Эра первичной рекомбинации вселенной

Эры существования Вселенной (Шкала времени Вселенной)

8 основных этапов жизни нашей вселенной — от образования вселенной в ходе Большого взрыва и до её полного угасания в ходе так называемой Эры Темноты

Большой взрыв!

Начало времен. Вселенная появляется из сверхплотной и сверхгорячей точки (сингулярности) и начинает быстро расширятся во все стороны пространства. При этом Большой взрыв не уникален и возможно существование других Вселенных, рожденных в результате своего большого взрыва.

Большой взрыв в представлении художника. Как это выглядело на самом деле (и даже было ли все именно так), мы, как вы понимаете, на самом деле не знаем

Эра инфляции.

Началом времени 10 -44 с является планковское время, являющееся квантовой единицей времени и время не может быть разделено на промежутки меньшие данного (при современных законах).

При времени 10 -37 с неимоверно горячая и плотная Вселенная начинает многократно расширяться с громадным ускорением. В этот момент начинают образовываться едва уловимые флуктуации плотности вещества, которые в дальнейшем станут зародышами галактик, скоплений галактик.

Инфляционная стадия завершается при времени 10 -32 с, после чего расширение продолжилось с гораздо меньшей скоростью.

Эра господства излучения.

Эра господства излучения длится около 10000 лет. На начальном этапе во Вселенной практически ничего нет, кроме однородного и очень сильного электромагнитного излучения. Сложное взаимодействие частиц привело к небольшому перевесу обычного вещества над антивеществом.

Антивещество затем почти полностью проаннигилировало с веществом, а остаток вещества стал материалом для всех ныне наблюдаемых объектов Вселенной. В течение первых минут жизни Вселенной в ней произошло образование ядер атомов легких элементов – водорода, дейтерия, гелия и лития. Как только энергия ослабевающего излучения стала меньше энергии материи, окончилась радиационная эра.

Эра рекомбинации.

Началу звездной эры предшествовало то, что в возрасте 300000 лет Вселенная стала достаточно холодной для образования атомов водорода (т.е началась эра рекомбинации).

В это время Вселенная становится прозрачной для собственного излучения (до этого излучение непрерывно взаимодействовало с частицами вещества). Это излучение сейчас мы и наблюдаем в виде реликтового (фонового микроволнового) излучения.

В эпоху рекомбинации флуктуация плотности вещества стала разрастаться, так как этому не стало препятствовать излучение, и начали формироваться звезды и галактики.

Рождение звезды – материя в центре пылевого облака уплотняется до тех пор, пока сила гравитации не станет такой большой, что запустится самопроизвольная термоядерная ядерная реакция

Звездная эра (идет в настоящий момент времени).

Большая часть энергии в эту эру генерируется в недрах звезд путем термоядерных реакций. Мы живем примерно в середине этой эры, когда звезды активно формируются, живут и умирают.

Первое поколение звезд образовалось в первые миллионы жизни Вселенной, а первые галактики в первые миллиарды лет. В последующие несколько миллиардов лет они сгруппировались в скопления, сверхскопления и более крупные структуры. Возраст нашей Галактики 13,7 млрд.лет, а Солнечной системы 4,9 млрд. лет.

В больших масштабах происходит столкновение галактик, которое не оказывает серьезного влияния на находящиеся в них звезды и планеты.

Примерно через 6 млрд.лет наша Галактика встретится с М31 и сольются либо сразу, либо разойдутся чтобы опять в конце концов соединиться. Подобная участь ожидает многие галактики, образуя в будущем огромные аморфные галактикоподобные системы, что уже наблюдается в некоторых богатых скоплениях. Ближе к концу звездной эры ключевую роль начнут играть красные карлики с массой в половину солнечной, яркость которых будет возрастать. Они будут светиться несколько триллионов лет.

А звезды с массой менее 0,08 солнечной, в которых в ядре вообще не возникает термоядерная реакция, будут находиться на главной последовательности порядка 10 -50 триллионов лет.

