Темная эра во вселенной

Астрономы пытаются заполнить пустые страницы истории Вселенной. Современная космология стремится воссоздать историю Вселенной. Уже проводится исследование реликтового излучения, а в следующем десятилетии NASA планирует вывести на орбиту Космический Телескоп Джеймса Уэбба (JWST), способный наблюдать ранние галактики. Но огромный промежуток времени между возникновением реликтового излучения и образованием первых звезд остается неизведанным.

По следам ионизации

Согласно теории Большого взрыва, на начальном этапе эволюции Вселенную заполняла горячая плазма, состоящая из хаотично перемещающихся протонов, электронов, фотонов и небольшого количества других частиц. Электроны взаимодействовали с фотонами путем томсоновского рассеяния.

ОБЗОР: ЭПОХА ПОВТОРНОЙ ИОНИЗАЦИИ

В последнее время космологи, сосредоточив внимание на реликтовом излучении, изучают время, когда Вселенной было 400 тыс. лет. Но между этим моментом и появлением первых галактик находится абсолютно не исследованная «темная эпоха».
Исследование «темных веков» основывается на поиске слабых радиоволн, испускаемых при взаимодействии электрически нейтрального водорода и реликтового излучения.
Полученные данные позволят составить трехмерную карту того, как из хаотического движения частиц возникла Вселенная.

Вселенная расширялась и охлаждалась. Когда температура упала до 3000 К (градусов Кельвина), протоны и электроны объединились, образовав электрически нейтральные атомы водорода. Томсоновское рассеяние прекратилось, а фотоны перестали интенсивно взаимодействовать с материей и постепенно превратились в микроволновый фон.

Однако большая часть Вселенной все еще существует в состоянии плазмы и расположена в глубинах межгалактического пространства. Изучаемые спектры самых отдаленных и, следовательно, самых старых из известных нам квазаров, галактик и взрывов гамма-излучения указывают на то, что рассеянный космический водород был полностью ионизирован, когда Вселенной было около 1 млрд. лет. Дальнейшие исследования показали, что реликтовое излучение немного поляризовано, а степень поляризации указывает на то, что весь водород был поляризован уже через несколько сотен миллионов лет после Большого взрыва. Однако, когда «темная эпоха» космоса подошла к концу, атомы разделились на составляющие их протоны и электроны. Значит, произошла повторная ионизация.

Большинство исследователей связывает этот процесс с появлением первого поколения звезд. Для ионизации атома водорода требуется энергия эквивалентная 13,6 эВ. Поэтому, если бы всего одна миллионная газа во Вселенной подверглась ядерному синтезу, выделилось бы достаточное количество энергии, чтобы ионизировать весь остальной газ. Существует и другая версия, согласно которой вещество, поглощаемое черными дырами, испускает ионизирующее излучение. При этом освобождается 10 16 Дж/кг, следовательно, выделения энергии одной стотысячной части космического водорода достаточно для полной ионизации.

Звезды и черные дыры рождаются в пределах галактик, поэтому повторная ионизация могла произойти только после их образования. Теоретически формирование галактик началось, когда плотность некоторых областей Вселенной увеличилась, и под действием собственной гравитации произошло «стягивание» вещества.

Действие дополнительной гравитации со стороны темной материи не давало процессу расширения развиваться хаотически, что привело к галактическому центрированию.

Согласно современным моделям, Вселенной было около 100 млн. лет, когда началось образование карликовых галактик, которые впоследствии объединялись. Газ в пределах объединенных областей охлаждался и образовывал сгустки, формируя звезды. Ультрафиолетовое излучение звезд проникало в межгалактическое пространство, попутно выбивая электроны из атомов и создавая расширяющееся облако ионизированного газа, которое заполнило все межгалактическое пространство.

Подтвердить или опровергнуть предложенную гипотезу способны лишь наблюдения, но как наблюдать, если в начале «эры неизвестности» было темно?

Видеть в темноте

К счастью, даже холодный водород испускает свет. Дело в том, что протоны и электроны обладают различной ориентацией (спином). Спин субатомной частицы может указывать в одном из двух направлений — «вверх» и «вниз». Следовательно, ориентация частиц бывает параллельной и антипараллельной. В антипараллельном состоянии атом обладает меньшей энергией. Если электрон и протон направлены вверх, а затем электрон «опрокидывается», то энергия атома уменьшается, и в результате испускается фотон с длиной волны 21 см.

