המפץ הגדול

מתוך ויקיפדיה, האנציקלופדיה החופשית
קפיצה אל: ניווט, חיפוש
התפשטות היקום מתוך הסינגולריות לאחר המפץ הגדול

המפץ הגדולאנגלית: The Big Bang) הוא שמה של תאוריה פיזיקלית המהווה את תמצית הקוסמולוגיה המודרנית. על פי תאוריה זו, תחילתו של היקום בנקודה בודדת, הקרויה "סינגולריות כבידתית" עקב תנודות קוונטיות. המפץ הגדול מתאר את האירוע שהתרחש בנקודה זו ובמהלכו נוצר היקום, ממד הזמן, ממדי המרחב, והגדלים הפיזיקליים הידועים לנו כיום. עם הזמן התפשט היקום לכדי היקום המוכר לנו כיום. גיל היקום, שהוא הזמן שחלף מאז המפץ הגדול, מוערך ב-13.819 מיליארד שנה. בראשיתו היה היקום כולו מרוכז באותה נקודה סינגולרית, ולכן כל מקום ביקום של היום הוא המקום שבו התרחש המפץ.

נהוג לכלול במסגרת התאוריה את התהליכים שהתרחשו ביקום הצעיר, ואשר עיצבו את מבנה היקום ואת הרכבו. מיליונית שנייה לאחר ההתרחבות הגדולה, היקום הקדום היה במצב מיוחד המכונה "פלזמת קווארקים-גלואונים", שהוא תערובת של קווארקים וגלואונים חופשיים, ומאז הוא החל להתקרר ולהתפשט במהירות עצומה. בעקבות ההתקררות והפחתת הצפיפות, התאפשרה היווצרות חלקיקים חדשים דוגמת פרוטונים ונייטרונים בתהליך הנקרא "באריוג'נסיס", שעל ידי סינתזה גרעינית התארגנו לאטומים של שלושת היסודות המרכיבים את היקום: מימן, הליום וליתיום.

את "טביעות האצבע" של המפץ הגדול ניתן למדוד כיום, והתאוריה זכתה לארבעה אישושים מרכזיים בדמות מדידת התפשטות היקום, גילוי קרינת הרקע הקוסמית, מידע שנאסף בטלסקופ BICEP ומצביע על אי-סדירות בקרינת הרקע הקוסמית שעשויה הייתה להיגרם מגלי כבידה בזמן שלב התפיחה של המפץ הגדול והתאמת כמות היסודות הקלים ביקום לתחזית של תהליך הנוקליאוסינתזה ביקום הצעיר.

מקור השם[עריכת קוד מקור | עריכה]

את השם "המפץ הגדול" טבע בשנת 1949 דווקא פרד הויל, שהיה מתנגד חריף לתאוריה זו ומפתח מודל אלטרנטיבי הקרוי "תאוריית המצב היציב". המונח באנגלית הוא משחק מילים על משמעות המילה Bang ("דפיקה").

כרונולוגיה של התהוות היקום[עריכת קוד מקור | עריכה]

Postscript-viewer-shaded.png ערך מורחב – הכרונולוגיה של היקום

סינגולריות[עריכת קוד מקור | עריכה]

כרונולוגית היקום. החל מתחילת ההתפשטות, תנודות קוונטיות, אינפלציה קוסמית, היווצרות הפרוטונים, תחילתו וסיומו של היתוך גרעיני, קרינת הרקע הקוסמית, היווצרות מימן נייטרלי ועד ליקום כיום
Postscript-viewer-shaded.png ערך מורחב – סינגולריות כבידתית

כשאומדים את התרחבות היקום אחורה בזמן מגיעים לתוצאה כי צפיפות החומר והטמפרטורה היו אינסופיים בזמן סופי כלשהו בעבר.[1] סינגולריות זו מצביעה על כך שתורת היחסות הכללית אינה מתארת באופן מספק את חוקי הפיזיקה בהקשר זה. יכולתם של מודלים המבוססים על תורת היחסות הכללית לאמוד את הסינגולריות מוטלת בספק, בוודאי לא בזמן שלפני סוף עידן פלאנק (10-43 שניות מתחילת המפץ הגדול).

אותה סינגולריות קדמונית מכונה לעתים "המפץ הגדול", אך המושג לעתים גם מתייחס לשלב הקדמוני, הצפוף והחם של היקום. בכל מקרה, ל"מפץ הגדול" כאירוע ניתן להתייחס בלשון הדיבור, כ"לידתו" של היקום מאחר שהוא מייצג את הנקודה בהיסטוריה בה חוקי הפיזיקה כמו שאנו מבינים אותם (ביחוד היחסות הכללית והמודל הסטנדרטי), כולל הזמן עצמו,[2] התחילו לשחק תפקיד. הזמן שעבר מאז אותו אירוע — מה שנחשב גם כגיל היקום — הוא כ-13.8 מיליארד שנה.[3] נתון זה מתבסס על מדידות על ידי שימוש בסופרנובה מסוג Ia, ומדידת תנודות בקרינת הרקע הקוסמית.

אינפלציה ובאריוגנזה[עריכת קוד מקור | עריכה]

Postscript-viewer-shaded.png ערך מורחב – אינפלציה קוסמית
Postscript-viewer-shaded.png ערך מורחב – באריוגנזה