Приблизительно через это время может исчерпаться межзвездный газ – водород и процесс звездообразования навсегда прекратиться. Эра закончится, когда во Вселенной не останется светящихся звезд, когда выгорят последние красные карлики, когда возраст Вселенной будет 100 трлн. лет.

Эра вырождения.

Большая часть объектов вселенной к этому времени по окончанию звездной эволюции превратится в вырожденные объекты: белые и коричневые карлики, нейтронные звезды.

Вселенная станет темной и холодной с температурой в долю градуса выше абсолютного нуля. Галактики будут постепенно менять свою структуру из за меняющихся случайно орбит тухнущих звезд, потерявших свои планеты, которые как и звезды отправятся в свободное межгалактическое пространство.

Небольшое количество массивных звезд, не способных покинуть галактику, будут поглощаться центральными галактическими черными дырами. Иногда, во время столкновения коричневых карликов с образованием красного карлика, на небе будет вспыхивать свет. Но в целом во всей галактике света будет меньше, чем сейчас излучает одно только Солнце.

Помимо этого, раз в триллион лет галактику будет потрясать взрыв сверхновой, происходящий при столкновении двух белых карликов. Полученное от взрыва ядро может зажечь внутри термоядерную реакцию в зависимости от оставшейся массы. Но в галактике за счет гравитационного излучения энергия звездами будет теряться.

Темное вещество, содержащееся в Гало галактики будет поглощено белыми карликами и аннигилировано и это будет в данный момент времени основной источник энергии в галактике. Дальнейшее – это действие черных дыр, втягивающих и поглощающих сперва звезды в масштабах галактики, а затем и в масштабах скоплений. И закончится эра распадом протонов, время жизни которых 10 37 лет.

Как и в случае с Большим взрывом, как выглядят «черные дыры» мы не знаем. Да и знать не можем – ведь черные дыры не выпускают даже свет, соответственно видеть их… мы не можем в принципе!

Эра черных дыр.

Единственными объектами во Вселенной остались черные дыры. Но они не вечны и испаряются, излучая с поверхности очень малую энергию в виде фотонов и элементарных частиц. Скорость излучения зависит от кривизны поверхности, т.е от размера и массы черной дыры.

Излучение для черной дыры с массой Солнца крайне мало и со временем ускоряется и заканчивается вспышкой гамма-излучения. Такая черная дыра имеет поверхностную температуру порядка 10 -7 К и сможет просуществовать 10 65 лет. Черная дыра с массой крупной галактики имеет поверхностную температуру порядка 10 -18 К и для испарения требуется 10 98 -10 100 лет.

Эра темноты

Во Вселенной осталось лишь немного вещества: фотоны с очень большим красным смещением, небольшое количество нейтрино, электроны и позитроны на очень больших расстояниях друг от друга и если встретятся, то аннигилируют в фотоны очень больших энергий, которые затем в результате расширения вселенной будут увеличивать длину волны и становиться менее энергетичными.

из статьи Фреда Адамс и Грэгори Лафлин “Будущее Вселенной”

Источник

Как возникла Вселенная

Существуют различные теории возникновения Вселенной, которыми пытались обосновать, с чего возникла Вселенная и как она приобрела современные очертания.

Основной теорией возникновения Вселенной считается теория о Большом взрыве, который произошел примерно 13,799 ± 0,021 млрд лет назад с последующим расширением Вселенной. В результате Большого взрыва возникла материя, пространство и время.

Большой взрыв и постепенное расширение пространства (Автор: Gnixon; Источник: Wikipedia)

Планковская эпоха

О начальном состоянии Вселенной в момент Большого взрыва мало что известно. Экстраполяция состояния Вселенной в прошлое предполагает существование момента, при котором материя имела бесконечную плотность и температуру, а любые точки пространства были бесконечно близкими друг к другу. Такие экстраординарные условия существовали в период от начальной сингулярности до 10 -43 секунд после Большого взрыва. В это время все фундаментальные взаимодействия (гравитационное, электромагнитное, сильное и слабое) были объединены в одно. Вселенная находилась в состоянии квантового хаоса.

