Эпоха рекомбинации вселенной это

Простой факт, что Вселенная расширяется, сразу приводит к представлению о том, что в прошлом Вселенная была более горячей и более плотной. Мы увидим, что экстраполяция современного состояния Вселенной назад во времени на основе общей теории относительности и стандартной термодинамики показывает, что на все более ранних стадиях эволюции вещество во Вселенной характеризовалось все более высокой температурой и плотностью, причем на большинстве этапов космологического расширения выполнялись условия термодинамического равновесия. Двигаясь назад по времени, и, соответственно, поднимаясь по шкале температур, можно отметить несколько характерных «моментов» (точнее, более или менее длительных этапов) в эволюции Вселенной, см. рис. 1.10.

Рис. 1.10. Этапы эволюции Вселенной

Кратко обсудим некоторые из них.

1.5.1. Рекомбинация

При относительно низких температурах обычное вещество во Вселенной представляло собой нейтральный газ (в основном водород). На более ранней стадии, т. е. при более высоких температурах, энергии связи в атоме водорода было недостаточно для того, чтобы удержать электроны в атомах, и вещество находилось в фазе электрон-фотон-протонной плазмы. Температура рекомбинации — перехода из плазменного в газообразное состояние — определяется, грубо говоря, энергией связи атома водорода, 13,6 эВ. Мы увидим, что в действительности рекомбинация происходила при несколько меньшей температуре, около 0,3 эВ. Этот момент важен в связи с тем, что он представляет собой момент последнего рассеяния реликтовых фотонов: до этого момента фотоны интенсивно взаимодействовали с электронами плазмы (рассеивались, поглощались, испускались), а после рекомбинации нейтральный газ стал прозрачен для фотонов ( Точнее, при температуре около 0,3 эВ произошло последовательно сразу три события: рекомбинация — образование атомов водорода, прекращение процессов рассеяния фотонов на электронах и «закалка» водорода — прекращение процессов ионизации водорода фотонами.). Таким образом, реликтовое излучение несет непосредственную информацию о состоянии Вселенной в то время, когда ее температура составляла около 0,27 эВ $\approx$ 3100 К; время жизни Вселенной составляло тогда около 270 тыс. лет.

Упоминавшаяся выше высокая степень изотропии реликтового излучения прямо говорит о степени однородности Вселенной в момент рекомбинации: тогда Вселенная была гораздо однороднее чем сейчас, неоднородности плотности $\delta\rho /\rho$ были сравнимы с флуктуациями температуры и составляли величину порядка $10^<-5>$. Тем не менее, именно эти неоднородности привели в конечном итоге к возникновению структур во Вселенной — сначала первичных галактик, потом галактических скоплений и т. д.

На самом деле, как указывают наблюдения, оптическая толщина (вероятность рассеяния) для фотонов после рекомбинации отлична от нуля и составляет $\tau \simeq 0.06-0.12$?. Причиной этого является вторичная ионизация газа во Вселенной, начавшаяся на той стадии, когда образовывались и исчезали первые звезды, $z\simeq 20$.

Тот факт, что водород во Вселенной почти полностью ионизован ($n_H/n_p

Источник

Космология

Категории Космология | Под редакцией сообщества: Астрономия

Космология — научная дисциплина, изучающая общие закономерности строения и развития Вселенной, которую принято считать одновременно ключевым разделом, как астрономии, так и современной фундаментальной физики.

Содержание

↑Закон Хаббла и расширение Вселенной

Современная космология началась с открытия Эдвином Хабблом в 1929 году зависимости увеличения скорости убегания галактик, определяемой по красному смещению линий в их спектрах, от расстояния: v = H₀d (закон Хаббла), где H₀ — коэффициент пропорциональности («постоянная Хаббла»). Современное значение H₀ — около 70 км/с/Мпк. Этот закон, подтвержденный и проверенный многочисленными независимыми астрономическими наблюдениями, свидетельствует о расширяющейся, нестационарной Вселенной. Сама идея о нестационарности Вселенной, казавшаяся революционной и противоречащая интуитивным представлениям об окружающем мире, теоретически стала ясной после разработки в 1915-1916 гг. общей теории относительности (ОТО) А. Эйнштейном. Космологические решения ОТО были впервые получены российским математиком и геофизиком А.А. Фридманом в 1922-24 г. (т.н. «фридмановские космологические модели»). Основная идея состоит в использовании математической модели однородного и изотропного пространства для описания нестационарной Вселенной. Однородность (отсутствие выделенных положений в пространстве) и изотропия (отсутствие выделенных направлений) с высокой относительной точностью порядка 0.001% подтверждается современными наблюдениями микроволнового реликтового излучения. В этой модели единственной зависящей от времени величиной является т.н. «масштабный фактор» a(t) – коэффициент пропорциональности в пространственной части выражении для интервала пространства-времени ds 2 = c 2 dt 2 -a 2 (t)dl 2 . Из этого выражения немедленно следует закон Хаббла, причем становится ясен физический смысл «постоянной Хаббла» как коэффициента пропорциональности в выражении для современной скорости расширения: H₀ = (da/dt) / a, взятой в момент времени t₀. Очевидно, обратное значение постоянной Хаббла есть величина с размерностью времени – оно дает оценку возраста Вселенной (времени с начала расширения) и равно примерно t₀