השלבים הראשונים של המפץ הגדול נתונים להשערות. ברוב המודלים הנפוצים היקום בראשיתו היה מלא הומוגנית ואיזוטרופית בצפיפות אנרגיה גדולה מאוד, טמפרטורות גבוהות ולחץ אדיר, תוך כדי התפשטות מהירה והתקררות. בערך כ-10-37 שניות להתפשטות, מעבר פאזה גרם לאינפלציה קוסמית תוך כדי שהיקום גדל בצורה מעריכית, בזמן שתנודות קוונטיות, שהתרחשו כתוצאה מעקרון האי-ודאות, התגברו והפכו להיות אבני היסוד שמאוחר יותר יהוו את המבנים הגדולים ביקום (גלקסיות, צבירים וכדומה).[4] לאחר שהאינפלציה נעצרה, היקום התחמם מחדש עד לקבלת הטמפרטורה הנחוצה ליצירת זוג של פלזמת קווארקים-גלואונים בנוסף לחלקיק יסודי אחרים.[5] הטמפרטורות היו כה גבוהות עד שתנועות אקראיות של חלקיקים היו מהירים יחסותית וזוגות של חלקיק-אנטי חלקיק מכל הסוגים נוצרו והושמדו ללא הרף כתוצאה מהתנגשויות. בנקודה מסוימת, ריאקציה בלתי ידועה שנקראת באריוגנזה הפרה את השימור של מספר באריוני, מה שהוביל לרוב קטן של קווארקים ולפטונים על פני אנטי-קווארק ואנטי-לפטון (כלומר האנטי חלקיק שלהם). הדבר הוביל ליתרון של החומר על פני האנטי חומר ביקום כיום.[6]

התקררות[עריכת קוד מקור | עריכה]

Postscript-viewer-shaded.png ערך מורחב – סינתזה גרעינית קדמונית
Postscript-viewer-shaded.png ערך מורחב – קרינת הרקע הקוסמית
תמונה פנורמית תת-אדומה של השמיים חושפת את תפוצת הגלקסיות מחוץ לגלקסיית שביל החלב

צפיפות היקום המשיכה לרדת והטמפרטורות צנחו מה שגרם לאנרגיה האופיינית של כל חלקיק להיחלש בהתאם. מעבר פאזה נוסף סידר את כוחות היסוד של הפיזיקה והפרמטרים של חלקיקי היסוד בצורתם הידועה כיום.[7] לאחר כ-10-11 שניות לאחר המפץ הגדול, התמונה נהפכת לפחות משוערת מאחר שאנרגיית החלקיקים צונחת למידות שכבר ניתן לאמת על ידי שימוש במאיצי חלקיקים. כ-10-6 שניות למפץ הגדול, קווארקים וגלואונים התחברו ויצרו באריונים כמו פרוטונים ונייטרונים. היתרון המספרי של הקווארקים על פני האנטי-קווארקים גרם גם ליתרון של הבאריונים על פני האנטי-באריונים. הטמפרטורות באותה העת לא היו גבוהות מספיק כדי ליצור זוגות חדשים של פרוטון ואנטי-פרוטון (אותו הדבר עבור נייטרונים ואנטי-נייטרונים), מה שגרם להשמדת מסה אשר ממנה נשאר רק 1/10-10 ממספר הפרוטונים והנייטרונים המקוריים ואף לא אחד מהאנטי חלקיק שלהם. תהליך דומה התרחש עבור האלקטרונים והפוזיטרונים כשנייה לאחר המפץ הגדול. לאחר השמדת המסה, הפרוטונים, הנייטרונים והאלקטורנים הנותרים לא נעו יותר יחסותית וצפיפות האנרגיה ביקום נשלטה על ידי הפוטונים (עם השפעה זניחה של חלקיק הנייטרינו).

דקות ספורות למפץ הגדול, כאשר הטמפרטורה הייתה כמיליארד מעלות קלווין והצפיפות הייתה כזאת של האוויר, נייטרונים ופרוטונים התחברו ויצרו את גרעיני האטום של דאוטריום (איזוטופ של אטום מימן) וההליום בתהליך הסינתזה הגרעינית.[8] רוב הפרוטונים נשארו חופשיים כגרעיני אטום מימן.[9]

במשך אותו הזמן, צפיפותו של היקום גברה על קרינת הפוטונים ולא איפשרה לה לחדור מבעדה. לאחר כ-380,000 שנה של התקררות, האלקטרונים וגרעיני האטום התחברו לכדי אטומים (לרוב אטומי מימן). כתוצאה מכך, צפיפות היקום ירדה ולקרינה לא הייתה עוד אינטרקציה עם החומר, מה שאיפשר לה להמשיך ולהתקדם ברחבי היקום. אותה קרינה מכונה כקרינת הרקע הקוסמית. ייתכן שהביוכימיה החלה זמן קצר יחסית לאחר היווצרות היקום כאשר היקום היה בן 10-17 מיליון שנה.[10]

התגבשות מבנים[עריכת קוד מקור | עריכה]

Postscript-viewer-shaded.png ערך מורחב – צפיפות היקום
צביר הגלקסייה אבל 2744, כפי שנצפה על ידי טלקסופ החלל האבל[11]

לאחר פרק זמן ארוך, כשהחומר התפזר ביקום בצורה כמעט אחידה, האזורים המעט יותר צפופים משכו, בעזרת הכבידה, את החומר שהיה מצוי בקרבתם. אלו הפכו ליותר ויותר צפופים כאשר הם מתגבשים לבסוף לכדי ענני גז, כוכבים, גלקסיות ולמעשה כל מבנה אסטרונומי שניתן לצפות בו כיום.[12] פרטי תהליך זה תלויים בכמות וסוג החומר ביקום. ארבעת סוגי החומר האפשריים ידועים כהחומר האפל הקר, החומר האפל החמים (warm dark matter), החומר האפל הלוהט (hot dark matter) והחומר הבאריוני.[13] המדידות הטובות ביותר שזמינות (מלווין המחקר WMAP), מראות כי הנתונים תואמים היטב את מודל הלמדא-CDM ‏(ΛCDM) בו משוער כי החומר האפל הוא קר והערכה כי הוא מהווה כ-23% מהחומר-אנרגיה ביקום, כאשר החומר הבאריוני מהווה כ-4.6%.[14]

התרחבות מואצת[עריכת קוד מקור | עריכה]

