После КМФИ и до того, как появились первые звёзды, смотреть во Вселенной было не на что. Или всё-таки нет?
Если во Вселенной не было света, а, следовательно, и существ с глазами, мы не узнаем, была ли она тёмной. Темнота в этом случае не имеет смысла.
— Клайв Стейплз Льюис
На прошлой неделе мы ответили на вопрос о местонахождении космического микроволнового фонового излучения (КМФИ). Вкратце, оно «везде одновременно, но испущено оно было в момент, когда Вселенной было 380 000 лет». На этой неделе я выбрал вопрос Стива Лимпуса, открывающий новый шаг в этой же теме:
Пожалуйста, расскажите нам о времени сразу после КМФИ — о загадочных «тёмных веках». Мне было хотелось узнать, как гравитация влияла на расширяющуюся Вселенную во времена после инфляции и нарушении термального равновесия частиц [decoupling]. А также хотелось бы узнать о первых звёздах и формировании галактик и сверхмассивных чёрных дыр.
В начале и в настоящее время существует изобилие света с высокими энергиями: света, видимого нашими глазами. Но были времена — тёмные времена — когда света не было.
Сегодня, конечно, во Вселенной полно разных структур, включая тяжёлые элементы, органические молекулы, луны, планеты и жизнь. На больших и светящихся масштабах имеются звёзды, скопления, галактики, скопления галактик, сверхновые, квазары и огромная космическая сеть. Практически в любом направлении в любом месте космоса найдётся довольно светящихся объектов. Мы, видимо, ограничены лишь размером телескопов и количеством времени, проводимого за наблюдением.
Если посмотреть на самый удалённый объект, который мы можем увидеть, мы обнаружим во всех направлениях КМФИ.
На ранних стадиях Вселенной — во время горячего Большого взрыва — Вселенная была наполнена всем, что было доступно энергетически: фотоны, материя, антиматерия, и, возможно, огромное количество частиц, о существовании которых нам до сих пор неизвестно. С течением времени Вселенная расширялась, что продолжается и сегодня. Во время расширения Вселенная охлаждается, поскольку количество энергии фотона обратно пропорционально длине его волны: растяните волну фотона при расширении Вселенной, и он охладится.
Это охлаждение значит, что в какой-то момент она становится достаточно холодной, чтобы:
• прекратилось спонтанное появление пар материи/антиматерии, и вся лишняя антиматерия могла аннигилировать,
• атомные ядра, состоящие из протонов и нейтронов, могли формироваться и не быть сразу же разбитыми на части,
• могли формироваться нейтральные атомы, электроны которых не будут выбиты с орбит.
Последний шаг крайне важен, поскольку после этого преобразования Вселенная переходит от непрозрачной ионизированной плазмы, где фотоны постоянно рассеиваются на электронах, к прозрачному состоянию, где фотоны беспрепятственно распространяются. В этом им не мешают нейтральные атомы, оставаясь при этом сами практически невидимыми.
Так и появляется последняя поверхность рассеяния, КМФИ. Впервые сформировавшись, она имеет температуру в 2 940 К, соответствующую красному цвету. За следующие три миллиона лет свет КМФИ испытывает красное смещение из видимого диапазона в инфракрасный, а далее — в микроволновой. Но с момента, когда Вселенная испустила КМФИ, будучи возрастом в 380 000 лет, и до образования первых звёзд десятки миллионов лет спустя, во Вселенной не появлялось нового света, который мы могли бы увидеть. Это время известно, как «тёмные века».
Стив спрашивал много о чём, включая формирование звёзд, галактик и чёрных дыр. У меня есть плохие новости: всё это происходит уже по окончанию тёмных веков, в эру второго света. Если Большой взрыв испустил первый свет, то до появления первых звёзд не было никаких других источников, а это случилось только когда Вселенной было от 50 до 100 миллионов лет. (Вы могли слышать цифру в 550 миллионов, но это время реионизации Вселенной, а не появления первых звёзд!).
Только после формирования первых звёзд появились и первые чёрные дыры (после смерти звёзд), первые сверхмассивные чёрные дыры (от объединений звёзд), первые галактики (от объединений звёздных скоплений), и более крупные структуры. Но что было в то время, между КМФИ и первыми звёздами? Было ли что-нибудь интересное?
На этот вопрос есть два положительных ответа, один из которых наиболее интересен.
1) Гравитационный рост превращает крохотные, одна часть на 30 000, участки с повышенной плотностью, в первые звёзды Вселенной. Флюктуации в КМФИ — это не только красивые узорчики, найденные проектами COBE, Boomerang, WMAP и Planck. Эти «горячие точки» (красное) — регионы, где материи во Вселенной чуть меньше, а «холодные» (синие) — где материи чуть больше, чем в среднем. Почему? Потому что, хотя КМФИ везде одинаковое, ему нужно выбираться из гравитационных колодцев, и чем больше у вас материи, тем дальше нужно выбираться, и тем больше энергии вы при этом потеряете.
