גורל היקום

גלקסיה ביקום

גורל היקום הוא מונח בקוסמולוגיה המתייחס לבחינת האפשרויות השונות לגבי מצבו של היקום וצורתו בטווח ארוך. האפשרויות השונות תלויות בצורת היקום ותפקידה של האנרגיה האפלה.

גורלות שונים נחזו על ידי מדענים מענפים שונים של המדע. גורלות אלו כוללים תרחישים סופיים ואין סופיים.

מאז החל לרווח המושג המפץ הגדול שממנו נבעה המסקנה בדבר התפשטות היקום, נשאלה השאלה הבלתי נמנעת: האם היקום ימשיך להתפשט עד אינסוף או שהתפשטותו תיעצר בשלב כלשהו, ואם כן, האם הוא יחזור ויתכווץ שוב לנקודה ממנה הוא התחיל. שאלה נוספת היא קצב ההתפשטות או ההתכווצות. התשובה נעוצה במספר גורמים לרבות התכונות הפיזיקליות של יחסי המסה\אנרגיה, הצפיפות הממוצעת של היקום וקצב התפשטות היקום.

לדעת הקוסמולוגים אם יש ביקום מספיק חומר, אשר עשוי לעצור את ההתפשטות בכח המשיכה שלו, הרי שבבוא הזמן עשוי היקום לחזור ולהתכווץ לנקודתו ההתחלתית. במקרה השני, אם אין כמות חומר מספקת, הרי שהיקום יתפשט עד אינסוף. על פי הקונצנזוס הקיים כיום, אין ביקום מספיק חומר שיעצור את התפשטותו וגילוי האנרגיה האפלה שגורמת להתפשטות מואצת של היקום מביאות למסקנה הבלתי נמנעת שהיקום יתפשט לנצח. אך עם זאת, השאלה בדבר סופו של היקום עודנה פתוחה.

מודל המציג את היקום כפועל במחזוריות של התפשטות וקריסה הוא מודל היקום המתנדנד.

התהוות הבסיס המדעי

תאוריה

הבסיס התאורטי לשאלה התאפשר לאחר פרסום תורת היחסות הכללית על ידי אלברט איינשטיין ב-1916, אשר אפשרה לתאר את היקום בקנה המידה הרחב ביותר. ישנם פתרונות אפשריים רבים למשוואה המוצגת בתאוריית היחסות הכללית וכל פתרון ממחיש מסלול שונה ליקום.

מספר אפשרויות הועלו ב-1922 על ידי אלכסנדר פרידמן וב-1927 על ידי ז'ורז' למטר, חלקן גורסות כי היקום התפתח מסינגולריות ראשונית אחת; דהיינו, המפץ הגדול.

תצפיות

ב-1931 פרסם אדווין האבל את מסקנותיו, בהתבסס על תצפיות שערך על כוכבים בעלי משתנה קפאידי מגלקסיה רחוקה. מסקנותיו איששו את התאוריה על פיה היקום מתרחב; מאז החלה חקירה מדעית רצינית לגבי תחילת היקום ולגבי קץ היקום.

המפץ הגדול והמצב היציב

ב-1927 יסד ז'ורז' למטר את תאוריית המפץ הגדול (התאוריה קיבלה למעשה את שמה ממתנגדיה). ב-1948 יסד פרד הויל תאוריית נגד, תאוריית המצב היציב, על פיה היקום אומנם מתפשט, אך בו זמנית מצבו הסטטי נותר ללא שינוי עקב היווצרות של חומר חדש. עד ל-1965 היוו שתי התאוריית אתגר שקול זו לזו עד גילוי קרינת הרקע הקוסמית על ידי ארנו פנזיאס ורוברט וילסון. גלוי זה תאם במלאו את התחזיות המבוססות על המפץ הגדול וסתר לחלוטין את תאוריית המצב היציב. כתוצאה התייצבה תאוריית המפץ הגדול כתאוריה המובילה בקרב החוקרים.

הקבוע הקוסמולוגי

כאשר פרסם איינשטיין את תורת היחסות, הוא האמין, כרוח התקופה, ביקום סטטי. כאשר התחוור לאיינשטיין כי התאוריה שלו יכולה להיפתר בקלות בצורה בה היקום מתרחב כעת ויתכווץ בעתיד, הוא הוסיף למשוואה את הקבוע הקוסמולוגי, מעין צפיפות אנרגיה קבועה אשר אינה מושפעת מהתרחבות או התכווצות של היקום ומהווה מעין משקל נגד להשפעות כוח המשיכה על היקום בצורה כזו, שהיקום יוכל להישאר סטטי. רעיון הקבוע הקוסמולוגי נזנח (אם כי עלה שוב לאחר מכן על מנת להסביר את קצב התפשטות היקום) לאחר תגליותיו של האבל. בדיעבד אמר איינשטיין, כי הקבוע הקוסמולוגי הוא: "השטות הגדולה ביותר בחיי" ("biggest blunder of my life").