↑Модель Фридмана-Леметра-Робертсона-Уокера

Подстановка выражения для интервала однородного изотропного пространства-времени в уравнения Эйнштейна приводит к уравнениям для масштабного фактора a(t). Их решение зависит от одной геометрической характеристики пространства – т.н. знака пространственной кривизны (нулевая кривизна для плоского евклидова пространства, в котором сумма углов любого треугольника точно 180 градусов, положительная кривизна – для пространства с топологией поверхности сферы, на которой сумма углов треугольника больше 180 градусов, и для пространства отрицательной кривизны, в котором сумма углов треугольника меньше 180 градусов), а также от физической природы вещества, заполняющего Вселенную. Последнее обстоятельство связано с тем, что в правой части уравнений ОТО стоит тензор энергии-импульса материи, создающей гравитационное поле. В частности, в случае евклидовой геометрии пространства с нулевой кривизной для пылевидной материи, в которой давление равно нулю, a(t)

t 2/3 , а для излучения и релятивистских частиц – a(t)

t 1/2 . В обоих случаях расширение происходит с торможением (d 2 a/dt 2 1/2 , где t – время, прошедшее с начала расширения (в секундах). Физические условия для начала синтеза ядер легких элементов создаются при температуре около 300 кэВ (t

10 c), однако расширение и охлаждение Вселенной приводит к тому, что эпоха первичного нуклеосинтеза заканчивается к t

200, и успевают образоваться только легчайшие ядра – D, T, He-3, He-4, Li-7, Be-7. Основная масса барионной материи оказывается в виде ядер водорода (около 75%) и Не-4 (около 25%). Отметим, что существенную роль в процессе первичного нуклеосинтеза играет нейтрино (число сортов, возможная масса и т.д.). Отношение содержание дейтерия к водороду D/H чувствительно к полной барионной плотности Вселенной (параметр Ω_b), а поскольку в звездах дейтерий быстро выгорает, измерение межзвездного отношения D/H является важнейшим индикатором первичного нуклеосинтеза. Современное значение Ω_b

0.04 показывает, что барионная материя составляет малую часть в полной плотности Вселенной.

↑Эпоха рекомбинации и реликтовое излучение

Важнейшим следствием теории горячей Вселенной явилось предсказание существования изотропного реликтового излучения с чернотельным (планковским) спектром и температурой порядка 3 К. Оно было открыто в 1965 г. А. Пензиасом и Р. Уилсоном.

Считается, что фотоны реликтового излучения образуются в очень ранней Вселенной, при аннигиляции первичного вещества и антивещества (кварков-антикварков) при температурах выше 100 МэВ. Их интенсивное взаимодействие с лептонами (в первую очередь, рассеяние на свободных электронах и позитронах) поддерживает термодинамическое равновесие с веществом, так что температура фотонов точно равняется температуре вещества. По мере расширения температура падает, и при Т

3000 K (что соответствует t

400000 лет) все электроны оказываются связанными с ядрами водорода и гелия (рекомбинация). Длина свободного пробега фотонов резко возрастает, так что они практически беспрепятственно распространяются внутри расширяющейся Вселенной. Так как длина волны фотонов при расширении увеличивается соразмерно с масштабным фактором, отношение измеряемой сейчас температуры реликтового излучения 2.725 К к температуре рекомбинации 3000 К равно отношению масштабных факторов в соответствующие эпохи. Именно отношение масштабных факторов (а не их абсолютные значения!) является наблюдаемой величиной в космологии, оно соответствует измеряемому по спектральным линиям красному смещению по формуле: 1+z= a(t₀)/a((t_z). Отсюда следует, что эпоха рекомбинации закончилась на красных смещениях

1100. Замечательное свойство реликтовых фотонов свободно распространяться во Вселенной после эпохи рекомбинации позволяет по измерениям спектра и пространственных флуктуаций реликтового излучения сегодня изучать флуктуации плотности вещества в конце эпохи рекомбинации (т.н. «поверхность последнего рассеяния» реликтовых фотонов). Флуктуации плотности плазмы носят первичный характер, т.е. являются следствием квантовых флуктуаций физических полей и метрики пространства-времени в очень ранней Вселенной. Современные наблюдения реликтового излучения специализированными спутниками COBE, WMAP и Planck позволили измерить флуктуации температуры реликтового излучения с относительной точностью лучше 10 -6 в угловых масштабах до нескольких десятков минут.