ראיות שונות מסופרנובה מסוג Ia וקרינת הרקע הקוסמית רומזות כי היקום כיום נשלט על ידי סוג של אנרגיה מסתורית המכונה אנרגיה אפלה שכפי הנראה מתפשטת בכל החלל. תצפיות מציעות כי אנרגיה זו מהווה כ-73% מצפיפות האנרגיה ביקום כיום. כשהיקום היה צעיר מאוד, ככל הנראה היה חדור אנרגיה אפלה, אך עם פחות מרחב וצפיפות גדולה יותר, לכבידה היה יתרון והתרחבותו נבלמה באיטיות. אך לבסוף, לאחר מיליארדי שנים של התרחבות שכיחותה של האנרגיה האפלה עלתה וגרמה באיטיות להתרחבות להתחיל להאיץ.[15]

האנרגיה האפלה בהגדרתה הפשוטה ממלאת את מקום המושג הקבוע הקוסמולוגי ממשוואות השדה של איינשטיין של תורת היחסות הכללית, אולם ההרכב והמכניזם שלה אינם ידועים והיחסים של עם המודל הסטנדרטי של פיזיקת החלקיקים נחקר הן בדרכים תאורטיות והן על ידי תצפיות.[15] כל האבולוציה הקוסמית של עידן האינפלציה יכול להיות מוסבר לעומק על ידי מודל הלמדא-CDM של הקוסמולוגיה, אשר נעזרת במסגרת של מכניקת הקוונטים ותורת היחסות הכללית. אין מודל מגובה בראיות שמסביר את מה שאירע כ-10-15 שניות למפץ הגדול ונראה כי נדרשת תאוריה מאוחדת של תורת כבידה קוונטית על מנת לפרוץ מחסום זה. הבנת התקופות הקדומות של ההיסטוריה של היקום מהווה את אחת הבעיות הגדולות הבלתי פתורות של הפיזיקה.


ההיסטוריה של רעיון המפץ הגדול[עריכת קוד מקור | עריכה]

מאז ימי אריסטו שהאמין ביקום נצחי ובלתי משתנה הדעה המקובלת באותה התקופה, גם בקרב מי שהאמינו בבריאה הייתה שהיקום הוא סטטי ואינסופי.[16] בתמונת עולם זו היו מספר בעיות. לא היה הסבר משכנע מדוע המשיכה הגרוויטציונית לא תוביל לקריסת היקום, וגם לא היה הסבר לפרדוקס של אולברס, שהצביע על כך שאם היקום הוא נצחי ואינסופי, שמי הלילה לא יכולים להיות שחורים, כי האור מכל הכוכבים אמור להצטבר לאנרגיה אינסופית. הראשון שהעלה על הכתב את האפשרות שמקור היקום בנקודה בודדת, דווקא לא היה מדען, אלא הסופר אדגר אלן פו, שכתב על כך בשנת 1848 במאמר לא מדעי בשם "יוריקה". אולם למאמר זה לא הייתה השפעה על הקהילה המדעית. תפיסה זו של יקום סטטי השתנתה בעקבות פיתוח תורת היחסות הכללית ומחקרים תאורטיים על השלכותיה, ובעקבות תצפיות אסטרונומיות שהראו שהיקום מתפשט.

ב-1917 ניסה אלברט איינשטיין לבדוק את השלכותיה של תורת היחסות הכללית אותה פיתח על היקום. הוא הניח שהיקום הוא איזוטרופי והומוגני, וגילה שהצבת התפלגות מסה אחידה במשוואות השדה נתנה פתרון בלתי יציב, שבו היקום הולך ומתכווץ. איינשטיין הצליח לקבל בכל זאת מודל סטטי של היקום כשהוא הוסיף למשוואות עוד איבר, שלא סתר את הנחות היסוד שלו, אבל היה תלוי בקבוע שרירותי, שעבור ערך מסוים שלו קיים פתרון יציב למשוואות, שהתאים להנחה של יקום סטטי. לקבוע זה הוא קרא הקבוע הקוסמולוגי.

בשנות ה-20, ערערו שני מדענים על קביעתו של איינשטיין לפיה יש לתקן את משוואות השדה בעזרת האיבר התלוי בקבוע הקוסמולוגי, ובדקו מה משמעות הפתרונות הבלתי יציבים שמתקבלים ממשוואות השדה המקוריות. המתמטיקאי הרוסי אלכסנדר פרידמן פרסם ב-1922 וב-1924 מאמרים, בהם הראה את קיומם של שלושה סוגי פתרונות, שבכל אחד מהם היקום בתחילה מתפשט. הפתרונות היו שונים זה מזה במידת ההתפשטות ההתחלתית ובצפיפות המסה ההתחלתית של היקום. עבור צפיפות התחלתית גבוהה, התפשטות היקום נבלמת והוא מתכווץ וקורס. עבור צפיפות התחלתית נמוכה, ההתפשטות נמשכת לנצח, ועבור ערך קריטי של הצפיפות, ההתפשטות נבלמת אולם לא מתהפכת, והיקום שואף לבסוף למצב סטטי. הפיזיקאי הבלגי ז'ורז' למטר, שלא הכיר את עבודתו של פרידמן, מצא גם הוא את הפתרונות בהן היקום מתפשט. אולם הקהילה המדעית לא שמה לב לעבודותיהם, ואילו איינשטיין, שכן היה מודע להן, דחה אותן בתוקף.

באותה תקופה חלו גם התפתחויות באסטרונומיה התצפיתית שהביאו להכרה בכך שהיקום מתפשט. ב-1912 פרסמה האסטרונומית האמריקנית הנרייטה ליוויט את גילויה שיש קשר בין הבהירות המוחלטת של כוכבים משתנים מסוג קפאידים לבין זמן המחזור שלהם - דבר שאיפשר למדוד את מרחקם על ידי השוואת הבהירות הנראית לבהירות המוחלטת, ולהשתמש בהם כ"נר תקני". ב-1923 הצליח האסטרונום האמריקני אדווין האבל לזהות לראשונה משתנה קפאידי בערפילית אנדרומדה. מדידת המרחק הראתה שהערפילית היא מחוץ לשביל החלב, ובכך הכריע את הוויכוח ארוך השנים האם קיימות גלקסיות מחוץ לשביל החלב. מדידת המרחקים לגלקסיות נוספות, והשוואת למדידת ההסחה לאדום של האור מהן לפי אפקט דופלר, הראו שהגלקסיות מתרחקות זו מזו במהירות פרופורציונית למרחק ביניהן, דבר שמראה כי היקום עצמו מתפשט. האבל פרסם מסקנה זו, שמכונה היום "חוק האבל", ב-1929.