פרמטר הצפיפות

גורם חשוב נוסף, המשפיע על גורל היקום, הוא פרמטר הצפיפות. פרמטר זה, המייוצג על ידי אומגה (Ω), מגדיר את צפיפות החומר הממוצעת מחולקת בערך הקריטי של הצפיפות. פרמטר הצפיפות מאפשר שלוש צורות אפשריות של היקום בהתאם לערך של אומגה, דהיינו, שווה ל-1, נמוך מ-1 או גדול מ-1. ערכים אלו ייצרו, בהתאמה, יקום שטוח, פתוח או סגור. אפשרויות אלו מתייחסות לגאומטריה הכללית של היקום ולא לעקומות מקומיות במרחב-זמן הנגרמות מגושים קטנים יחסית של חומר, כגון גלקסיות או צבירי גלקסיות. באם תוכנו העיקרי של היקום הוא חומר אינרטי, הרי שיש מתווה ספציפי המתקשר לכל אחת מהגאומטריות. על כן מנסים הקוסמולוגים לקבוע את גורל היקום על ידי קביעת ערך ה-Ω, או לחלופין, את קצב ההאטה של ההתפשטות.

כוח הדחייה

החל מ-1998, תצפיות של סופרנובות החלו להיות מפורשות כהתאמה ליקום אשר התפשטותו מואצת. כתוצאה מכך, תאוריות קוסמולוגיות מעוצבות באופן אשר מכיל תאוצה אפשרית זו, לרוב על ידי שימוש באנרגיה אפלה, אשר, בצורתה המופשטת, היא תוכן קוסמולוגי חיובי. ככלל, אנרגיה אפלה היא מונח רב-תכליתי לכל שדה היפותטי בעל לחץ שלילי, לרוב בעל צפיפות המשתנה ככל שהיקום מתרחב.

חוקי תצורת היקום

תחזיות להתפשטות היקום

הקונצנוס כיום בקרב הקוסמולוגים גורס כי גורל היקום תלוי בצורת היקום, בכמות האנרגיה האפלה ובמשוואת המצב הקובעת את השינויים בצפיפות האנרגיה האפלה בהתאם להתפשטות היקום. תצפיות עדכניות מסיקות, כי קצב התפשטות היקום ככל הנראה הואץ ב-7.5 מיליארד השנים הראשונות לאחר המפץ הגדול, ברם, מדידות עדכניות נוספות, אשר נאספו על ידי לוויין המחקר WMAP, מעלות את האפשרות כי היקום שטוח או קרוב מאוד לכך.

יקום סגור

אם ערכו של אומגה גבוהה מ-1 (Ω > 1), הרי שגאומטריית החלל היא סגורה כמשטח של כדור. כלומר, גאומטריית היקום, בקנה מידה רחב מאוד, תהייה אליפטית.

ביקום סגור כוח המשיכה יעצור לבסוף את ההתפשטות ואז יחל תהליך הפוך, הייקום יתכווץ לנקודה אחת, נקודה סינגולרית סופית בשם ההתכווצות הגדולה (או הקריסה הגדולה). מספר תאוריות מודרניות משערות כי ליקום יש כמות משמעותית מאוד של אנרגיה אפלה אשר תאפשר לו להמשיך ולהתרחב לנצח, אף במצב של Ω > 1.

יקום פתוח

אם ערכו של אומגה קטן מ-1 (Ω < 1), הרי שגאומטריית היקום פתוחה, כצורתו של אוכף. גאומטריה כזו היא היפרבולית.

גם ללא אנרגיה אפלה, יקום בעל עקומה שלילית יתפשט לנצח, כאשר הכבידה מאיטה את התהליך בצורה שולית. עם האנרגיה האפלה, לא רק שההתפשטות אינה נעצרת, היא אף מואצת.

