטים, נושאים עמם את הגלקסיות הם הגורמים לתופעה זו. תצפיות רבות אחרות תומכות ומובילות לאותה מסקנה. עם זאת, במשך שנים רבות לא היה ברור מדוע היקום מתפשט, או מהו הגורם לתופעה זו.

בהתבסס על תצפיות ניסיוניות רבות ועבודה תאורטית, מאמינים כיום כי הסיבה לתופעה, שאותה זיהה האבל, היא שהמרחב עצמו מתרחב, וכי הוא התרחב במהירות רבה בשבריר השנייה הראשונה לאחר המפץ הגדול. התפשטות מסוג זה ידועה כ"התפשטות מטריקה". במונחים של מתמטיקה ופיזיקה, "מטריקה" היא מדד למרחק בין שתי נקודות במרחב העונה על רשימת מאפיינים ספציפית, והמונח מרמז שתחושת המרחק בתוך היקום עצמו משתנה, אם כי בשלב זה היא קטנה מכדי שניתן יהיה לראות את השפעתה בקנה מידה הקטן מהמרחב הבין-גלקטי.

ההסבר המודרני ל"התפשטות המטריקה" בחלל הוצע על ידי הפיזיקאי אלן גות בשנת 1979, תוך בחינת הבעיה מדוע לא נראים כיום מונופולים מגנטיים. הוא מצא שאם היקום מכיל שדה במצב "ריק קוונטי" חיובי-אנרגטי, הרי שעל פי תורת היחסות הכללית הוא זה הגורם להתרחבות מעריכית של המרחב. מהר מאוד הבינו כי הרחבה כזו תפתור בעיות רבות אחרות שנותרו ללא מענה לאורך שנים. בעיות אלה נובעות מהצורך למצוא התאמה בין התצפית ביקום כפי שהוא נראה כיום, לבין התנאים ראשוניים שבהם היה היקום כאשר החל להתהוות, או תנאים "מיוחדים" שהתקיימו מיד בתחילת המפץ הגדול. תאוריית האינפלציה פותרת במידה רבה גם את הבעיות הללו, ובכך הופכת את היקום שלנו לסביר הרבה יותר בהקשר של תורת המפץ הגדול.

טרם התגלה שדה פיזיקלי שאחראי לאינפלציה זו. עם זאת כבר עתה ניתן לקבוע ששדה זה יהיה שדה סקלרי. השדה הסקלרי היחסי הראשון שקיימו הוכח היה - שדה היגס. שדה היגס התגלה רק בשנים 2012–2013 ונמצא עדיין במחקר. כך שהמצב בו השדה האחראי לאינפלציה הקוסמית וההתרחבות המטרית טרם התגלה הוא סביר. השדה המוצע עם המערכת הקוונטית הצמודה לו (החלקיקים התת-אטומיים שקשורים אליו) זכו לכינוי ה"אינפלטון". אם תחום זה אינו קיים, יצטרכו המדענים להציע הסבר אחר לכל התצפיות המצביעות על כך שההתרחבות המטרית של החלל מוסיפה להתקיים גם כיום, אך לאט הרבה יותר מאשר בזמן האינפלציה הקוסמית.

התיאוריהעריכה

ליקום מתרחב יש בדרך כלל אופק קוסמולוגי, אשר באנלוגיה לאופק המוכר יותר מהארץ, הנגרם בגלל עקמומיות פני השטח של כדור הארץ. האופק הקוסמולוגי מסמן את הגבול בין חלק מהיקום שאותו יכול המתבונן לראות לבין החלק שלא ניתן לראותו. אור (או קרינה אחרת) הנפלטים על ידי גופים שמעבר לאופק הקוסמולוגי ביקום המאיץ לעולם לא יגיע לצופה, מכיוון שהמרחב שבין המתבונן לאובייקט מתרחב במהירות רבה מדי.

היקום הנצפה הוא קטע אחד של יקום לצד חלק אחר גדול הרבה יותר, שאינו ניתן לצפייה. החלקים האחרים של היקום, שמחוץ לאופק הקוסמולוגי, עדיין לא יכולים לתקשר עם כדור הארץ. במודל המפץ הגדול החם, ללא אינפלציה, האופק הקוסמולוגי גדל ומתפשט כך שבמהלך הזמן אזורים חדשים ניתנים לתצפית. [2] עם זאת, כאשר צופה מקומי רואה אזור כזה לראשונה, הוא לא נראה שונה מכל אזור אחר בחלל שהצופה המקומי כבר ראה. קרינת הרקע הקוסמית שלו נמצאת כמעט באותה הטמפרטורה כמו קרינת הרקע של אזורים אחרים, עקמומיות בחלל-זמן מתפתחת באותו הקצב שבהם היא מתפתחת גם באזורים האחרים. מודל זה מציג תעלומה: כיצד יודעים האזורים החדשים האלה איזו טמפרטורה ואיזו עקמומיות היו אמורים להיות להם? הם לא יכלו ללמוד זאת על ידי קבלת איתותים, מכיוון שהם לא היו בעבר בתקשורת עם חרוט האור של העבר שלנו.[3][4]