האנטנה ששימשה לגילוי קרינת הרקע הקוסמית. התגלית היוותה ציון דרך ואישוש מובהק למודל "המפץ הגדול" וגורם מכריע להעדפתו על פני מודל "המצב היציב"

פרסום חוק האבל הוביל להתעניינות בעבודתם של פרידמן, שנפטר בינתיים, ושל למטר. ב-1930 הסב ארתור אדינגטון את תשומת לב הקהילה המדעית למאמרו של למטר מ-1927 שחזה את התפשטות היקום. למטר חזר לעסוק בנושא, ובהרצאה בלונדון הציג לראשונה את הרעיון שהיקום התפשט מנקודה התחלתית, לה הוא קרא "האטום הקדמוני". ב-1931 קיבל גם איינשטיין את רעיון היקום המתפשט, והכריז על כך בעת ביקור אצל האבל במצפה הכוכבים בהר וילסון. הוא גם חזר בו מרעיון "הקבוע הקוסמולוגי", אותו כינה "הטעות הגדולה בחיי".

למרות התמיכה של איינשטיין, מודל "המפץ הגדול" היה עדיין רחוק מלהתקבל כקונצנזוס בקהילה המדעית. במהלך שנות ה-20 וה-30 של המאה ה-20 כמעט כל הקוסמולוגים הבכירים תמכו במודל של מצב יציב נצחי, חלקם בטענה כי מודל של יקום עם התחלה מייבא רעיונות דתיים.[17] טענה זו נסתמכה גם על העובדה שלמטר עצמו היה כומר קתולי. במשך השנים פותחו תאוריות שונות שהסבירו את התפשטות היקום שהוכחה בתצפיות של האבל מבלי להניח שליקום הייתה התחלה, כולל את מודל מילן,[18] מודל של יקום מחזורי (במקור הוצע יל ידי פרידמן אבל נתמך על ידי אינישטיין וריצ'רד טולמן)[19] ורעיון האור המתעייף של פריץ צוויקי.[20]

לאחר מלחמת העולם השנייה צמחו שתי תאוריות אפשריות שונות. האחת הייתה תאוריית המצב היציב של פרד הויל,[21] ולפיה היקום מתפשט בצורה קבועה תוך כדי שבמרחבי היקום נוצר חומר באופן מתמיד. על פי מודל זה היקום הוא פחות או יותר זהה בכל נקודת זמן. השנייה הייתה תאוריית המפץ הגדול של למטר, שנתמכה ופותחה על ידי ג'ורג' גאמוב שהציג את הסינתזה הגרעינית הקדמונית.[22] עמיתיו רלף אלפר ורוברט הרמן חזו את קיומה של קרינת הרקע הקוסמית.[23] באופן אירוני, היה זה הויל שטבע את המושג שהפך להיות שמה של התאורייה של למטר, בהתייחסו ל"רעיון המפץ הגדול" בזמן שידור תוכנית רדיו של ה-BBC במרץ 1949.[24] בעיה מרכזית שעמדה בפני תומכי "המפץ הגדול" הייתה שגיל היקום כפי שהתקבל מהתצפיות של האבל עמד על פחות משני מיליארד שנה, בעוד ההערכות לגבי גיל כדור הארץ עמדו באותה תקופה על כ-3.4 מיליארד שנה. בעיה זו נפתרה רק בשנות ה-50, כשהאסטרונומים ואלטר באדה ואלן סאנדייג' מצאו פגמים ניכרים בהערכות המרחקים לגלקסיות עליהן התבסס האבל. לזמן מה, התמיכה בשתי התאוריות הייתה מפוצלת ובסופו של דבר הראיות התצפיתיות החלו לנטות לטובת מודל המפץ הגדול. הגילוי והאישוש של קרינת הרקע הקוסמית ב-1964 הבטיח את היותו של המפץ הגדול כההסבר הטוב ביותר למוצאו והתפתחותו של היקום.[25] רוב המחקרים בקוסמולוגיה כיום כוללים את הבנת היווצרות הגלקסיות לפי המפץ הגדול, הבנת הפיזיקה של היקום בתקפות קדומות וישור קו של תצפיות עם התאורייה.

בשנים 1968 ו-1970 פרסמו רוג'ר פנרוז, סטיבן הוקינג וג'ורג' אליס מאמר בו הראו כי סינגולריות מתמטיות היו תנאי מקדים הכרחי עבור מודלים יחסותיים של המפץ הגדול.[26] מאז, משנות ה-70 ועד שנות ה-90 של המאה ה-20, קוסמולוגים עבדו על איפיון התכונות של היקום על פי המפץ הגדול ופתרון בעיות בולטות. ב-1981 עשה אלן גות' פריצת דרך בפתרון מספר בעיות בולטות בתאוריית המפץ הגדול עם הצגת תקופת התפשטות מהירה ביקום הקדום שנקראת אינפלציה קוסמית.[27] באותם עשורים התעוררו גם שאלות בנוגע לצפיפות החומר ביקום וערכו המדיוק של קבוע האבל.

באמצע שנות ה-90 של המאה ה-20, תצפיות על צבירים כדוריים מסוימים הצביעו כי גילם הוא כ-15 מיליארד שנה, בניגוד לרוב הערכות גיל היקום דאז. בעיה זו נפתרה מאוחר יותר כאשר סימולציות מחשב חדשות, אשר לקחו בחשבון את אפקט אובדן המסה כתוצאה מרוח כוכבים (Stellar wind), הצביעה כי גיל הצבירים הכדוריים הוא צעיר הרבה יותר. [28]

מאז שנות ה-90 נעשתה התקדמות ניכרת בקוסמלוגיה של המפץ הגדול כתוצאה מהתקדמות טכנולוגיית הטלסקופ יחד עם ניתוח מידע שנאסף על ידי לוויני מחקר שונים כגון COBE,[29] טלסקופ החלל האבל ו-WMAP.[30] כיום יש לקוסמולוגים מדידות די מדויקות של פרמטרים רבים של מודל המפץ הגדול והגיעו לתגלית בלתי צפויה שלפיה התרחבות היקום מאיצה.