גורל היקום במקרה הזה יהיה או במות החום של היקום, הקיפאון הגדול (כמות האנרגיה הסופית ביקום שמתפשט לאינסוף לא תאפשר עוד קיום חיים) או הקריעה הגדולה שבה החומר, שהוא בכמות סופית, יתפשט לאינסוף עד שכל חלקיק תת-אטומי (ואף רצף הזמן-חלל עצמו) יתפרק לחלוטין. התאוצה שתיווצר בזכות האנרגיה האפלה תהיה כה חזקה, עד שהיא תתגבר לחלוטין על כוח המשיכה, הכוח האלקטרומגנטי והכוח הגרעיני החזק.

באופן הפוך, קבוע קוסמולוגי הפוך, אשר יתקשר לדחיסות שלילית של אנרגיה ולחץ חיובי, יאפשר את המצב של ההתכווצות הגדולה אף ביקום פתוח. אפשרות זו נשללה עקב תצפיות.

יקום שטוח

באם הצפיפות הממוצעת של היקום שווה בדיוק לערך הקריטי של הצפיפות, כך ש אומגה שווה ל-1 (Ω = 1) הרי שגאומטריית היקום היא שטוחה כגאומטריה אוקלידית. תצפיות של לוויין המחקר WMAP מאששות (עם מרווח טעות של 0.4%) שגאומטריית היקום היא שטוחה.

בהיעדר אנרגיה אפלה, יקום שטוח יתפשט לנצח אך בקצב שיאט בהדרגה. עם אנרגיה אפלה, קצב ההתפשטות יאט תחילה, עקב פעולתו של כוח המשיכה, אך יצבור תאוצה בהמשך. גורל היקום השטוח זהה למעשה ליקום פתוח.

שאלת קץ היקום

גורל היקום תלוי בצפיפות היקום. מיטב העדויות כיום, בהסתמך על מדידות של קצב ההתפשטות וצפיפות החומר, תומכות במודל של יקום אשר יתפשט ללא קץ, אשר יסתכם בתרחיש "הקיפאון הגדול". אולם, התצפיות אינן חד-משמעיות ומודלים אלטרנטיביים עדיין אפשריים.

הקיפאון הגדול ומות החום

הקיפאון הגדול הוא תרחיש שבו המשך ההתפשטות יוביל ליקום אשר מתקדם בצורה אסימפטוטית לעבר האפס המוחלט. תרחיש זה בשילוב תרחיש הקריעה הגדולה מסתמן כיום כהיפותזה המובילה. תרחיש זה, בהיעדר אנרגיה אפלה, אפשרי רק ביקום בעל גאומטריה שטוחה או היפרבולית. בהינתן קבוע קוסמולוגי חיובי, תרחיש זה אפשרי גם ליקום סגור. בתרחיש זה כוכבים צפויים להמשיך להיווצר ב-10¹² עד-10¹⁴ השנים הבאות, לאחר מכן מלאי הגז הנחוץ להתהוות כוכבים יאזל. בעוד הדלק עבור הכוכבים קיימים הולך ואוזל, היקום יהפך בהדרגה לחשוך יותר ויותר. לבסוף חורים שחורים יהוו את רוב העצמים בחלל, אך גם הם, עקב פליטה של קרינת הוקינג, יעלמו לבסוף. תרחיש נוסף המתקשר לכך הוא מות החום של היקום, שבו היקום יגיע למצב של אנטרופיה מקסימלית שבה הכל מבוזר ואין גרדיאנט, אשר נחוצים לתהליכי עיבוד מידע אשר צורה אחת שלהם היא חיים. תרחיש זה אפשרי בכל אחד משלושת המודלים אבל מחייב שהיקום יגיע לטמפרטורה מינימלית סופית. תנודות קוונטיות אקראיות או מנהור קוונטי יכולות לייצר מפץ גדול נוסף תוך $10^{10^{56}}$ שנים. לאורך כמות לא מוגבלת של זמן, תתרחש הפחתה ספונטנית של האנטרופיה על ידי משפט ההישנות של פואנקרה ותנודות טרמיות.

הקריעה הגדולה

ערך מורחב – הקריעה הגדולה

במקרה הספציפי של אנרגיה אפלה, אשר נושאת יותר לחץ שלילי אף מהקבוע הקוסמולוגי, צפיפות האנרגיה האפלה עולה עם הזמן וגורמת לתאוצה של התרחבות היקום שגורמת בתורה לעלייה קבועה בקבוע האבל. כתוצאה, כל החומר ביקום, החל מגלקסיות וכלה, בהינתן מספיק זמן, בכל הגופים, ללא קשר לגודלם, יתפוררו לחלקיקי יסוד וקרינה. נקרעים זה מזה על ידי קרינת פנטום אפלה ומשולחים בנפרד למעמקי החלל. השלב הסופי של היקום היא נקודה סינגולרית המתרחשת בעוד צפיפות האנרגיה האפלה וקצב ההתפשטות נעים לאינסוף.