Такая частица несет меньше энергии, чем свечение водорода при скачках электронов между орбитами. Поэтому можно предположить, что процесс изменения направления спина протекал, когда звезд еще не было. Реликтового излучения и энергии, испускаемой в результате столкновения атомов, было достаточно, чтобы перевернуть электроны и заставить водород слабо светиться.

Исследователи характеризуют «темные века» тремя температурами: спиновой (мера относительного количества атомов с различными направлениями спинов), кинетической (мера скорости движения атомов) и температурой излучения (мера энергии фотонов реликтового излучения).
Сначала спиновая и кинетическая температуры были эквивалентны. По мере расширения пространства газ и излучение остывали. Газ мог бы охлаждаться быстрее, но исходное малое количество свободных электронов, оставшихся от образования атомов водорода, противодействовало этому. Свободные электроны передавали энергию от микроволнового фона атомам и тем самым поддерживали равенство трех мер.

Однако спустя 10 млн. лет после Большого взрыва ситуация изменилась. Равновесие между газом и излучением нарушилось. Атомные столкновения поддерживали равенство кинетической и спиновой температур, а водород одновременно поглощал 21-сантиметровые фотоны и энергию микроволнового фона. Вследствие космического расширения плотность газа уменьшилась, поэтому спиновая и кинетическая температуры перестали уравновешивать друг друга. Энергия микроволнового фона тратилась на «опрокидывание» протонов и электронов, в результате чего мера относительного количества атомов и мера энергии фотонов вновь стали эквивалентными. Тогда газ не испускал света, так как не был чистым поглотителем или излучателем энергии.

Когда появились первые звезды и возникли черные дыры, испускаемые новыми образованиями рентгеновские лучи увеличили энергию фотонов.

Ультрафиолетовое излучение поглощалось и снова испускалось водородом, а обмен электронами между атомными орбитами сделал спиновую и кинетическую температуры эквивалентными. Энергия относительного количества атомов стала выше энергии фотонов микроволнового фона, так что свечение водорода затмило реликтовое излучение.

Обмен электронами требует меньше энергии, чем ионизация атомов, поэтому водород стал ярко светиться задолго до того, как произошла повторная ионизация. В конечном счете, свечение газа стало протекать по другим механизмам, а 21-сантиметровое излучение межгалактического газа исчезло.

Вселенская томография

Космическое расширение увеличивает длину волны фотонов. С начала «темных веков» размеры Вселенной увеличились в тысячу раз. Таким образом, свет, испущенный в начале и в конце «темного периода» должен иметь длину волны 210 и 2 м соответственно.
В настоящее время строятся несколько антенных комплексов, способных принимать волны длиной 2 м. К таким системам относится станция Mileura Widefield (MWA) в Западной Австралии, сформированная из 8 тыс. антенн диапазоном приема от 1 до 3,7 м. Данная система имеет угловое разрешение в несколько минут, что соответствует «темному периоду», т.е. примерно 3 млн. световых лет. На основе полученных данных астрономы построят трехмерную карту распределения нейтрального водорода.

Возможно, карта 21-сантиметрового излучения содержит больше информации, чем любые данные космологии. Во-первых, карта распределения реликтового излучения двумерна. Во-вторых, из-за того, что реликтовое излучение возникало в разных областях, мы видим его весьма расплывчатым. Развиваясь, Вселенная прошла этап, похожий на время рассеивания тумана, когда ее прозрачность была неполной: тогда излучение распространялось на короткие расстояния, смазывая мелкие детали распределения реликтового излучения. Напротив, при свечении водорода ничто не препятствовало распространению излучения в пространстве. В-третьих, микроволновый фон содержит информацию о флуктуациях плотности материи, тогда как 21-сантиметровая панорама позволит запечатлеть зародыши галактик, а также исследовать их влияние на окружающее пространство.

Чтобы принимать излучение, относящееся к началу «темного периода», космологам пришлось преодолеть множество трудностей. Самой существенной из них стала фильтрация космического излучения, в 10 тыс. раз более интенсивного, чем волны эпохи повторной ионизации. К счастью, галактический шум однороден, тогда как искомый сигнал флуктуирует при изменении длины волны, отражая пространственную структуру ионизированных образований.

Кроме упомянутых практических задач, существует еще множество теоретических. Самая сложная из них — крупномасштабное компьютерное моделирование. Необходимо создать модель, обладающую разрешающей способностью, достаточной для визуализации информации о карликовых галактиках. Моделирование также позволит проследить распространение ионизирующего излучения. Вполне вероятно, что наблюдатели смогут обнаружить повторную ионизацию прежде теоретиков.