אישוש תצפיתי לתאוריה[עריכת קוד מקור | עריכה]

התפשטות היקום[עריכת קוד מקור | עריכה]

ציוני דרך עיקריים בהתפשטות היקום
Postscript-viewer-shaded.png ערך מורחב – התפשטות היקום

ניתן להבחין בשינוים במרחק בין גלקסיות ביקום על ידי הקרינה האלקטרו-מגנטית, שכוללת גם את האור הנראה, אותה הן פולטות. שינוי בתכונות גל האור יכול להעיד על השינוי במרחק אותו עבר; כאשר גל האור מתרחק מנקודה מסוימת, אורך הגל עולה, התדירות יורדת ומתרחשת הסחה לאדום. מקרה הפוך, בו גל האור מתקרב אל נקודה מסוימת, גורם להסחה לכחול. תופעה פיזקלית זו מוסברת על ידי אפקט דופלר. לפי תצפיות וניתוחן על ידי האסטרונום האמריקני אדווין האבל ועמיתו למחקר מילטון יומאסון בשנת 1929, נמצאה הסחה לאדום בספקטרום הגלקסיות, המעיד על כך שהגלקסיות מתרחקות זו מזו וכי מהירות התרחקותן פרופורציונית למרחקן, במה שידוע כקבוע האבל. התגלית ניתנת להסבר על ידי שתי אפשרויות; האחת היא שכדור הארץ נמצא במרכז ההתפשטות (כלומר הנקודה אשר ממנה מתרחקות כל הגלקסיות)- מה שלא ייתכן על פי העיקרון הקופרניקני- השנייה היא שהיקום מתפשט בצורה אחידה לכל עבר. האפשרות השנייה נחזתה לפני התגלית של האבל על ידי אלכסנדר פרידמן וז'ורז' למטר.

את קצב התפשטות היקום והתרחקות הגלקסיות זו מזו ניתן להסביר בעזרת חוק האבל, כמו כן ניתן גם לחשב לאחור את גיל היקום שמוערך כ-13.819 מיליארד שנים.

החוק מוגדר כך:

כאשר,

  • v הוא מהירות ההתרחקות של הגלקסיה.
  • D הוא המרחק מן הגלקסיה.
  • H0 הוא קבוע האבל, שערכו 0.8 ± 69.32 ק"מ לשנייה, למיליון פרסק.

קרינת הרקע הקוסמית[עריכת קוד מקור | עריכה]

קרינת הרקע הקוסמית כפי שנמדדה על ידי לוויין המחקר WMAP, שנשלח לחלל ביוני 2001
Postscript-viewer-shaded.png ערך מורחב – קרינת הרקע הקוסמית

בסביבות שנת 1950, הקוסמולוגים ג'ורג' גאמוב, רלף אלפר ורוברט הרמן העריכו כי היקום, בראשיתו, היה צפוף ולוהט עד כדי כך שקרינה לא יכלה לחדור מבעד לאלקטרונים החופשיים. רק לאחר תקופה של כ-380,000 שנה בו היקום התפשט, הטמפרטורה צנחה מספיק כך שהאלקטרונים והפרוטונים יכלו להתחבר וליצור את האטומים הראשונים.[31] כתוצאה מכך, צפיפות היקום ירדה והקרינה יכלה להמשיך הלאה ולהתפשט בחופשיות ברחבי היקום. לפיכך, ההנחה הייתה כי שרידים של הקרינה מראשיתו של היקום עדיין מתקדמת ביקום וניתן לראותה כיום.

בשנת 1965, ארנו פנזיאס ורוברט וילסון ממעבדות בל, גילו באקראי באמצעות גלאי קרינה אלקטרומגנטית רגישים רעש שלא ידעו מה מקורו. לאחר שפסלו כל מקור רעש אחר הבינו כי מדובר בקרינת הרקע הקוסמית. הקרינה הקוסמית הינה אחידה בכל כיוון ומעידה על קיום מצב של שיווי משקל תרמי ביקום הקדום - הקרינה הקוסמית "נפרדה" משאר החומר ביקום כ-380 אלף שנה לאחר המפץ הגדול. הגילוי היווה אישוש לתחזיתם של גאמוב, אלפר והרמן. על גילוי זה זכו ארנו פנזיאס ורוברט וילסון בפרס נובל לפיזיקה. למטר שמע על התגלית כשהיה על ערש דווי. אחריהם הציעו ווקר ורוברטסון דגמים דומים לדגם של למטר.

מידע שנאסף בטלסקופ BICEP (אנ'), ופורסם במרץ 2014, מצביע על אי-סדירות בקרינת הרקע הקוסמית שעשויה הייתה להגרם מגלי כבידה בזמן שלב התפיחה של המפץ הגדול. אחר בדיקה מחודשת של התוצאות פורסם באוקטובר 2014 כי ככל הנראה נפלו טעויות בהערכת הממצאים, וכי לא ניתן לייחס למדידות אלו את קיומם של גלי כבידה בשלב התפיחה של המפץ הגדול. הבהרה של מהות הממצאים התפרסמה על ידי צוות לוויין החלל האירופאי Planck באוקטובר 2014[32]. אישוש מדעי נוסף למודל המפץ נתקבל בעקבות הממצאים הקשורים לקרינה שגילה לווין המחקר COBE בשנות ה-90 של המאה ה-20 ולוויין המחקר WMAP ששוגר מאוחר יותר.