ההתכווצות הגדולה

ערך מורחב – ההתכווצות הגדולה

ההתכווצות הגדולה. הצירים האנכיים יכולים להיחשב כעבר או כעתיד.

היפותזת ההתכווצות הגדולה היא תפיסה סמטרית לגורל היקום. כמו שהמפץ הגדול החל את ההתפשטות הקוסמית התאוריה הזו מניחה כי הדחיסות הממוצעת של היקום מספיקה על מנת שההתפשטות תעצר בשלב כלשהו ואת תתחיל התכווצות. התוצאה הסופית של זה אינה ידועה, אך ההשערה הפשוטה היא שכל החומר ביקום ומרחב הזמן חלל יתרסקו לתוך נקודה סינגולרית חסרת ממדים אחת, אם כי צריך להתחשב ברמה הלא ידועה של ההשפעה הקוונטית. עדויות עדכניות מעניקות סבירות נמוכה לתרחיש זה, אך מאחר שהמדידות מבוצעות לאורך זמן קצר מאוד (במונחים קוסמים), לא מן הנמנע כי הן ישתנו בעתיד.

תרחיש זה מאפשר למפץ הגדול להתרחש מיד לאחר ההתכווצות הגדולה. אם זה קורה ללא הרף, נוצר יקום מחזורי, או יקום מתנדנד. היקום יכול במצב הזה להיות רצף אינסופי של יקומים סופיים, כשכל יקום סופי מסתיים בהתכווצות גדולה שהיא גם המפץ הגדול של היקום הבא. תאורטית, הרעיון של יקום מחזורי מתנגש עם החוק השני של התרמודינמיקה, מאחר שאנו מצפים שהאנתרופיה תגדל עם כל מחזור. בנוסף תצפיות עדכניות קובעות כי היקום אינו סגור. כל זאת גרם לקוסמולוגים לזנוח את מודל היקום המחזורי.

הניתור הגדול

המודל התאורטי של הניתור הגדול בנוי על היסודות של היקום המחזורי, שבו כל התכווצות גדולה מלווה במפץ גדול וחוזר חלילה. מודל היקום המחזורי סותר חוקי פיזיקה בסיסיים ואף יותר מכך, חוקים מעולם מכניקת הקוונטים. על כן הועלתה תאוריה חלופית המשלבת את הבסיס של המפץ הגדול עם התאוריה של כבידה קוונטית לולאתית באופן שאינו מחייב את יצירת המחזוריות.

ואקום כוזב

שדה היגס קיים לכל אורכו ורוחבו של היקום. כמו השדה האלקטרומגנטי, הוא משתנה בעוצמתו על בסיס הפוטנציאל שלו. ואקום רגיל קיים כל עוד היקום נמצא ברמה האנרגיה הנמוכה ביותר שלו, מה שהופך את הוואקום הכוזב להיות לא רלוונטי, אולם, אם הוואקום לא נמצא ברמת האנרגיה הנמוכה ביותר שלו (ואקום כוזב), הוא יכול לבצע מנהור לרמה נמוכה של אנרגיה. דבר כזה נקרא האירוע מטסטבילי של הוואקום. מצב כזה נושא את הפוטנציאל לשנות בצורה קיצונית את היקום, בתרחישים נועזים יותר אף הקבועים הפיזיקליים עלולים להשתנות מה שישנה את יסודות החומר, האנרגיה ורצף הזמן- חלל. ייתכן כי כל המבנים הפיזיקליים ביקום יהרסו באופן מיידי וללא אזהרה. מחקרים שנערכו על חלקיק דומה לבוזון היגס תומכים בתאוריה כי ואקום כוזב יתרסק מיליארדי שנים מהיום.

ראו גם

• מות החום של היקום
• צורת היקום

לקריאה נוספת

• סטיבן הוקינג, קיצור תולדות הזמן, מן המפץ הגדול עד חורים שחורים ספרית מעריב 1991.
• אבישי דקל, "חידת המסה הנעלמה", מדע כ"ג-6, עמ' 260 (1979)
• צבי פלטיאל, "החומר האפל", פי האטום ד'-3, עמ' 5 (1989)