היקום המוקדם היה חייב להכיל את ה"זרעים" של המבנה הגדול של היקום היום. אחרי הכול, אילו היה היקום חלק והומוגני לגמרי, לא היינו קיימים! הניגוד בין היקום המוקדם לבין היקום של היום בולט. קרינת הרקע הקוסמית נפלטה רק 380,000 שנה אחרי המפץ הגדול, ובכל זאת היא כמעט חלקה לגמרי. לעומת זאת, החומר היום מקובץ בכוכבים ובגלקסיות, וביניהם כמעט כלום. האסטרונומים ציפו שקרינת הרקע תראה סטיות זעירות מאיזוטרופיה, שמייצגות את אי-הסדירויות הראשונות, שמהן עתידים היו להיווצר הגלקסיות, הכוכבים, הפלנטות ובני האדם. לכן בהתרגשות גדולה, ולא בלי הקלה, הודיעו ב-1992 המדענים של הלוויין COBE על גילוי תנודות בקרינת הרקע במיקרוגל. ההבדלים הזעירים האלה מסתכמים ב-30 מיליוניות מעלה בלבד בין חלקים שונים בשמים. באופן כללי קרינת הרקע במיקרוגל חלקה כמעט לגמרי, אבל כשמגדילים מאוד את סולם הטמפרטורה, רואים סטיות מאיזוטרופיה. אם תרחיש האינפלציה – הגדילה המעריכית של היקום בראשיתו – נכון, הזרעים של הגלקסיות הם תנודות קוונטיות שהאינפלציה הגדילה!
האדוות הזעירות האלה בקרינה היו נקודות המוצא להיווצרות הגלקסיות. כמה זמן לקח לגלקסיות להיווצר? קרינת הרקע במיקרוגל נפלטה בהיסט לאדום z ≈ 1,100, כשהיקום היה כאלפית מגודלו היום. גלקסיות נמצאו בהיסטים לאדום של עד z = 14. הזמן שעבר בין z = 1,100 ל-z = 14 תלוי במודל הקוסמולוגי, אבל בדרך כלל הוא כ-300 מיליון שנה. זה הזמן שעמד לרשות המעבר מהבהובים ב"כדור האש" הקדמון אל היופי החד של הגלקסיות הספירליות והאליפטיות.
היווצרות הגלקסיות היא אחד הנושאים השנויים ביותר במחלוקת בקוסמולוגיה המודרנית. למה הגלקסיה היא יחידת המסה הבסיסית של היקום? למה המרחב אינו מלא בפלנטות, או בגרגרי אבק, או בעצמים גדולים בהרבה מגלקסיות? למזלנו, הפיזיקה נותנת לנו כיוון. תנודות הטמפרטורה בקרינת הרקע הן סימנים לכך שהחומר החל להתקבץ. האזורים החמים והקרים מעט בשמים מייצגים קרינה שעברה היסט קל לכחול והיסט קל לאדום. אזורים שצפיפותם מעט גבוהה יותר ומעט נמוכה יותר היו משובצים זה בזה. לאזורים הצפופים יותר הייתה כבידה חזקה יותר, ולכן הם משכו אליהם חומר מסביבתם. כשהקריסה התחילה, הלחץ הגבוה יותר בתוך האזור הדחוס התנגד לה – אותו מאבק בין כבידה ללחץ שקובע את מהלך חייו של כוכב. עצם יכול להיווצר רק אם הכבידה מנצחת במאבק. 380,000 שנה אחרי המפץ הגדול, האזור שבו הכבידה והלחץ היו מאוזנים בדיוק הכיל מסה של כ-100,000 מסות שמש. גושים קטנים מזה לא יכלו להיווצר. לא היו גושים גדולים מכטריליון מסות שמש, כי ענן גז בגודל כזה לא יכול היה להתקרר מספיק כדי לקרוס, והקרינה החזיקה אותו "נפוח". טווח המסות הזה – 105 עד 1012 מסות שמש – הוא בדיוק טווח המסות של הגלקסיות היום!