Холодные участки притягивают всё больше материи — они со временем вырастают — при этом скорость роста увеличивается по мере того, как материя становится всё более важной, а излучение — всё менее важным. К моменту, когда Вселенной исполнилось 16 миллионов лет, типичные участки повышенной плотности увеличились в 10 раз по сравнению с поверхностью последнего рассеяния. Те, плотность которых была 1 часть на 30000, достигли плотности в 1 часть на 3000; участки плотностью в 1 часть на 10000 превратились в участки плотностью 1 часть на 1000, и сверхредкие большие флюктуации, плотность которых во времена КМФИ составляла 1 часть на 500, демонстрируют плотность в 1 часть на 50, или на 2% большую плотность, чем в среднем. Со временем эти участки повышенной плотности растут. Существует пороговое значение, кардинально меняющее картину. Когда регион повышенной плотности становится на 68% плотнее среднего, его рост становится нелинейным, то есть, гравитационное накопление материи быстро ускоряется.
Перейдя этот порог, вы оказываетесь на пути к созданию звёзд; от перехода до появления первых звёзд пройдёт, скорее всего, не более 10 миллионов лет. Поэтому до момента существенного увеличения плотности могут пройти десятки и сотни миллионов лет, но по достижению этого значения освещение космических глубин становится вопросом уже не такого долгого ожидания. Наступает эра второго света, а тёмные века, единственный период, когда во Вселенной не было видимого света, заканчивается.
Но тёмные века Вселенной на самом деле темны не на 100%. Конечно, видимого света не наблюдается, но немножко света появляется даже до формирования первой звезды — всё благодаря простейшим структурам Вселенной, скромным и простым нейтральным атомам.
2) Эти самые нейтральные атомы, 92% из которых были атомами водорода, медленно испускают свет на идеально точной радиоволне в 21 см. Атом водорода обычно представляют как протон с электроном, вращающимся вокруг него по орбите. Это очень точная картинка, которая верна как сегодня, так и 100 лет назад, когда Нильс Бор впервые разработал эту модель для атома водорода. Но одно из свойств протонов и электронов часто игнорируется, при том, что в тёмные века оно обладает особой важностью: у них есть спин, или присущий им угловой момент.
Для простоты обозначим свойство спина находиться в положении «вверх» или «вниз», поэтому если ваши протон с электроном связаны, они будут ориентированы либо одинаково (вверх-вверх или вниз-вниз), либо противоположно (вверх-вниз или вниз-вверх). Формируется взаимная ориентация случайно, и зависит от того, чем занимались протоны с электронами, когда вы создали водород: обычно 50% ориентированы одинаково, а 50% — наоборот. Между двумя состояниями существует крохотная разница в энергиях — соответствующая количеству энергии фотона с длиной волны 21 см, или 5,9 мкэВ — но переход от высокоэнергетического (выровненного) к низкоэнергетическому (противоположно ориентированному) состоянию запрещён законами квантовой механики.
Только в результате крайне редкого процесса, перехода, занимающего в среднем 3,4 × 1015 секунд (11 миллионов лет) атом может перейти от одинаково ориентированного состояния к противоположному, испуская при этом фотон с длиной волны 21 см.
Этот переход с переворотом спина никогда не наблюдался в лаборатории из-за этих временных промежутков, но был открыт астрономически в 1951 году. Это очень важное явление, используемое для разметки таких свойств, для которых свет не подходит. Именно так мы впервые разметили спиральную структуру нашей Галактики, поскольку из-за пыли видимый свет сквозь неё не проходит. Точно так же мы измерили кривые вращения галактик на больших расстояниях; линия 21 см – очень мощный астрономический инструмент.
Одна из целей астрономии будущего – постройка телескопа, сверхчувствительного к линии 21 см, что даст нам возможность построить карту Вселенной в тёмные века; такого ещё никто не делал. Это позволит нам заглянуть за горизонт видимого, за эру реионизации, и в то время, когда ещё не сформировались первые звёзды, которые надеется увидеть телескоп Джеймса Уэбба.
Тёмные века – хорошее название, но у нас есть шанс осветить их, используя самую слабую энергию света, света, длина волны которого должна составлять уже десятки метров из-за красного смещения – а значит, нам потребуется телескоп не меньшего размера. В идеале нам нужен телескоп типа Аресибо, но в космосе, подальше от земных радиопомех.
Есть и другие возможности, одну из которых описывает Аманда Йохо. Вот и вся история космических тёмных веков! Спасибо за прекрасный вопрос, Стив. Присылайте мне ваши вопросы и предложения для следующих статей.