Эпоха Великого объединения

Эта эпоха началась тогда, когда температура Вселенной упала ниже 10 27 Кельвинов, и гравитация отделилась от других фундаментальных взаимодействий. Она продолжалась примерно 10 -36 секунд. Вероятно, в этот период возникли первые частицы и античастицы. В это время Вселенная была заполнена наиболее элементарными частицами — кварками, лептонами и векторными бозонами. Все эти частицы не имели массы, аромата, электрического и цветного заряда, а лептонное и барионное число не сохранялось. Частицы активно взаимодействовали между собой с помощью силы Великого объединения и гравитации. Конец эпохи происходит после отделения сильного взаимодействия от электрослабого.

Эпоха космической инфляции

После эпохи Великого объединения, наступил период экспоненциального роста Вселенной. В течение этой эпохи, Вселенная расширилась по крайней мере в 10 26 раз, и в результате, вся наша видимая Вселенная образовалась из одного причинно-связного объема пространства.

Скорость расширения Вселенной значительно превышала скорость света. Это расширение предполагает существование специального инфлятонного поля (оно ответственно за быстрое расширение Вселенной). Для этого периода характерны отрицательное давление и большая плотность вакуума.

В конце этой эпохи размер видимой Вселенной составлял около 10 сантиметров. Все частицы, существовавшие до этого, были разведены на астрономические расстояния. Завершение эпохи сопровождалось фазовым переходом вакуума, который имел очень большую плотность (его иногда называют фальшивым вакуумом), в современное состояние. Энергия, которая была запасена в инфлятонном поле, перешла в энергию пар частиц-античастиц, которые образовали всю ту материю, что мы наблюдаем вокруг.

Электрослабая эпоха

Во время этой эпохи электромагнитное и слабое взаимодействия еще не разделились, поэтому частицы еще не имели массы.

Во время этой эпохи во Вселенной возникло преимущество частиц над античастицами. Начиная с конца этой эпохи, состояние Вселенной хорошо описывается законами физики высоких энергий, известных сейчас.

Эпоха первичного нуклеосинтеза

Через 1 секунду после взрыва температура во Вселенной снизилась ниже миллиарда Кельвинов. С этого началась эпоха первичного нуклеосинтеза (процесс образования ядер атомов химических элементов), которая длилась около 200 секунд. Именно в этот период распределение элементов стало таким, которое мы можем наблюдать сейчас: водород — 75% атомов; гелий-4 — 25% атомов; гелий-3 — 3×10 -4 % атомов; дейтерий — 5×10 -5 % атомов; литий-7 — 5×10 -10 % атомов.

Эпоха первичной рекомбинации

Примерно через 380 тыс. лет после Большого взрыва температура падает до 3000 Кельвинов. При этой температуре могут существовать и не ионизироваться фотонами нейтральные атомы водорода. Таким образом, в это время Вселенная перестает быть заполненной плазмой, а становится заполненной нейтральным газом, прозрачным для излучения.

Темные века

Темными веками называется период, который длился от 380 тыс. до 550 млн лет после Большого взрыва. В эту эпоху первые звезды еще не образовались, но материя остыла настолько, что перестала излучать свет. Из-за отсутствия ярких источников освещения эта эпоха и получила название. Вселенная в эти времена была заполнена водородом, гелием, реликтовым излучением и излучением атомарного водорода.

Реионизация

Постепенно в однородном газе нейтрального вещества начали образовываться газовые туманности, а еще позже — галактики и отдельные звезды.

Реионизация Вселенной — возвращение вещества межгалактического пространства в состояние плазмы — произошла вследствие интенсивного жесткого ультрафиолетового излучения массивных звезд.

(Автор: NASA/WMAP Science Team; Источник: Wikipedia)

Источник

Рекомбинация (космология) — Recombination (cosmology)

• Категория
• Астрономический портал

В космологии , рекомбинации относится к эпохе , при котором заряженный электроны и протоны впервые стали связаны с образованием электрически нейтральные водородные атомы . Рекомбинация произошло около 370000 лет после Большого взрыва (при красном смещении из г = 1100 ). Слово «рекомбинация» вводит в заблуждение, поскольку теория Большого взрыва не утверждает, что протоны и электроны были объединены раньше, но это название существует по историческим причинам, поскольку оно было названо до того, как гипотеза Большого взрыва стала первичной теорией создания Вселенная.