המודל המקובל של היווצרות המבנים נקרא "מלמטה למעלה" (bottom-up), או מודל היררכי, כי העצמים הראשונים שנוצרים הם גלקסיות קטנות, או גלקסיות ננסיות, שמתמזגות ומתאחדות לגלקסיות גדולות יותר. צבירים וצבירי-על נוצרים מאוחר עוד יותר, וחלק מהמבנים האלה עדיין בתהליכי היווצרות. התמונה ההיררכית הזאת עומדת בפני אתגר בעקבות הגילויים של טלסקופ החלל ג'יימס ווב: גלקסיות מסיביות, מאירות ועשירות ביסודות כבדים באופן בלתי צפוי, כבר בכמה מאות מיליוני השנים הראשונות אחרי המפץ הגדול. ביניהן גם הגלקסיות הדחוסות והחידתיות שזכו לכינוי "נקודות אדומות קטנות" (little red dots). במילים פשוטות, לא היה מספיק זמן ליצור גלקסיות גדולות ובשלות כל כך. האסטרונומים נאלצים לשכלל את התיאוריות שלהם על היווצרות הגלקסיות.
המסות של צבירי הגלקסיות וצבירי-העל מגיעות עד 1017 מסות שמש. מה נוצר קודם – הגלקסיות או המבנים הגדולים האלה? לא מפתיע שהתשובה תלויה בטבעו של החומר האפל. איננו יודעים מאיזה סוג חלקיקים עשוי החומר האפל. אבל אם חלקיקי החומר האפל נעים מהר, קרוב למהירות האור, הם היו "מוחקים" כל מבנה קטן מצביר-על בזמן שהמבנים התחילו להיווצר. במקרה כזה הגלקסיות היו נוצרות מאוחר יותר, מהתפצלות בתוך צביר-העל. התרחיש הזה נקרא היווצרות מבנים "מלמעלה למטה" (top-down), והוא מבוסס על חומר אפל חם (hot dark matter, HDM). לעומת זאת, אם חלקיקי החומר האפל נעים לאט, הגלקסיות היו נוצרות ראשונות, ומבנים גדולים יותר ויותר היו נוצרים אחריהן. התרחיש הזה נקרא היווצרות מבנים "מלמטה למעלה" (bottom-up), והוא מבוסס על חומר אפל קר (cold dark matter, CDM).
איזה תרחיש נכון – יקום מלא בחומר אפל חם או קר? האסטרונומים סבורים שהצבירים צעירים הרבה יותר מהגלקסיות שבתוכם. ככל שצביר מתפתח, הוא נעשה סימטרי יותר ויותר, והצורות הלא סדירות של כמה צבירים מרמזות שהם צעירים מאוד. בקנה המידה הגדול ביותר, ייתכן שצבירי-העל רק עכשיו נוצרים. זו ראיה עקיפה טובה לכך שהחומר האפל קר. כשמשווים את ההתפלגות התלת-ממדית של הגלקסיות בסימולציה ממוחשבת ליקום האמיתי, ההתאמה מצוינת אם מניחים חומר אפל קר, וגרועה אם מניחים חומר אפל חם.
שום מערכת משוואות אינה יכולה לתאר את המבנה העשיר של היקום. הדרך החזקה ביותר לבדוק את המודלים היא ליצור "יקום במחשב". כמו שאפשר לדמות גלקסיה בחישוב הכבידה של כוכבים רבים, אפשר לדמות את היקום בחישוב הכבידה של מסות רבות. בסימולציות המוקדמות כל גלקסיה נחשבה לנקודה; בסימולציות המודרניות מחשבים את הכבידה של מיליארדי "חלקיקים" של חומר אפל, ומוסיפים גם את הפיזיקה של הגז. הנפח שבו עוסק החישוב גדל בהתמדה, כדי לייצג את היקום המתפשט. מחשבי-העל של ימינו מבצעים מיליארדי מיליארדים (1018) של חישובים בשנייה, ומבנים יפהפיים צצים בתוך המודל הממוחשב. הסימולציות האלה נותנות לנו רמז חשוב לגבי החומר האפל: מודלים עם חלקיקים של חומר אפל קר מתאימים להתקבצות שנצפית ביקום טוב יותר ממודלים עם חלקיקים של חומר אפל חם. הסימולציות משחזרות גם את המרקם העשיר של צבירים, חללים ריקים וחוטים שאנחנו רואים ביקום האמיתי. בנויים בהן החומר האפל הקר, שגורם למבנים להיווצר, והאנרגיה האפלה, שמאיצה את ההתפשטות של היקום. המודל המוסכם נקרא למבדה-CDM, או ΛCDM, כאשר האות היוונית למבדה (Λ) מציינת את הקבוע הקוסמולוגי המקורי של איינשטיין. בקוסמולוגיה המודרנית, פירוש הדבר שהיקום מכיל אנרגיה אפלה וגם חומר אפל.
→ הסעיף הקודם: 17.11 אבולוציה קוסמית | הסעיף הבא: 17.13 הצפיפות הקוסמית הממוצעת ←