Процесс формирования галактик пока еще скрывает множество тайн, и исследование «темных веков» Вселенной должно прояснить многие из них.

Перевод: Б.А. Квасов

ДОПОЛНИТЕЛЬНАЯ ЛИТЕРАТУРА

Measuring the Small-Scale Power Spectrum of Cosmic Density Fluctuations through 21 cm Tomography Prior to the Epoch of Structure Formation. Abraham Loeb and Matias Zaldarriaga in Physical Review Letters, Vol. 92, No. 21, Paper No. 211301; May 25, 2004. Preprint available at arxiv.org/abs/astro-ph/0312134.
The State of the Universe. Peter Coles in Nature, Vol. 433, pages 248-256; January 25, 2005.
First Light. Abraham Loeb. Lecture notes for the SAAS-Fee Winter School, April 2006. arxiv.org/abs/astro-ph/0603360.
Chasing Hubble’s Shadows: The Search for Galaxies at the Edge of Time. Jeff Kanipe. Hill and Wang, 2006.
Cosmology at Low Frequencies: The 21 cm Transition and the High-Redshift Universe. Steven Furlanetto, S. Peng Oh and Frank Briggs in Physics Reports (forthcoming). arxiv.org/abs/astro-ph/0608032.

ОБ АВТОРЕ
Абрахам Лоеб (Abraham Loeb) — ведущий специалист в области теоретического исследования первых звезд, черных дыр и эпохи повторной ионизации. Лоеб один из первых с помощью гравитационных микролинз обнаружил планеты вне Солнечной системы и выявил генерацию гамма-лучей в межгалактическом пространстве. В 2002 г. стал членом Сообщества Гугенхейма. Увлекается философией; по словам ученого, именно она вдохновила его заняться физикой.

Источник

Пять веков Вселенной: в каком мы живем и что это значит?

Каждое живое существо на нашей планете рождается, взрослеет, становится старше и в конечном итоге умирает. Все эти законы действуют и за пределами Земли – звезды, солнечные системы и галактики тоже со временем погибают. Разница существует лишь во времени – то, что для нас с вами кажется вечностью, по меркам Вселенной полная ерунда. Но что на счет самой Вселенной? Как известно, она родилась после Большого взрыва 13,8 миллиардов лет назад, но что происходит с ней сейчас? Каков жизненный цикл самой Вселенной и почему исследователи выделяют пять этапов ее развития?

В жизненном цикле Вселенной существует 5 эпох. Прямо сейчас мы находимся во второй эре.

Пять веков Вселенной

Астрономы считают, что пять этапов эволюции являются удобным способом представления невероятно долгой жизни Вселенной. Согласитесь, во времена, когда нам известно всего 5% о видимой Вселенной (остальные 95% занимает таинственная темная материя, существование которой только предстоит доказать), судить об ее эволюции довольно сложно. Тем не менее, исследователи пытаются понять прошлое и настоящее Вселенной, объединив достижения науки и человеческой мысли двух последних столетий.

Если вам посчастливилось оказаться под ясным небом в темном месте безлунной ночью, то при взгляде вверх вас ждет великолепный космический пейзаж. С помощью обычного бинокля можно увидеть умопомрачительное небесное полотно из звезд и пятен света, которые накладываются друг на друга. Свет от этих звезд достигает нашей планеты преодолевая огромные космические расстояния и пробивается к нашим глазам через пространство–время. Такова Вселенная космологической эпохи, в которой мы живем. Она называется звездная эрой, но есть еще четыре других.

Изображение составлено исследователями Принстонского университета, основываясь на снимках, полученных космическими телескопами NASA

Чтобы всегда быть в куре последних новостей из мира популярной науки и высоких технологий, подписывайтесь на наш канал в Telegram!

Существует множество способов рассмотреть и обсудить прошлое, настоящее и будущее Вселенной, но один из них больше других привлек внимание астрономов. Первая книга о пяти веках Вселенной была опубликована в 1999 году, под названием «Пять веков Вселенной: внутри физики вечности». (последние обновления внесены в 2013 году). Авторы книги Фред Адамс и Грегори Лафлин дали название каждому из пяти веков:

Первобытная эра
Звездная эра
Дегенеративная эра
Эра Черных Дыр
Темная эра

Необходимо отметить, что далеко не все ученые являются сторонниками этой теории. Тем не менее, многие астрономы находят разделение на пять этапов полезным способом обсуждения столь необычайно большого количества времени.