↑Темная энергия и темная материя

Современные точные измерения свойств реликтового излучения в сочетании с астрофизическими наблюдениями огромного числа галактик, скоплений галактик и крупномасштабной структуры Вселенной, а также измерениями блеска далеких сверхновых I типа, произвели настоящую революцию в космологии, так как впервые позволили независимо измерить основные космологические параметры с точностью до долей процента. Это перевело космологию из разряда науки, оперирующей с «астрофизической» точностью до порядка величины, в прецизионную науку. Важнейшие результаты, полученные в этих экспериментах и наблюдениях, состоят в следующем.

(1). Полная плотность энергии во Вселенной с точностью порядка процента близка к критическому значению 3H₀ 2 c 2 /8πG. Это означает, что возможный радиус пространственной кривизны не менее десяти Хаббловских радиусов (Хаббловский радиус = с/H₀

10 28 см). Иными словами, геометрия пространственных сечений Вселенной очень близка к евклидовой. Отметим, что почти плоская Вселенная естественным образом возникает в модели инфляционной Вселенной для любых значений пространственной кривизны в начале расширения.

(2). Современное расширение Вселенной происходит с ускорением, что можно интерпретировать как динамическое доминирование очень малой, но ненулевой положительной космологической постоянной. Строго говоря, космологическая постоянная является частным случаем субстанции (называемой «темной энергией»), которая обладает необычным уравнением состояния (зависимостью давления P от плотности энергии ε) P=w ε, где w -5 . Не исключено, что новые частицы с массой покоя в несколько 100 МэВ-ГэВ, которые могут составлять темную материю, будут открыты в ближайшем будущем на действующих наземных ускорителях, в первую очередь на LHC в ЦЕРНе.

↑Очень ранняя Вселенная

Сегодня можно с уверенностью говорить о прямой проверке астрономическими методами свойств Вселенной до эпохи нуклеосинтеза, т.е. до t

1 c начала расширения. Изучение свойств более ранней Вселенной возможно только косвенно, в первую очередь — по тщательному измерению спектра, угловых флуктуаций и поляризации реликтового излучения. Однако еще до современных экспериментов по измерению реликтового излучения, в 1980-1990е гг, теоретически была разработана т.н. модель «инфляционной Вселенной». Дело в том, что интерполяции фридмановских моделей на малые времена после начала Расширения приводит к неразрешимым парадоксам, которые долгое время приходилось «списывать» на специально подобранные начальные условия в начале классического расширения. Основная идея состоит в постулировании почти экспоненциального (де-ситтеровского) расширения в начале расширения, которое в некоторых момент переходит в классическое фридмановское расширение с замедлением. Оказалось, что достаточно взять длительность экспоненциального расширения порядка 70 обратных Хаббловских времен на инфляции, чтобы разрешить все парадоксы классической космологии (проблема горизонта, проблема плоскостности и др.). Причиной такого расширения в ранней Вселенной могло бы быть, например, массивное скалярное поле (т.н. «инфлатон»), которое эволюционирует из возбужденного начального состояния в состояние с минимальной энергией. При некоторых предположениях можно подобрать параметры инфлатона так, что его эффективное уравнение состояния в расширяющейся Вселенной близко к уравнению состояния для космологической постоянной (или физического вакуума) P=-e, которое и обеспечивает де-ситтеровское расширение. Приближаясь к минимуму энергии, скалярное поле распадается с образованием частиц (бозонов и фермионов) материи. Релятивистские частицы имеют уравнение состояния P=e/3, как и излучение, поэтому де-ситтеровская стадия естественно сменяется фридмановской a(t)

t 1/2 . Не исключается возможность того, что ускоренное расширение в эпоху инфляции обусловлено модификацией теории гравитации.