Сразу же после Большого взрыва , Вселенная была горячей, плотной плазмы из фотонов , лептонов и кварков : в кварковой эпохи . За 10-6 секунд Вселенная расширилась и остыла достаточно, чтобы позволить образование протонов : адронная эпоха . Эта плазма была эффективно непрозрачной для электромагнитного излучения из-за томсоновского рассеяния на свободных электронах, так как длина свободного пробега каждого фотона до встречи с электроном была очень короткой. Это текущее состояние внутренней части Солнца. По мере расширения Вселенная также охлаждалась. В конце концов, Вселенная остыла до такой степени, что образование нейтрального водорода было энергетически благоприятным, и доля свободных электронов и протонов по сравнению с нейтральным водородом уменьшилась до нескольких частей на 10 000.

Рекомбинация включает связывание электронов с протонами (ядрами водорода) с образованием нейтральных атомов водорода . Поскольку прямые рекомбинации в основное состояние (с самой низкой энергией) водорода очень неэффективны, эти атомы водорода обычно образуются с электронами в состоянии с высокой энергией, и электроны быстро переходят в свое состояние с низкой энергией, испуская фотоны . Существуют два основных пути: из состояния 2p путем испускания фотона Лаймана-a — эти фотоны почти всегда будут повторно поглощаться другим атомом водорода в его основном состоянии — или из состояния 2s путем испускания двух фотонов, что очень медленно.

Это производство фотонов известно как разделение , которое приводит к рекомбинации, иногда называемой разделением фотонов , но рекомбинация и разделение фотонов — разные события. После того, как фотоны отделились от материи, они свободно путешествовали по Вселенной, не взаимодействуя с материей, и представляют собой то, что сегодня наблюдается как космическое микроволновое фоновое излучение (в этом смысле космическое фоновое излучение является инфракрасным [и некоторым красным] излучением черного тела, испускаемым, когда Вселенная была при температуре около 3000 К, смещенной в красную сторону в раз 1100 от видимого спектра до микроволнового ).

СОДЕРЖАНИЕ

История рекомбинации водорода

История космической ионизации обычно описывается в терминах доли свободных электронов x _e как функции красного смещения . Это отношение количества свободных электронов к общему содержанию водорода (как нейтрального, так и ионизированного). Обозначая n _e плотность свободных электронов, n _H плотность атомарного водорода и n _p плотность ионизированного водорода (т.е. протонов), x _e определяется как

Икс е знак равно п е п п + п ЧАС . <\ displaystyle x _ <\ text > = <\ frac >> > + n _ <\ text >>>.>

Поскольку водород рекомбинирует только тогда, когда гелий становится полностью нейтральным, нейтральность заряда подразумевает, что n _e = n _p , то есть x _e также является долей ионизированного водорода.

Грубая оценка из теории равновесия

Можно найти грубую оценку красного смещения эпохи рекомбинации, если предположить, что реакция рекомбинации достаточно быстра и протекает вблизи теплового равновесия. Относительное содержание свободных электронов, протонов и нейтрального водорода определяется уравнением Саха : п + е — ⟷ ЧАС + γ <\ displaystyle p + e ^ <->\ longleftrightarrow H + \ gamma>

п п п е п ЧАС знак равно ( м е k B Т 2 π ℏ 2 ) 3 2 exp ⁡ ( — E я k B Т ) , <\ displaystyle <\ frac > n _ <\ text >> >>> = \ left (<\ frac ) > k _ <\ text > T> <2 \ pi \ hbar ^ <2>>> \ right) ^ <\ frac <3><2>> \ exp \ left (- <\ frac >> > T>> \ right),>

где m _e — масса электрона , k _B — постоянная Больцмана , T — температура, ħ — приведенная постоянная Планка , а E _I = 13,6 эВ — энергия ионизации водорода. Зарядовая нейтральность требует n _e = n _p , и уравнение Саха можно переписать в терминах доли свободных электронов x _e :