שכיחות יסודות קדמונים[עריכת קוד מקור | עריכה]

Postscript-viewer-shaded.png ערך מורחב – סינתזה גרעינית קדמונית

לאחר שהיקום התקרר דיו היסודות הראשונים נוצרו בתהליך הסינתזה הגרעינית. ניתן לצפות שהתפלגות החומר ביקום תהיה 75% מימן, 25% הליום-4, כמה אלפיות האחוז של דאוטריום והליום 3, ועשר מיליארדיות האחוז ליתיום. כמו כן ניתן לחשב את ריכוז הליום-4, הליום-3, דאוטריום וליתיום-7 ביקום ביחס לכמות אטומי מימן רגיל (כלומר שאיננו איזוטופ). היחס, במסה, שנחזה הוא כ-0.25 עבור הליום-4/מימן, כ-10−3 עבור דאוטריום/מימן, כ-10−4 עבור הליום-3/מימן וכ-10−9 עבור ליתיום-7/מימן.[33]

התצפיות אינן חד משמעיות כאשר על חלק מהתחזיות יש הסכמה רחבה (כדוגמת דאוטריום) ועל חלק אי וודאות (כדוגמת ליתיום). למרות זאת, העקביות בכמות שנחזית על ידי הסינתזה הגרעינית מהווה ראייה למפץ הגדול מאחר שהתאוריה היא היחידה שיכולה להסביר את היחס בין היסודות וכי לא ייתכן שהמפץ הגדול יצור כמות גדולה או נמוכה מ 20-30% של הליום.[34]

היווצרות הגלקסיות[עריכת קוד מקור | עריכה]

Postscript-viewer-shaded.png ערך מורחב – היווצרות גלקסיות והתפתחותן

תצפיות על המבנה והתפוצה של גלקסיות וקוואזרים מאמתות את התחזית של תאוריית המפץ הגדול כי הגלקסיות והקוואזרים הראשונים נוצרו כמיליארד שנה לאחר המפץ הגדול וכי מאז עוד מבנים גדולים נוצרו והתהוו, כגון צבירי גלקסיות וצבירי-על.[35]

בנוסף, תצפיות מעידות כי גלקסיות מרוחקות (שנצפו כפי שהיו ביקום הקדום) נראות שונה מאוד מגלקסיות אחרות בסביבתן הקרובה (נצפות במצב מאוחר יותר). יתרה מזאת, גלקסיות שהתהוו יחסית לאחרונה שונות בצורה בולטת מגלקסיות שנוצרו במרחקים דומים אך זמן קצר לאחר המפץ הגדול. כל זה מהווה טיעון חזק כנגד מודל המצב היציב ומתיישב עם התיאור של מודל המפץ הגדול את צפיפות היקום.[36][37]

ענני גז קדמונים[עריכת קוד מקור | עריכה]

מישור מוקד של טלסקופ BICEP2, משמש לחיפוש קיטוב בקרינת הרקע הקוסמית[38]

בשנת 2011, אסטרונומים מצאו, מה שהאמינו כעננים קדומים של גז קדמוני, על ידי ניתוח ספקטרום הבליעה של קוואזרים מרוחקים. טרם תגלית זו, כל גרמי השמיים נצפו כמכילים את היסודות הכבדים אשר נוצרים בליבת הכוכבים. אולם ענני הגז שהתגלו לא הכילו שום יסוד כבד ממימן נייטרלי ודאוטוריום.[39][40] מאחר שלענני הגז אין יסודות כבדים, הם ככל הנראה נוצרו דקות ספורות לאחר המפץ הגדול במהלך הסינתזה הגרעינית הקדמונית.

קווי ראיות נוספים[עריכת קוד מקור | עריכה]

הערכת גיל היקום בעזרת חוק האבל וקרינת הרקע הקוסמית מיישרת קו עם הערכות אחרות המתבססות על גיל הכוכבים הקדומים ביותר, הנעזרות באבולוציית כוכבים, צבירים כדוריים ותיארוך רדיומטרי של כוכבים מסוימים בעלי כמות מתכת נמוכה יחסית.[41]

ניסוים שנעשו על ידי תצפיות בספקטרום הבליעה של ענני גז עם הסחה לאדום מאוד גבוהה (כלומר מתרחקים) מאמתות את התחזית כי טמפרטורת קרינת הרקע הקוסמית הייתה גבוהה בעבר. תחזית זאת גם מרמזת כי משרעת אפקט זלדוביץ'-סודייב (עיוות של קרינת הרקע על ידי אפקט קומפטון) בצבירי גלקסיות אינה תלויה ישירות בהסחה לאדום.[42] תצפיות מגלות כי הדבר פחות או יותר נכון אך אפקט זה תלוי במאפייני צבירים שלא משתנים עם הזמן הקוסמי, מה שהופך את דיוק המדידות לקשה.[43][44]

תצפיות עתידיות[עריכת קוד מקור | עריכה]

תצפיות עתידיות של גלי כבידה עשויות לזהות גלים קדמונים ושרידים של היקום הקדום עד פחות משנייה למפץ הגדול.[45][46]

גורלו הסופי של היקום[עריכת קוד מקור | עריכה]

Postscript-viewer-shaded.png ערך מורחב – גורל היקום

לפני התצפיות של האנרגיה האפלה, קוסמולוגים שקלו שני תרחישים לעתיד היקום. אם צפיפות המסה של היקום תהיה גדולה מהצפיפות הקריטית, היקום יגיע לגודל מרבי ואז יתחיל לקרוס. הוא יהפוך שוב לצפוף וחם יותר, ויסתיים במצב דומה (אך הפוך) לזה שבו הוא התחיל - התכווצות גדולה.[47]

