ההיסט לאדום הקוסמולוגי קשור לקנה המידה של היקום ביחס R0 / R = 1 + z. מכיוון שאורך הגל של הקרינה הקוסמית נמתח עם ההתפשטות הכללית, λ ∝ R. משילוב שני היחסים מתקבל λ ∝ (1 + z)−1. חוק וין נותן λmax ∝ T−1, כאשר λmax הוא אורך הגל שבשיא הקרינה התרמית ו-T הוא הטמפרטורה של הקרינה. משילוב הביטויים מתקבלת התוצאה הפשוטה:
T ∝ 1 + z
הטמפרטורה של הקרינה ביקום יחסית ל-1 + z. כשמכיילים את היחס לפי הטמפרטורה הנצפית של קרינת הרקע הקוסמית, מקבלים T = 2.7 (1 + z). אם מציבים במשוואה הזאת היסט לאדום כלשהו, מקבלים את הטמפרטורה של היקום באותו היסט לאדום – קשר פשוט בין ההיסט לאדום לטמפרטורה. היום z = 0 ו-T = 2.7 K, ואת השיא של קרינת הרקע אנחנו רואים באורך גל של כמילימטר. בהיסט לאדום z = 5, למשל של קוואזרים רחוקים, T = 2.7 × 6 = 16 K – עדיין קר מאוד. אורך הגל בשיא הקרינה היה קטן פי 1 + z, כלומר 1 / (1 + z) מילימטר, או 0.17 מילימטר.
התצפית שלנו בקרינת הרקע הקוסמית מגיעה עד כ-380,000 שנה אחרי המפץ הגדול, כלומר להיסט לאדום z = 1,100. בהיסט לאדום הזה הייתה הטמפרטורה של הקרינה T = 2.7 × 1,100 ≈ 3,000 K. (כש-z גדול מאוד, ההבדל בין z ל-1 + z זניח). כמו שלכוכב יש פוטוספירה, אפשר לחשוב על הקרינה הזאת כעל הפוטוספירה של היקום כולו! אורך הגל בשיא הקרינה היה 1/1,100 ≈ 0.001 מילימטר, או מיקרון אחד – אורך גל אינפרה-אדום. האסטרונומים יכולים לחשב את היקום אחורה, עד כ-50,000 שנה אחרי המפץ הגדול, כשהקרינה והחומר היו שקולים בהשפעתם על התנהגות היקום. ההיסט לאדום אז היה z ≈ 3,400. בהיסט לאדום הזה הייתה הטמפרטורה של הקרינה T = 2.7 × 3,400 ≈ 9,000 K, ואורך הגל בשיא הקרינה היה כ-3 × 10−4 מילימטר, או 300 ננומטר. בזמן מוקדם זה היקום היה שטוף בפוטונים אולטרה-סגולים, ובזמנים מוקדמים עוד יותר – בפוטונים אנרגטיים עוד יותר.
אם ממשיכים את מגמת הטמפרטורה העולה עוד אחורה, לראשית היקום, מגיעים לתוצאה חשובה של השקילות של איינשטיין בין מסה לאנרגיה, E = mc2: אפשר ליצור חלקיקים ואנטי-חלקיקים מקרינה טהורה. המנגנון נקרא יצירת זוגות, והוא קובע איך פיזיקאים (והטבע) יוצרים אנטי-חומר על כדור הארץ. אנטי-חומר נוצר לרגע באטמוספירה העליונה בידי הקרניים הקוסמיות, או בכמויות זעירות ובעלות גבוהה במאיצי חלקיקים ענקיים. התהליך ההפוך – השמדה (annihilation) – הוא היעלמות של זוג חלקיק ואנטי-חלקיק, תוך שחרור קרינה עתירת אנרגיה, או קרני גמא. התחברות של חלקיקים ואנטי-חלקיקים, שנקראת השמדת זוגות, היא תהליך יעיל לגמרי: 100% מהמסה-אנרגיה משתחררים.