Икс е 2 1 — Икс е знак равно ( п ЧАС + п п ) — 1 ( м е k B Т 2 π ℏ 2 ) 3 2 exp ⁡ ( — E я k B Т ) . <\ displaystyle <\ frac > ^ <2>> <1-x _ <\ text >>> = (n _ <\ text > + n _ <\ text

>) ^ <- 1>\ left (<\ frac > k _ <\ text > T> <2 \ pi \ hbar ^ <2>>> \ right) ^ < \ frac <3><2>> \ exp \ left (- <\ frac >> > T>> \ right).>

Все величины в правой части являются известными функциями красного смещения : температура определяется как T = 2,728 (1 + z) K , а общая плотность водорода (нейтрального и ионизированного) определяется как n _p + n _H = 1,6. (1 + z) 3 м −3 .

Решение этого уравнения для 50-процентной доли ионизации дает температуру рекомбинации примерно 4000 К , что соответствует красному смещению z = 1500 .

Эффективный трехуровневый атом

В 1968 году физики Джим Пиблс из США и Яков Борисович Зельдович с сотрудниками в СССР независимо вычислили историю неравновесной рекомбинации водорода. Основные элементы модели следующие.

• Прямые рекомбинации в основное состояние водорода очень неэффективны: каждое такое событие приводит к фотону с энергией больше 13,6 эВ, который почти сразу же реионизирует соседний атом водорода.
• Таким образом, электроны эффективно рекомбинируют только в возбужденные состояния водорода, из которых они очень быстро переходят в первое возбужденное состояние с главным квантовым числомn = 2.
• Из первого возбужденного состояния электроны могут достичь основного состояния n = 1 двумя путями:
  • Распад из состояния 2p путем испускания фотона Лаймана-α . Этот фотон почти всегда будет поглощаться другим атомом водорода в основном состоянии. Однако космологическое красное смещение систематически снижает частоту фотона, и есть небольшая вероятность того, что он избежит повторного поглощения, если он будет сдвинут на достаточно большое красное смещение от резонансной частоты линии Лаймана-α до встречи с другим атомом водорода.
  • Распад из состояния 2s путем испускания двух фотонов. Этот двухфотонный процесс распада очень медленный, со скоростью 8,22 с -1 . Однако он конкурирует с медленной скоростью ускользания Lyman-α в производстве водорода в основном состоянии.
• Атомы в первом возбужденном состоянии также могут быть повторно ионизированы окружающими фотонами реликтового излучения, прежде чем они достигнут основного состояния. В этом случае создается впечатление, что рекомбинации в возбужденное состояние вообще не произошло. Чтобы учесть эту возможность, Пиблс определяет фактор C как вероятность того, что атом в первом возбужденном состоянии достигнет основного состояния любым из двух путей, описанных выше, перед тем, как подвергнуться фотоионизации.

Читайте также:  Что может уничтожить вселенную

Эта модель обычно описывается как «эффективный трехуровневый атом», поскольку она требует отслеживания водорода в трех формах: в его основном состоянии, в его первом возбужденном состоянии (при условии, что все более высокие возбужденные состояния находятся в равновесии с ним по Больцману ), и в ионизированном состоянии.

С учетом этих процессов история рекомбинации затем описывается дифференциальным уравнением

d Икс е d т знак равно — C ( α B ( Т ) п п Икс е — 4 ( 1 — Икс е ) β B ( Т ) е — E 21 год / Т ) , <\ displaystyle <\ frac >>