Первобытная эра

Первобытная эпоха Вселенной началась спустя секунду после Большого взрыва. Во время первого, очень маленького отрезка времени, пространства-времени и законов физики, как полагают исследователи, еще не существовало. Этот странный, непостижимый интервал называется планковской эпохой, считается, что она длилась 1044 секунды. Важно принимать во внимание и то, что многие предположения о планковской эпохе, основаны на гибриде общей теории относительности и квантовых теорий, называемой теорией квантовой гравитации.

На изображении все пять эпох Вселенной обозначены разными цветами

В первую секунду после Большого взрыва началась инфляция – невероятно быстрое расширение Вселенной. Через несколько минут плазма начала остывать, и субатомные частицы начали образовываться и склеиваться. Через 20 минут после Большого Взрыва – в сверхгорячей, термоядерной Вселенной – начали формироваться атомы. Охлаждение шло быстрыми темпами, пока во вселенной не осталось 75% водорода и 25% гелия, что похоже на то, что происходит сегодня на Солнце. Примерно через 380 000 лет после Большого Взрыва Вселенная остыла настолько, что начали формироваться первые устойчивые атомы и появилось космическое фоновое микроволновое излучение, которое астрономы называют реликтовым излучением.

Звездная эра

Мы с вами живем в звездную эпоху – в это время большая часть материи, существующей во Вселенной, принимает форму звезд и галактик. Первые звезды во Вселенной – недавно мы рассказывали вам о ее обнаружении – были огромными и закончили свою жизнь в виде вспышек сверхновых, что привело к образованию множества других, более мелких звезд. Движимые силой гравитации, они сближались друг с другом образовывая галактики.

У звезд и галактик, как и у нас с вами, свой срок жизни

Одна из аксиом звездной эры состоит в том, что чем больше звезда, тем быстрее она сжигает свою энергию, а затем умирает, как правило, всего за пару миллионов лет. Более мелкие звезды, потребляющие энергию медленнее, дольше остаются активными. Ученые предсказывают, что наша галактика Млечный Путь, например, столкнется и объединится с соседней галактикой Андромеды примерно через 4 миллиарда лет, чтобы сформировать новую. Кстати, наша Солнечная система может пережить это слияние, но возможно, Солнце погибнет гораздо раньше.

Эра дегенерации

Следом идет эра дегенерации (вырождения), которая начнется примерно через 1 квинтиллион лет после Большого Взрыва и продлится до 1 дуодециллиона после него. В этой период во Вселенной будут доминировать все видимые сегодня остатки звезд. На самом деле на космических просторах полно тусклых источников света: белые карлики, коричневые карлики и нейтронные звезды. Эти звезды гораздо холоднее и излучают меньше света. Таким образом, в эпоху дегенерации Вселенная будет лишена света в видимом спектре.

Тусклые остатки когда-то ярких звезд будут преобладать во Вселенной в эру дегенерации

В течение этой эры маленькие коричневые карлики будут удерживать большую часть доступного водорода, а черные дыры будут расти, расти и расти, питаясь остатками звезд. Когда водорода вокруг будет не достаточно, Вселенная со временем станет тусклее и холоднее. Затем протоны, существовавшие с самого начала Вселенной, начнут погибать, растворяя материю. В результате во Вселенной в основном останутся субатомные частицы, излучение Хокинга и черные дыры.

Излучение Хокинга – гипотетический процесс излучения черной дырой разнообразных элементарных частиц, преимущественно фотонов; назван в честь британского физика-теоретика Стивена Хокинга.

Эра черных дыр

В течение значительного периода времени черные дыры будут доминировать во Вселенной, втягивая в себя остатки массы и энергии. Однако в конце концов они испарятся, хотя и очень медленно.

К концу этого периода останутся фотоны, электроны, позитроны и нейтрино.

Авторы книги полагают, как пишет Big Think, что когда черные дыры наконец испарятся, возникнет небольшая вспышка света – единственная оставшаяся энергия во Вселенной. В этот момент Вселенная будет почти историей, содержащей только низкоэнергетические, очень слабые субатомные частицы и фотоны.

Темная эра

В конечном итоге электроны и позитроны, дрейфующие через пространство будут сталкиваться друг с другом, иногда образуя при этом атомы прозитрония. Эти структуры являются нестабильными, однако и их составные частицы в конечном итоге будут уничтожены. Дальнейшее уничтожение других низкоэнергетических частиц будет продолжаться, хотя и очень медленно. Но этой ночью взгляните в ночное небо, полное звезд и ни о чем не беспокойтесь – они еще очень долго никуда не денутся, а наше понимание Вселенной и времени в будущем может измениться.

Источник