Первичный газ во вселенной

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

Естествознание.ру

Краткая история Вселенной

Итак, примерно 13,8 миллиардов лет назад произошел Большой взрыв, и 13,8 миллиардов световых лет — это горизонт видимости во Вселенной. Самые дальние объекты, которые астрономам уже удалось разглядеть, это несколько звездных скоплений на расстоянии 13,2 миллиардов световых лет. Таким образом, мы «получили привет» от молодой Вселенной, возраст которой был всего 600 миллионов лет!

В принципе, мы могли бы заглянуть еще чуть дальше — вплоть до возраста 379 тысяч лет после Большого Взрыва. Почему именно такая цифра? Скоро узнаем.

Современные теории позволяют описать всё, что происходило, начиная от одной сотой секунды от Большого взрыва и до сего дня. Все нужные для этого законы являются надежно установленными, поэтому получаемую с их помощью информацию можно считать вполне достоверной. Принципиальные трудности возникают лишь при попытке продвинуться еще ближе к началу мира, то есть внутрь первой сотой доли секунды. Здесь мы выходим за рамки Стандартной модели и попадаем в область гипотетических теорий. И тем не менее научные гипотезы простираются вплоть до 10 -35 с! Ещё ближе к началу мира, возможно, позволит в будущем приблизиться теория суперструн.

Давайте «прокрутим» основные события от Большого взрыва и до нашей эпохи. Итак.

Большой взрыв. По каким бы причинам ни возникла Вселенная, она начинает свою жизнь с планковского размера по всем измерениям (порядка 10 -35 м) и планковской температуры (порядка 10 32 К).

В этот начальный момент все 9 или 10 пространственных измерений свернуты в комок. Но уже через планковский квант времени (5×10 -44 с) три пространственных измерения начинают расширяться, а оставшиеся сворачиваются определенным образом (свойства свернутых измерений определяют все фундаментальные константы нашего мира, а значит, и то, какие именно частицы потом в нем родятся).

Разворачивание трех пространственных измерений подстегивается само собой и становится скачкообразным. Этот этап расширения Вселенной, называют инфляционным, оно происходит во много раз быстрее обычного хаббловского расширения. Примерно за 10 -32 секунды Вселенная раздулась в неимоверное число (10 50 ) раз.

Поначалу в горячей Вселенной бурно рождаются как частицы, так и античастицы. На каждый миллиард обычных частиц рождается почти столько же античастиц — но всё же на одну меньше. Затем частицы и античастицы аннигилируют, и вся их энергия превращается в излучение. Во Вселенной остается лишь жалкий клочок обычной материи. Из него-то и будут построены в дальнейшем все звезды и галактики.

К концу первой секунды расширения Вселенная остыла настолько, что кварки начинают группироваться в адроны, включая протоны и нейтроны. И с этого же момента начинается первичный ядерный синтез, который продолжается три минуты. Четверть всех ядер, сформировавшихся за это время — это гелий, чуточку дейтерия, а остальные три четверти — протоны. Таким и будет состав первых звезд.

Через 3 минуты Вселенная расширилась настолько, что столкновения ядер, в результате которых могли бы образовываться новые ядра, становятся огромной редкостью, и синтез ядер прекращается.

К исходу первых трёх минут Вселенная представляет собой раскаленное до миллиарда градусов море частиц — ядер и лептонов. Высокая температура не позволяет им объединиться в атомы. Это состояние раскаленной плазмы.

В следующие 379 тысяч лет ничего заметного не происходит — Вселенная спокойно расширяется и остывает. В этот период она непрозрачна для излучения, потому что фотоны постоянно рассеиваются на свободных электронах и ядрах. Это похоже на «светящийся туман».

Через 379 тысяч лет Вселенная охладилась достаточно (до 3000 градусов), чтобы из ядер и электронов могли образоваться нейтральные атомы. Среда становится прозрачной для света и остается таковой до сих пор. Говорят, что в этот момент излучение отделилось от вещества: с тех пор излучение расширяется и остывает само по себе, а вещество эволюционирует само по себе. Реликтовое тепловое излучение с характерной длиной волны около 4 см — это и есть то самое отделившееся излучение.