> = — C \ left (\ alpha _ <\ text > (T) n _ <\ text

> x_ -4 (1-x _ <\ text >) \ beta _ <\ text > (T) e ^ <- E_ <21>/ T> \ right),>

где α _B — коэффициент рекомбинации «случай B» с возбужденными состояниями водорода, β _B — соответствующая скорость фотоионизации, а E ₂₁ = 10,2 эВ — энергия первого возбужденного состояния. Обратите внимание, что второй член в правой части приведенного выше уравнения может быть получен с помощью аргумента детального баланса . Результат равновесия, приведенный в предыдущем разделе, можно было бы восстановить, установив левую часть на ноль, то есть предполагая, что чистые скорости рекомбинации и фотоионизации велики по сравнению со скоростью расширения Хаббла , которая устанавливает общую шкалу времени эволюции для температуры. и плотность. Однако C α _B n _p сравнимо со скоростью расширения Хаббла и даже становится значительно ниже при малых красных смещениях, что приводит к эволюции доли свободных электронов намного медленнее, чем можно было бы получить из расчета равновесия Саха. При современных значениях космологических параметров оказывается, что Вселенная на 90% нейтральна при z ≈ 1070.

Современные разработки

Описанная выше простая эффективная трехуровневая модель атома учитывает наиболее важные физические процессы. Однако он полагается на приближения, которые приводят к ошибкам в предсказанной истории рекомбинации на уровне 10% или около того. Из-за важности рекомбинации для точного предсказания анизотропии космического микроволнового фона несколько исследовательских групп пересмотрели детали этой картины за последние два десятилетия.

Уточнения теории можно разделить на две категории:

• Учет неравновесных заселенностей высоковозбужденных состояний водорода. Это фактически сводится к модификации коэффициента рекомбинации а_B .
• Точное вычисление скорости выхода Лаймана-α и влияния этих фотонов на переход 2s-1s . Это требует решения нестационарного уравнения переноса излучения . Кроме того, необходимо учитывать переходы Лаймана более высокого порядка . Эти уточнения фактически представляют собой модификацию C- фактора Пиблза .

Считается, что современная теория рекомбинации имеет точность на уровне 0,1% и реализована в общедоступных кодах быстрой рекомбинации.

Первичная рекомбинация гелия

Ядра гелия образуются во время нуклеосинтеза Большого взрыва и составляют около 24% от общей массы барионной материи . Энергия ионизации гелия больше, чем у водорода, поэтому он рекомбинирует раньше. Поскольку нейтральный гелий несет два электрона, его рекомбинация происходит в два этапа. Первая рекомбинация протекает вблизи равновесия Саха и происходит около красного смещения z ≈ 6000. Вторая рекомбинация медленнее, чем то, что можно было бы предсказать из равновесия Саха, и происходит около красного смещения z ≈ 2000. Детали рекомбинации гелия менее критичны, чем те из рекомбинации водорода для предсказания анизотропии космического микроволнового фона , поскольку Вселенная все еще очень оптически толстая после рекомбинации гелия и до того, как водород начал свою рекомбинацию. ЧАС е 2 + + е — ⟶ ЧАС е + + γ <\ displaystyle \ mathrm ^ <2 +>+ \ mathrm ^ <->\ longrightarrow \ mathrm ^ <+>+ \ gamma> ЧАС е + + е — ⟶ ЧАС е + γ <\ displaystyle \ mathrm ^ <+>+ \ mathrm ^ <->\ longrightarrow \ mathrm + \ gamma>

Первозданный световой барьер

До рекомбинации фотоны не могли свободно перемещаться по Вселенной, поскольку они постоянно рассеивались на свободных электронах и протонах. Это рассеяние вызывает потерю информации, и «поэтому существует фотонный барьер на красном смещении» рядом с барьером рекомбинации, который не позволяет нам напрямую использовать фотоны для изучения Вселенной на больших красных смещениях. Однако после того, как рекомбинация произошла, длина свободного пробега фотонов значительно увеличилась из-за меньшего количества свободных электронов. Вскоре после рекомбинации длина свободного пробега фотона стала больше, чем длина Хаббла , и фотоны свободно перемещались, не взаимодействуя с веществом. По этой причине рекомбинация тесно связана с последней рассеивающей поверхностью, которая является названием последнего времени, когда фотоны космического микроволнового фона взаимодействовали с веществом. Однако эти два события различны, и во Вселенной с разными значениями отношения барионов к фотонам и плотности вещества рекомбинация и разделение фотонов не обязательно должны происходить в одну и ту же эпоху.

Источник