מתי התרחשה יצירת זוגות ביקום? בשניות הראשונות אחרי המפץ הגדול, כשהטמפרטורה הייתה מעל כ-5 × 109 K, לקרינה הייתה מספיק אנרגיה כדי ליצור את זוגות החלקיק–אנטי-חלקיק הקלים ביותר. אלקטרונים והאנטי-חלקיקים שלהם – הפוזיטרונים – יכלו להיווצר בשפע מקרני הגמא עתירות האנרגיה. מוקדם עוד יותר, כמיליונית שנייה אחרי המפץ הגדול, הייתה הטמפרטורה 1013 K – עשרה טריליון מעלות! בזמן הזה יכלו להיווצר בזוגות פרוטונים ואנטי-פרוטונים, ונייטרונים ואנטי-נייטרונים. כך היה היקום המוקדם בית חרושת מדהים לייצור חומר (ואנטי-חומר) מקרינה.
היקום המוקדם מדגים היבט יוצא דופן של תורת הקוונטים. יש בעולם הפיזיקלי "טשטוש", שמתבטא בעיקרון אי-הוודאות של הייזנברג. העיקרון הזה בא לידי ביטוי בתכונות של חלקיק תת-אטומי זעיר: איננו יכולים למדוד בו-זמנית, בדיוק מושלם, את המיקום ואת התנועה של חלקיק תת-אטומי. אם אנחנו יודעים גודל אחד, אנחנו חייבים להיות לא בטוחים בגודל השני. יש גרסה שנייה של עיקרון אי-הוודאות של הייזנברג, ששקולה לחלוטין לגרסה שעוסקת במיקום ובתנע. צורתה:
ΔE × Δt ≥ h / (4π)
בביטוי הזה ΔE הוא אי-הוודאות באנרגיה, Δt הוא פרק הזמן שבו נמדדת האנרגיה, ו-h הוא קבוע פלאנק הזעיר. בפרק זמן קצר מספיק, האנרגיה של חלקיק או של מערכת אינה ודאית בשיעור שקשור לקבוע פלאנק. אבל לפי עיקרון השקילות של איינשטיין, האנרגיה קשורה למסה, ולכן אי-ודאות באנרגיה מתאימה לאי-ודאות במסה. לפי ההיגיון של הדיון הקודם, זוגות של חלקיק ואנטי-חלקיק יכולים להיווצר מתנודות קוונטיות. הזוגות נוצרים (ונעלמים שוב) מהר להפליא: אלקטרונים ופוזיטרונים יכולים להיווצר באופן ספונטני לא יותר מ-10−22 שנייה, ופרוטונים ואנטי-פרוטונים לא יותר מ-10−25 שנייה! בגלל קיומם החולף הם נקראים זוגות וירטואליים.
איך יכולים זוגות של חלקיקים – אחד עשוי חומר והשני אנטי-חומר – להיווצר באופן זמני מאנרגיה טהורה? זה כאילו הייתם יכולים ללוות מהבנק סכום עצום, בתנאי שתחזירו אותו מהר מאוד – וככל שתחזירו מהר יותר, תוכלו ללוות יותר. גם אם היתרה שלכם נמוכה (או אפס!), אפשר ללוות את הכסף. במובן הזה, התנודות הקוונטיות שתיארנו יכולות "להפר" את חוק שימור האנרגיה, בתנאי שזה קורה לזמן קצר מאוד.
אי אפשר לצפות ישירות בזוגות וירטואליים, אבל ההשפעות שלהם על חלקיקים רגילים נמדדו. לפיזיקאים יש ראיות חזקות לכך ש"חלל ריק" אינו באמת ריק: הוא מלא בקצף רוחש של זוגות וירטואליים. כל זה מתרחש ברמות אנרגיה זעירות כל כך ובפרקי זמן חולפים כל כך, שאיננו רואים אותו. אבל בשלבים המוקדמים של היקום התנודות הקוונטיות האלה היו משמעותיות מאוד. העובדה שהריק אינו משעמם ויש בו אנרגיה מסקרנת, כי היא מרמזת על קשר לאנרגיה האפלה, שמאיצה את התפשטות היקום. אבל חישובים פשוטים של אנרגיית הריק אינם מצליחים להסביר למה היקום שלנו מואץ. דרושה פיזיקה חדשה.
→ הסעיף הקודם: 17.23 היקום המוקדם מאוד | הסעיף הבא: 17.25 חומר ואנטי-חומר ←