После отделения излучения от вещества началась тёмная эпоха — звезд еще не было, и светить было некому. На протяжении сотен миллионов лет вещество стягивалось к местам случайных первоначальных сгустков темной материи.

Через 600 миллионов лет после Большого взрыва стали формироваться галактики. Плотные и холодные облака газа сжимались, разогреваясь изнутри — и вот зажглись первые звезды. В их недрах начался синтез более тяжелых элементов, вплоть до железа. Через пару миллиардов лет Вселенная стала отдаленно напоминать то, что мы видим сегодня.

Массивные звезды первого поколения кончали свои жизни грандиозными взрывами, во время которых возникли элементы тяжелее железа. Потом из этого вещества сформировались звездные системы второго поколения, в том число и наша.

Процесс звёздообразования продолжается и сейчас, хотя темп его постепенно замедляется, поскольку запасы межзвездного вещества расходуются быстрее, чем пополняются.

Что касается нашего Солнца, то про его будущее можно сказать достаточно определенно. Солнце принадлежит к классу желтых карликов — спокойных долгоживущих звёзд. Уже около 5 млрд. лет оно светит, практически не меняясь. Но это может закончиться уже через 0,5 — 1 млрд. лет, когда водород в ядре звезды выгорит и зона термоядерного синтеза переместится в слои вокруг ядра. Это приведёт к «раздуванию» Солнца — оно превратится в красного гиганта. Через 4 миллиарда лет Солнце раздуется так, что поглотит Меркурий, Венеру и почти достигнет орбиты Земли. На Земле вся вода испарится, а большая часть атмосферы рассеется в космическое пространство. Ничего живого, понятное дело, не останется. А в ядре Солнца гелий начнет превращаться в углерод. Когда же и гелий «выгорит», Солнце может взорваться, сбросив свою распухшую оболочку. Оставшееся после взрыва компактное ядро (белый карлик) будет постепенно остывать, превращаясь в холодное безжизненное тело.

А что касается возможного развития Вселенной в будущем, то имеются самые разные сценарии. Теоретики, например, рассматривают гипотезу «Большого разрыва», связанного с изменением состояния вакуума, в момент которого наша Вселенная исчезнет за одно мгновение. Но это не очень скоро — через 22 млрд. лет, и не наверняка.

Если же такого не произойдет, то через сотни миллиардов лет погаснут последние звезды, и галактики погрузятся во тьму. Все планетные системы будут постепенно разрушены. Вероятно, галактики превратятся в гигантские черные дыры. В результате квантового процесса «испарения» черные дыры в конце концов тоже исчезнут, и Вселенная будет представлять собой расширяющийся нейтринно-фотонный газ. В общем, совершенно безрадостная картина.

Но история космологии уже неоднократно демонстрировала нам, что картины, нарисованные совсем недавно, неожиданно оказываются устаревшими.

Реальность бесконечно разнообразнее и интереснее наших сегодняшних представлений о ней. Работы для физиков и космологов — непочатый край!

Источник

Астрофизики увидели в космосе первую молекулу Вселенной

Планетарная туманность NGC 7027

Hubble, NASA, ESA

Астрофизики доказали наличие молекулярных ионов HeH + в космическом пространстве. Теория предсказывает, что это соединение было первым связанным состоянием атомов во Вселенной. Несмотря на лабораторное подтверждение существования таких молекул еще в 1925 году, их так и не удавалось обнаружить в космосе. При помощи спектроскопических наблюдений в терагерцовом диапазоне молекулу впервые удалось зафиксировать в планетарной туманности NGC 7027, пишут авторы в журнале Nature. Обнаруженное соединение не является реликтом Большого взрыва, а заново образовалось при подходящих условиях в современной Вселенной.