לחלופין, אם הצפיפות ביקום הייתה שווה לצפיפות הקריטית או מתחתיה, התרחבות היקום הייתה מאטה אך לא עוצרת. היווצרות כוכבים תפסיק עם צריכת גז בין-כוכבי בכל גלקסיה; כוכבים יתפוצצו ויסיימו את מחזור חייהם, כאשר הם משאירים אחריהם ננסים לבנים, כוכבי נייטרונים וחורים שחורים. בהדרגה, התנגשויות בין אלה יגרמו להצטברות המונית של חורים שחורים יותר ויותר גדולים. הטמפרטורה הממוצעת של היקום תתקרב אסימפטוטית לאפס המוחלט - כלומר, קפאון גדול.[48] יתרה מזאת, אם הפורוטונים יהיו בלתי יציבים, החומר הבאריוני יעלם וישאיר רק קרינה וחורים שחורים. לבסוף החורים השחורים יתנדפו על ידי פליטת קרינת הוקינג. האנטרופיה של היקום תתעצם עד לנקודה שבה שום צורה של אנרגיה לא תוכל להיחלץ ממנה. תרחיש זה מכונה "מות החום".[49]

תצפיות מודרניות על ההתרחבות המואצת של היקום מרמזות כי יותר ויותר מהיקום הנצפה יעבור את אופק האירועים ויאבד כל קשר איתנו. התוצאה הסופית איננה ידועה. מודל ה-ΛCDM כולל את האנרגיה האפלה בדמות הקבוע הקוסמולוגי. תרחיש זה גורס כי רק מערכות הקשורות כבידתית, כגון גלקסיות, ישארו מחוברות וגם הן יהיו נתונות למות החום של היקום בזמן שהיקום מתרחב ומתקרר. הסברים אחרים של אנרגיה אפלה, הנקראים תאוריות "אנרגיית פנטום", גורסים כי בסופו של דבר כל צבירי הגלקסיות, כוכבים, כוכבי לכת, אטומים, גרעיני אטום ולמעשה כל החומר ביקום, יקרעו לגזרים בתוך היקום המתרחב לנצח, בתרחיש שנקרא הקריעה הגדולה.[50]

הרכבו הכימי של היקום[עריכת קוד מקור | עריכה]

מודל המפץ הגדול הסטנדרטי מאפשר חישוב של התנאים הפיזיקליים ששררו ביקום בכל רגע, החל בשבריר-זמן קצר ביותר לאחר המפץ הגדול עצמו. על פי תורת הגרעין ותורת החלקיקים האלמנטריים, אנו יודעים לחשב, בתנאי צפיפות וטמפרטורה שונים, את מצבי הקיום של החומר, אילו חלקיקים יכולים להתקיים, אילו אינטראקציות אפשריות בין חלקיקים שונים ובין חלקיקים לשדות קרינה. בשניות ובדקות הראשונות שלאחר המפץ הגדול, הטמפרטורה והלחץ ששררו ביקום הלכו וקטנו במהירות רבה, בגלל ההתפשטות המהירה של היקום. חישובים מראים שמהלך הצפיפות והטמפרטורה היו כאלה שעם ההתפשטות וההתקררות, 90 אחוזים מחלקיקי החומר ביקום נשארו בצורת גרעינים של אטומי מימן, דהיינו כפרוטונים, וכ-10 אחוזים - כחלקיקי אלפא, דהיינו כגרעינים של אטומי הליום.

בתנאי המפץ הגדול לא הספיקו להיווצר חלקיקים כבדים יותר, שכן ירידת הצפיפות והטמפרטורה היו מהירים מדי להתחוללותן של ריאקציות היצירה של יסודות כאלה. גם ניבוי זה של תורת המפץ הגדול אושש בתצפיות. אלה מגלות בכל מקום ביקום את הרכב החומר המתבקש מן המודל. כל הסטיות המתגלות, כגון קיומם של יסודות כבדים אחרים, כמו בשמש ובמערכת השמש, ניתנות להסבר כתופעות וכשינויים מאוחרים יותר בהרכב החומר הקוסמי, שנבעו מתהליכים תרמו-גרעיניים שמתחוללים בליבתם של כוכבים.

היחס לתאוריה[עריכת קוד מקור | עריכה]

מודל זה סותר באופן חד משמעי את התפיסה האריסטוטלית בת אלפי השנים שקדמה לו, על פיה היקום הוא סטטי ונצחי ללא כל נקודת התחלה.

ישנם זרמים בקרב הדתות המונותאיסטיות המתנגדים לתאוריה בתוקף, בין היתר בשל הטענות העולות ממנה לגבי גיל העולם. זרמים אחרים רואים בתאוריה אישור לאמונתם בדבר בריאת העולם יש מאין על ידי אלוהים; בשנת 1951 הכריז האפיפיור פיוס השנים עשר כי מודל המפץ תואם את כתבי הקודש[דרוש מקור].

נעשו מספר ניסיונות מדעיים לסתור את המודל הזה, אך ללא הצלחה יתרה. בין הניסיונות ניתן למנות את תורת המצב היציב של הרמן בונדי, תומאס גולד ופרד הויל, ואת ניסיונם של יבגני ליפשיץ ואיסק חלטניטוב הסובייטים.

ראו גם[עריכת קוד מקור | עריכה]

לקריאה נוספת[עריכת קוד מקור | עריכה]

קישורים חיצוניים[עריכת קוד מקור | עריכה]

הערות שוליים[עריכת קוד מקור | עריכה]