האינפלציה הקוסמולוגית עונה על שאלה זו באמצעות ההנחה שכל האזורים מגיעים מעידן קדום יותר שהכיל אנרגיית ריק גדולה, או שהקבוע הקוסמולוגי שונה מאפס. מרחב שהקבוע הקוסמולוגי אינו אפס שונה מבחינה איכותית ממרחב החסר אותו: האופק הקוסמולוגי נשאר במצב יציב במקום לנוע החוצה. עבור כל אחד מהצופים במרחב, המרחק לאופק הקוסמולוגי נותר קבוע. עם המרחב המתרחב באופן אקספוננציאלי, שני משקיפים סמוכים נפרדים מהר מאוד; עד כדי כך שהמרחק ביניהם חורג במהירות מגבולות התקשורת ביניהם. פרוסות המרחב מתרחבות מהר ומכסות נפחים אדירים. כך שגופים נעים ללא הרף מעבר לאופק הקוסמולוגי שנמצא במרחק קבוע, והמרחב הופך להיות הומוגני. כאשר השדה האינפלציוני נרגע לאט לאט, הקבוע הקוסמולוגי מתאפס והחלל מתחיל להתרחב בקצב רגיל. האזורים החדשים שמופעים בשלב ההתרחבות הרגיל הם בדיוק אותם אזורים שנדחקו מעבר לאופק במהלך האינפלציה, וכך הם נמצאים כמעט באותה טמפרטורה ובאותה בעקמומיות, מכיוון שהם מגיעים מאותו שטח שהיה קטן במקור .

תאוריית האינפלציה הקוסמולוגית מסבירה אפוא מדוע הטמפרטורות ועקמומיות המרחב באזורים כה שונים הן כל כך דומות. יתרה מזו הדבר מבהיר מדוע העקמומיות הכוללת של קטע מחלל בזמן גלובלי קבוע היא אפס. תחזית זו מרמזת כי צפיפות החומר הרגיל ביחד עם החומר האפל ואנרגיית הריק ביקום צריכים להשתוות בדיוק לצפיפות הקריטית. זו גם בדיוק הצפיפות הנצפית של היקום. מה שמפתיע יותר, האינפלציה הקוסמולוגית מאפשרת לפיזיקאים לחשב את ההבדלים הזעירים בטמפרטורה של אזורים שונים הנובעים מתנודות קוונטיות בזמן ההתפשטות האינפלציונית. רבות מהתחזיות הכמותיות הללו אושרו.[5][6]

ראו גםעריכה

קישורים חיצונייםעריכה

  מדיה וקבצים בנושא אינפלציה קוסמית בוויקישיתוף

הערות שולייםעריכה

  1. ^ "עדות ישירה ראשונה לקיומם של גלי כבידה שגרמו ליקום להתנפח מיד לאחר המפץ הגדול", אבי בליזובסקי, אתר הידען, 18 במרץ 2014
  2. ^ Saul, Ernest (2013). The Coded Universe: The Path to Eternity. Dorrance Publishing Co.. עמ' 65. ISBN 978-1434969057. בדיקה אחרונה ב-14 ביולי 2019. 
  3. ^ Using Tiny Particles To Answer Giant Questions. Science Friday, 3 April 2009.
  4. ^ See also Faster than light#Universal expansion.
  5. ^ Spergel, D.N. (2007). "Three-year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) observations: Implications for cosmology". The Astrophysical Journal Supplement Series 170 (2): 377–408. Bibcode:2007ApJS..170..377S. arXiv:astro-ph/0603449. doi:10.1086/513700. WMAP... confirms the basic tenets of the inflationary paradigm...  Unknown parameter |citeseerx= ignored (עזרה)
  6. ^ "Our Baby Universe Likely Expanded Rapidly, Study Suggests". Space.com. 
  ערך זה הוא קצרמר בנושא פיזיקה. אתם מוזמנים לתרום לוויקיפדיה ולהרחיב אותו.