אחד המכשולים הגדולים ביותר בדרך למדידת העקמומיות או קצב ההאטה של היקום היא העובדה שגופים ביקום נוטים להתפתח, או לשנות את תכונותיהם, במהלך הזמן. בדיקות קוסמולוגיות דורשות תצפיות על פני טווחים גדולים של הסחה לאדום. אבל כשאנחנו מתבוננים בהסחה לאדום, אנחנו גם מסתכלים אחורה בזמן. לכן, כאשר אנו משווים גופים קרובים עם גופים רחוקים, אנו משווים גופים זקנים עם גופים צעירים יותר. זהו היבט בלתי נמנע של הקוסמולוגיה התצפיתית.
באדיבות וויקיפדיה
הדרך שבה הקוטר הזוויתי של גוף משתנה בשל הסחה לאדום עשוי לסייע במדידת עקמומיות של החלל. בעיה מעשית נובעת מהעובדה שלגלקסיות אין קצוות חדים. קשה מאוד למדוד במדויק את גודלו של דבר מטושטש וקלוש ביקום הרחוק. עם זאת, בעיה בסיסית עוד יותר היא האבולוציה הקוסמית. גלקסיות העוברות הסחה אדום גבוהה נראות כפי שהיו צעירות. הסחה לאדום גבוהה מתאימה לזמן עתיק, לעיתים מיליארדי שנים טרם זמננו. לכן, אבולוציה קוסמית פירושה שעלינו להציג תמיד גופים צעירים יותר במרחקים ההולכים וגדילים. אם גלקסיות נבנות מגופים קטנים, הרי שהן עשויות להיות קטנות יותר כאשר הן היו צעירות. ההשוואה בין גופים קרובים ורחוקים היא השוואה בין תפוחים לתפוזים.
אחד המבחנים הקוסמולוגיים החשובים מתייחס להשתנות הבהירות הנראית של גופים בעקבות הסחה לאדום. ראשית, יש לשים לב שהמרחק לגוף תלוי במודל הקוסמולוגי. המרחק המתייחס להסחה לאדום מחושב על ידי הקירוב d = c*z/H0. עם זאת, ההשפעות של עקמומיות החלל מתחילה להופיע בהסחת לאדום של כמה עשיריות, בין 0.2 ל- 0.3. לעומת זאת בהסחה לאדום בטווח של אחד או שניים (z = 1 עד 2) קיימים ההבדלים משמעותיים בין המודלים הקוסמולוגיים. הסחה לאדום ביקום שטוח בעל עקמומיות אפס קטנה יותר מאשר ביקום פתוח עם עקמומיות שלילית. לכן, כל הסחה לאדום ביקום שטוח מתאימה למרחק קטן יותר מאשר אותה הסחה לאדום ביקום פתוח. עכשיו דמיינו שאנחנו מוצאים גוף זוהר ידוע ביקום הרחוק. אם היקום שטוח, הגוף זה יהיה קרוב יותר וייראה בהיר יותר מאשר אם היקום פתוח. היישום של הבדיקה דורש שנמצא גוף מסוים, היוצר מגוון רחב של הסחות לאדום. באמצעות בדיקה של שינוי הבהירות הנראית בהשפעת ההסחה לאדום, אנו יכולים להבחין בין ערכים שונים של הפרמטר צפיפות, או עקמומיות החלל.
תצפית בגלקסיות רחוקות נשמעת פשוטה, אך קיים סיבוך חמור המתעורר בשל האבולוציה הקוסמית. כאשר בדיקת הבהירות הנראית מבוצעת בגלקסיות אליפטיות, מודלים מראים שההסחה לאדום בעלת ערך אחד (z = 1), הבהירות של גלקסיה אליפטית תגדל פי שנים ביקום שטוח בהשוואה ליקום פתוח בעל צפיפות נמוכה. הבעיה היא שגלקסיה בעלת הסחה גבוהה לאדום היא גלקסיה רחוקה מאוד. גלקסיה רחוקה מאוד היא גלקסיה צעירה, שכן לאור שלה לקח מיליארדי שנים עד שהגיע אלינו. ההתבוננות בזמן עבר מולידה תוצאה בלתי נמנעת, עלינו להשוות גופים קרובים עם גופים רחוקים שהם צעירים יותר. במילים אחרות, אסטרונומים אינם יכולים לערוך בדיקה של המודל הקוסמולוגי מבלי ליצור תחילה מודל להתפתחות האור הבוקע מהגלקסיות. המבחן אינו פשוט כפי שהיינו רוצים.
באדיבות NASA
אסטרונומים מנסים לבחור מערכות כוכבים פשוטות ביותר לצורך בדיקות קוסמולוגיות. גלקסיות אליפטיות מאירות בעוצמה גבוהה- דבר המאפשר בדיקה של הסחות גדולות לאדום. בדרך כלל, לגלקסיות אלה יש אוכלוסיות כוכבים ישנות. בהנחה שרוב הכוכבים בגלקסיה האליפטית נוצרו באותו זמן, היא תדעך ותהפוך לאדומה. בהתחלה הגלקסיה האליפטית דועכת במהירות משום שהאור בתחילת דרכה נשלט בעיקר על ידי כוכבים כחולים זוהרים וקצרי חיים. קצב דעיכת האור הגלקטי קטן, כאשר הכוכבים בעלי מסה נמוכה יותר עוזבים את הסדרה הראשית. במודל אבולוציוני פשוט של גלקסיה קיים רק פרץ יחיד של היווצרות כוכבים. השינוי בתפוקת האנרגיה, במיוחד אובדן האור הכחול והאולטרה סגול, הוא דרמטי במיליארד השנים הראשונות. השינוי בעוצמת הקרינה של הגלקסיה תלוי באורך גל. עוצמת הקרינה האדומה והאינפרה-אדומה יורדת פי 100 לאחר היווצרות הכוכבים, בעוד שהקרינה האולטרה-סגולה יורדת פי 100,000.
התפתחותם של אוכלוסיות הכוכבים מסבכת מבחנים קוסמולוגיים משתי סיבות. ראשית, גלקסיות רחוקות יותר צפויות להיות בהירות וכחולות יותר, מפני שהן צעירות יותר. שנית, גלקסיות נמדדות על פני טווח קבוע של אורכי גל אופטיים, המוגדרים בדרך כלל על ידי מסננים. גלקסיות רחוקות עוברות הסחה לאדום, לכן אנו מתבוננים בחלקים הבהירים יותר של התפלגות האנרגיה בגלקסיות רחוקות יותר. לדוגמה, נניח שאנו מודדים גלקסיות באורך גל של 500 ננומטר. עם זאת, בגלקסיה בעלת z = 2 האור בתחום אולטרה סגול נמתח על פני זמן-מרחב ומגיע אל התחום הנראה. אורך הגל של הקרינה שאנו רואים בגלקסיה הרחוקה הזו הוא
170 = (i 500 / (z+1ננומטר. גלקסיה צעירה בת 107 שנים מכילה הרבה יותר אנרגיה בתחום האולטרה-סגול. לעומת זאת, גלקסיה זקנה בת 109 שנים מכילה פחות אנרגיה בתחום אולטרה-סגול. (אנחנו לא יכולים ליישם את ההיגיון הזה לגלקסיה שגילה 1010 שנים כי היקום ב- z = 2 אינו מבוגר דיו כדי להכיל אוכלוסיית כוכבים בת עשרה מיליארד שנים). האמת הפשוטה היא שאיננו מבינים את האבולוציה של הגלקסיות מספיק טוב כדי ליישם אותה בבדיקות קוסמולוגיות בביטחון מלא.
Author: Chris Impey