  1. ^ Hawking, S. W.; Ellis, G. F. R. (1973). The Large-Scale Structure of Space-Time. הוצאת אוניברסיטת קיימברידג'
  2. ^ סטיבן הוקינג, "תחילת הזמן (The Beginning of Time)".
  3. ^ Planck Collaboration (2015). Planck 2015 results. XIII. Cosmological parameters. עמוד 32
  4. ^ אלן גות' (1998). "The Inflationary Universe: The Quest for a New Theory of Cosmic Origins" ‏ Vintage Books
  5. ^ Schewe, P. (2005). "An Ocean of Quarks". Physics News Update. American Institute of Physics.728 (1).
  6. ^ Kolb and Turner (1988), The Early Universe. פרק 6
  7. ^ Kolb and Turner (1988), The Early Universe. פרק 7
  8. ^ Kolb and Turner (1988), The Early Universe. פרק 4
  9. ^ Peacock (1999), Cosmological Physics. פרק 9
  10. ^ אבי לייב (24 בספטמבר 2014). "The habitable epoch of the early Universe". הוצאת אוניברסיטת קיימברידג'
  11. ^ "NASA's Hubble and Spitzer Team up to Probe Faraway Galaxies". נאס"א
  12. ^ First Second of the Big Bang", How the Universe Works". ערוץ דיסקברי (עונה 3 פרק 3)
  13. ^ Spergel, D. N.; et al. (2003). "First year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) observations: determination of cosmological parameters". The Astrophysical Journal Supplement. 148 (1): 175–194.
  14. ^ "Seven-Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP1 ) Observations: Sky Maps, Systematic Errors, and Basic Results". עמוד 39, טבלה 8. נאס"א/מרכז טיסות החלל גודרד
  15. ^ 15.0 15.1 Peebles, P. J. E.; Ratra, Bharat (2003). "The cosmological constant and dark energy". Reviews of Modern Physics. 75 (2): 559–606.
  16. ^ סטיבן הוקינג, קיצור תולדות הזמן, פרק 1
  17. ^ Cosmology and Controversy: The Historical Development of Two Theories of the Universe, Helge Kragh. עמוד 251
  18. ^ Milne, E. A. (1935). Relativity, Gravitation and World Structure, הוצאת אוניברסיטת אוקספורד
  19. ^ Tolman, R. C. (1934). Relativity, Thermodynamics, and Cosmology. הוצאת אוניברסיטת אוקספורד
  20. ^ Zwicky, F. (1929). On the Red Shift of Spectral Lines through Interstellar Space. ידיעות האקדמיה הלאומית למדעים של ארצות הברית
  21. ^ פרד הויל. (1948). A New Model for the Expanding Universe". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society". ‏ עמודים 108: 372–382.
  22. ^ Alpher, R. A.; Bethe, H.; Gamow, G. (1948). The Origin of Chemical Elements, Physical Review
  23. ^ Alpher, R. A.; Herman, R. (1948). Evolution of the Universe, Nature
  24. ^ Fred Hoyle: A Life in Science. הוצאת אוניברסיטת קיימברידג'
  25. ^ Penzias, A. A.; Wilson, R. W. (1965). "A Measurement of Excess Antenna Temperature at 4080 Mc/s". The Astrophysical Journal. ‏ עמוד 142: 419.
  26. ^ Hawking, S.; Penrose, R. (27 January 1970). "The Singularities of Gravitational Collapse and Cosmology". Proceedings of the Royal Society A: Mathematical, Physical & Engineering Sciences. החברה המלכותית. 314 (1519): עמודים 529–548.
  27. ^ Guth, Alan (15 January 1981). "Inflationary universe: A possible solution to the horizon and flatness problems". Physical Review D. 23 (2): עמודים 347–356.
  28. ^ Navabi, A. A.; Riazi, N. (2003). "Is the Age Problem Resolved?". Journal of Astrophysics and Astronomy. 24 (1–2): 3–10.
  29. ^ Boggess, N. W.; et al. (1992). "The COBE Mission: Its Design and Performance Two Years after the launch". The Astrophysical Journal. עמוד 397: 420.
  30. ^ pergel, D. N.; et al. (2006). "Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Three Year Results: Implications for Cosmology". Astrophysical Journal Supplement. עמוד 170 (2): 377–408
  31. ^ The Astronomy Revolution: 400 Years of Exploring the Cosmos
  32. ^ גילוי גלי הכבידה שהתפרסם במרץ 2014 ככל הנראה טעות מדידה
  33. ^ The Early Universe, by Edward Kolb, Michael Turner
  34. ^ Steigman, G. (2005). Primordial Nucleosynthesis: Successes And Challenges, אוניברסיטת הרווארד
  35. ^ Bertschinger, E. (2001). Cosmological Perturbation Theory and Structure Formation אוניברסיטת קורנל
  36. ^ Bertschinger, E. (1998). Simulations of Structure Formation in the Universe, Annual Review of Astronomy and Astrophysics
  37. ^ Bertschinger, E. (2001). Cosmological Perturbation Theory and Structure Formation אוניברסיטת קורנל
  38. ^ "NASA Technology Views Birth of the Universe". נאס"א
  39. ^ Fumagalli, M.; O'Meara, J. M.; Prochaska, J. X. (2011). "Detection of Pristine Gas Two Billion Years After the Big Bang". Science. 334 (6060): 1245–9.
  40. ^ "Astronomers Find Clouds of Primordial Gas from the Early Universe, Just Moments After Big Bang". Science Daily.
  41. ^ Perley, D. (21 February 2005). "Determination of the Universe's Age, to". אוניברסיטת קליפורניה בברקלי
  42. ^ Srianand, R.; Noterdaeme, P.; Ledoux, C.; Petitjean, P. (2008). "First detection of CO in a high-redshift damped Lyman-α system". Astronomy and Astrophysics. 482 (3): L39
  43. ^ Avgoustidis, A.; Luzzi, G.; Martins, C. J. A. P.; Monteiro, A. M. R. V. L. (2011). "Constraints on the CMB temperature-redshift dependence from SZ and distance measurements"
  44. ^ Belusevic, R. (2008). Relativity, Astrophysics and Cosmology. Wiley-VCH. p. 16.
  45. ^ Ghosh, Pallab (February 11, 2016). "Einstein's gravitational waves 'seen' from black holes".
  46. ^ Billings, Lee (February 12, 2016). "The Future of Gravitational Wave Astronomy". scientificamerican.com.
  47. ^ Kolb and Turner (1988), The Early Universe. פרק 3
  48. ^ Griswold, Britt (2012). "What is the Ultimate Fate of the Universe?". Universe 101 Big Bang Theory. נאס"א.
  49. ^ Adams, Fred C. & Laughlin, Gregory (1997). "A dying Universe: the long-term fate and evolution of astrophysical objects". Reviews of Modern Physics. 69 (2): 337–372.
  50. ^ aldwell, R. R; Kamionkowski, M.; Weinberg, N. N. (2003). "Phantom Energy and Cosmic Doomsday". Physical Review Letters. 91 (7): 071301