Согласно теории горячего Большого взрыва, примерно между 10 секундами и 20 минутами от появления нашей Вселенной протекал процесс первичного нуклеосинтеза, в течение которого образовались все составные ядра. По массе первичное вещество состояло на 75 процентов из водорода, на 25 процентов — из гелия-4, и примерно по 0,01 процента приходилось на дейтерий и гелий-3, также присутствовали следовые количества лития. Однако в это время температура была слишком велика для образования атомов или молекул, поэтому вся материя находилась в состоянии плазмы.

Когда температура упала до примерно 4000 кельвинов, начали образовываться первые нейтральные атомы, причем из-за бо́льшего потенциала ионизации первыми с электронами стали объединяться ядра гелия. Затем появились условия для появления первой молекулы — гидрида гелия HeH + , — которая образовалась из нейтрального атома гелия и иона водорода. Соединение обладает исключительно высокой химической активностью и наименьшим известным сродством к протону — выделяющейся при присоединении этой частицы энергией. На основе этого параметра можно оценить степень кислотности соединения, которая в данном случае оказывается беспрецедентно высокой, а значит, гидрид гелия должен быть наиболее сильной известной кислотой. Вещество появилось еще до рекомбинации водорода, то есть до перехода преобладающей доли вещества в прозрачное состояние, отщепления света от материи и появления реликтового излучения.

Последующее охлаждение Вселенной и образование нейтрального водорода привело к разрушению гидрида гелия, так как он вступает в реакцию с любыми нейтральными молекулами или атомами. Таким образом получились ионы молекулы водорода H₂ + , одной из основных форм материи в текущую эпоху. Несмотря на столь большую значимость в химической эволюции Вселенной, HeH + не удавалось обнаружить в космическом пространстве. В лаборатории данное вещество было получено еще в 1925 году, но лишь в 70-х годах ученые начали всерьез рассматривать возможность существования соединения в доступной для непосредственного наблюдения плазме.

В работе под руководством Рольфа Гюстена (Rolf Güsten) из Института радиоастрономии Общества Макса Планка описаны спектроскопические наблюдения в терагерцовом диапазоне, в которых была обнаружена наиболее сильная линия излучения гидрида гелия на длине волны 0,149 миллиметров. Атмосфера Земли непрозрачна для такого излучения, поэтому для сбора данных была задействована инфракрасная обсерватория SOFIA, расположенная на самолете «Боинг 747SP».

Астрофизические модели предсказывали, что наилучшим местом для поиска HeH + являются планетарные туманности, то есть протяженные газовые оболочки, сбрасываемые похожими на Солнце звездами в процессе превращения в белого карлика. В таком случае интенсивное излучение горячей компактной звезды будет ионизировать все вещество в близкой окрестности, что создаст благоприятные условия для длительного существования гидрида гелия, которые в ином случае сразу бы прореагировал с любой молекулой или атомом. Именно там соединение и нашли — в планетарной туманности NGC 7027.

«Открытие HeH + является волнующей и красивой демонстрацией стремления природы формировать молекулы, — говорит соавтор работы Дэвид Ньюфелд (David Neufeld) из Университета Джонса Хопкинса. — Несмотря на малообещающие доступные ингредиенты — смесь водорода и инертного благородного газа гелия — и агрессивную среду с температурой в тысячи градусов, хрупкая молекула все-таки образуется. Стоит отметить, что это явление не только можно наблюдать астрономическими методами, но и понять с использованием теоретических моделей».

Обнаруженное соединение не является реликтом Большого взрыва, а заново образовалось при подходящих условиях в современной Вселенной. Тем не менее, его регистрация указывает на правильное понимание космической химии в том числе ранних эпох. В дальнейшем авторы намерены воспользоваться более чувствительными приборами, такими как массив антенн ALMA, для поиска сигнала данной молекулы в далеких галактиках ранней Вселенной.

Спектроскопические методы являются основой поисков разнообразных веществ вдали от Земли, что мы подробно описывали в тексте «Космическая химия». Гелий как химический элемент был сперва открыт как набор линий излучения в спектре Солнца и лишь спустя 27 лет его непосредственно выделили на Земле.

Источник