Успех инфляционной модели был связан не столько с решением парадоксов классической космологии, сколько с рядом предсказаний, которые могли быть проверены в первую очередь по наблюдениям реликтового излучения. Так, из-за огромного увеличения масштабного фактора (примерно в e 70 раз!) любые начальные неоднородности, ненаблюдаемые экзотические частицы и т.д. оказываются разнесенными столь далеко, что оказываются за пределами причинно-связанной области с размером ct (т.н. «горизонт частиц» во Вселенной). Часть пространства Вселенной внутри горизонта оказывается практически плоским (что и наблюдается). Кроме того, на инфляционной стадии естественным образом генерируется почти масштабно-инвариантный спектр первичных квантовых возмущений, а его можно восстановить из анализа угловых флуктуаций реликтового фона. Анализ современных наблюдений показывает, что наблюдается спектр возмущений, близкий к предсказанному. Наконец, существование сфазированных угловых вариаций реликтового излучения и в крупномасштабной структуре галактик в различных направлениях на небе (т.н. акустические пики, или «сахаровские колебания» в честь А.Д. Сахарова, теоретически предсказавшего их наличие в середине 1960-х гг.) однозначно указывает на то, что в ранние эпохи они находились внутри причинно-связанной области. Это возможно только если на ранних этапах расширения существовал период ускоренного (близкого к экспоненциальному) расширения.

Кроме этого, на стадии начального ускоренного расширения кроме флуктуаций плотности должны были в определенном количестве генерироваться квантовые флуктуации пространства-времени, дошедшие до нас в виде первичных гравитационных волн. Эти волны оставляют характерный «отпечаток» в картине поляризации реликтового излучения. Поляризованная компонента реликтовых фотонов из-за гравитационных волн (В-мода) имеет на порядок более низкую амплитуду, чем поляризация из-за возмущений плотности (Е-мода), поэтому ее обнаружение и определение вклада первичных гравитационных волн в флуктуации реликтового излучения является одной из ключевых задач космического эксперимента Planck, запущенного в 2009 году.

↑Актуальные проблемы космологии

В настоящее время неплохо известны, по крайней мере, в общих чертах, характер расширения Вселенной в современную эпоху, особенности и общая направленность эволюции галактик и систем галактик. Очевидным представляется и рождение наблюдаемой Вселенной из состояния сверхвысоких плотностей и температур. Однако вопросы о наиболее ранних этапах расширения Вселенной, о формировании и росте возмущений, о свойствах пространства, времени, элементарных частиц на планковских масштабах остаются открытыми и допускают различные варианты решений. Физической картины, описывающей динамическую эволюцию Вселенной с самого начала ее расширения еще не создано, поскольку существующие фундаментальные физические теории остаются справедливыми лишь в ограниченной области параметров. Так, основа космологии – ОТО А.Эйнштейна — не объясняет квантовых эффектов, по-видимому, игравших фундаментальную роль в первые мгновения расширения. Инфляционная теория ранней Вселенной, как и теория горячей Вселенной, теория холодного темного вещества, ответственного за появление крупномасштабной структуры, или вовсе загадочной «темной энергии» остаются пока лишь, в лучшем случае, хорошо аргументированными гипотезами, проверяемыми и развивающимися по мере накопления новых данных.

Поэтому ответ на вопрос о «рождении» Вселенной вряд ли возможен. Само «рождение» следует понимать как возникновение 13-15 млрд. лет назад «нашей» Вселенной, безграничной в любой момент своего существования, Вселенной со знакомыми современной физике свойствами пространства, времени, энергии, которые описываются известными фундаментальными физическими законами. Неясно даже, может ли существовать в принципе простой и наглядный ответ на вопрос о том, что было до «начала» — слишком необычны для нас формы существования материи вблизи этого момента. На подступах к объяснению сингулярности космология сомкнулась с теорией элементарных частиц и их различными модельными представлениями, далекими от наглядности, и этот симбиоз представляется очень перспективным. Приходится делать вывод о «неизбежности странного мира», предшествовавшего появлению вещества. Здесь развиваются различные гипотезы и теории, не входящие в конфликт с известными законами природы и данными наблюдений, в том числе теории, описывающие фантастические возможности существования (рождения, гибели) различных «вселенных» с разными свойствами пространства-времени (например, с разным числом измерений пространственных и временных координат, различной кривизной по разным направлениям, с совершенно иными свойствами элементарных частиц и т.д.). В научной литературе такой подход породил трудно переводимый термин «multi-verse», «множественная» Вселенная (ср. с привычным «Uni-verse» — Единственная Вселенная).

Любые теоретические представления оцениваются по тем выводам, которые из них следуют: на «выходе» правильной космологической концепции должно быть объяснение самых различных сторон наблюдаемого мира.

Эта статья еще не написана, но вы можете сделать это.

Источник