|
Так поднималась заря Вселенной
Астрономы увидели «Вселенскую зарю» – самое далёкое прошлое Вселенной, когда в ней появлялись первые звёзды. Пока до этих времён не может дотянуться ни один телескоп, так что пришлось полагаться на компьютерные модели. Как выяснилось, первые ярчайшие галактики неплохо маркируют крупнейшие скопления тёмного вещества.
В истории нашего мира в целом тоже были тёмные времена. После стремительного развития в первые несколько минут после Большого взрыва Вселенная спокойно остывала на протяжении 300 тысяч лет, пока плотный и горячий светящийся туман не рассеялся. В этот момент произошла так называемая рекомбинация – вещество и свет «расцепились друг с другом» и Вселенная стала прозрачной.
Как рассеивался туман
По современным представлениям, примерно 13,7 миллиарда лет назад Вселенная родилась во всём великолепии Большого взрыва. После недолгого, но весьма драматичного периода ускоренного расширения, который по-научному зовут инфляцией, наш мир продолжил эволюционировать более спокойными темпами.
Вскоре в нём появились главные «кирпичики» обычной материи – протоны, нейтроны и электроны, а примерно через 3 минуты после самого начала «сварились» первые сложные атомные ядра; по сути, речь идёт лишь о ядрах гелия, в которые превратились 25% нуклонов. Были ещё крохотные количества дейтерия, лития и бериллия, но большая часть вещества – около 75% – осталась в форме протонов.
Собственно, последующие 300 тысяч лет ничего заметного не происходило, но Вселенная оставалась хотя бы более или менее светлым местом. Высокие температура и плотность излучения не позволяли электронам и протонам объединиться – чуть только они это делали, находился фотон, способный разбить связь, ионизовать едва появившийся атом. А обилие свободных электронов, способных рассеивать свет куда эффективнее, чем микроскопические капельки воды в утреннем воздухе, превращало мир в светящийся туман.
Видеть в этом тумане было нечего – вещество было равномерно размазано по всему объёму – но сама видимость со временем росла из-за падения плотности электронов в расширяющейся Вселенной. Перенеси нас какой-нибудь Хоттабыч во вселенское младенчество, и через час после Большого взрыва мы бы могли увидеть кончик своего носа, через 10 часов – пальцы вытянутой руки, а через неделю-другую за туманом могла бы показаться соседняя деревня (правда, в то время было очень-очень жарко).
Примерно через 300 тысяч лет, когда видимость во вселенском тумане составляла уже сотни световых лет, а температура опустилась до скромных 3 тысяч градусов, Вселенная вдруг стала прозрачной до самого своего края. Произошла рекомбинация – электронам стало термодинамически выгодно жить не раздельно с протонами, а вместе, и за какие-то тысячи лет мир заполнился нейтральным веществом. Оно излучение рассеивает куда хуже, чем свободные электроны.
И дальше – всё, концерт закончился. В жизни нашего мира началась тёмная эпоха. Оторвавшись от вещества, фотоны унесли вдаль информацию о крохотных неоднородностях в плотности вещества, и сейчас мы называем этот свет реликтовым излучением, или микроволновым фоном. Вещество же продолжило остывать и медленно скучиваться к областям с поначалу чуть-чуть, а затем всё более и более выделяющейся средней плотностью.
В этой темноте Вселенная провела несколько десятков, а то и сотен миллионов лет, пока в ней не зажглись первые источники излучения.
Что это были за фонари, пока никто не знает. Возможно, первые звёзды, которые из-за специфического химического состава, почти начисто лишённого тяжёлых элементов, могли быть очень массивными. Возможно, квазары – чёрные дыры в центрах зарождающихся галактик, светившие за счёт поедания падавшего на них газа. Последнее время даже говорят о звёздах, энергию которым давала аннигиляция тёмной материи в их центрах; пока, впрочем, это маргинальная гипотеза, так как нет разумных доводов в пользу преимущественного скучивания именно тёмного вещества.
Так или иначе, учёным известно, что какие-то источники света появились. Изучая упомянутое выше реликтовое излучение, учёные нашли признаки его повторного взаимодействия со свободными электронами (флуктуации поляризации излучения). Эти электроны появились как раз тогда, когда первые светила начали облучать окружающий их нейтральный газ. Электроны снова отделились от ядер – началась так называемая реионизация.
Эпоха реионизации – передний край современной астрофизики. Учёные полагают, что первые светила выдували своего рода «ионизированные пузыри» в окружающем их нейтральном газе – до тех пор, пока все эти пузыри не слились воедино и всё межгалактическое пространство не стало вновь ионизованным. Это состояние межгалактической среды сохраняется до сегодняшнего дня, поскольку вот уже многие миллиарды лет беспрерывно светят галактики.
Но вот когда появились первые галактики? Как они выглядели? И как выглядел весь наш мир в то время?
Почему эта линия
Первые звёзды, какими бы они ни были, должны образовываться в достаточно плотных и достаточно холодных облаках газа, а этот газ способен «переработать» любое достаточно жёсткое излучение так, чтобы значительная часть его энергии светилась именно в линии «Лайман-альфа». Просто за счёт того, что ей соответствует наиболее вероятный последний шаг возвращения атома водорода к исходному состоянию, независимо от того, по какому каскаду уровней атом туда «сваливается».
Ещё 40 лет назад английские астрономы Брюс Партридж и Джеймс Пиблз предсказали, что новорождённые галактики должны очень ярко светиться в так называемой линии Lyα («Лайман-альфа») водорода. Это ультрафиолетовое излучение с длиной волны 121,6 нм – первая линия спектральной серии Лаймана, соответствующей переходу атома водорода со второго на первый, самый нижний, энергетический уровень.
Впрочем, к настоящему времени это когда-то ультрафиолетовое излучение давно стало куда более длинноволновым. С тех пор как возникли первые звёздные системы, Вселенная расширилась минимум десятикратно. Вместе с ней «пухли» и сами фотоны, длина волны которых увеличивалась – это так называемое космологическое красное смещение. И сейчас астрономы ищут линию Lyα уже даже не в видимом, а в инфракрасном диапазоне света. И вот уже лет 15 как систематически находят.
Однако до сих пор учёным не удаётся пробиться вглубь времён дальше, чем примерно на 12,9 миллиардов лет, когда самой Вселенной было меньше 800 миллионов лет. Причины этому, скорее всего, технические – дальше линия Lyα уходит в спектральную область, в которой слишком сильно мешает фоновое излучение неба. С запуском новых инфракрасных инструментов вроде космических телескопов имени Гершеля (это должно случиться уже в апреле) или Джеймса Уэбба (через несколько лет) наверняка будут найдены и более молодые Lyα-галактики.
Но некоторым астрономам всё-таки не терпится. Учёные из Чили и Великобритании под руководством Альваро Орси
выяснили, как выглядела Вселенная, когда появлялись самые-самые первые галактики. И даже нарисовали кое-какие картинки.
Астрономы скомбинировали результаты сложнейших компьютерных расчётов, которые воспроизводили постепенное образование массивных структур за счёт скучивания тёмного и обычного вещества, с полуаналитическими моделями образования звёзд и их излучения. Работа учёных опубликована в Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.
Серия моделей, сопровождающих эту публикацию, показывает, как зажигались первые крупнейшие галактики. Расчёты показывают, что первые Lyα-галактики (показаны кружками) появились меньше чем через 600 миллионов лет после Большого взрыва, когда Вселенная была в 10 раз меньше, чем теперь. Большинство «первопроходцев» возникли в узлах «космической паутины» тёмной материи, показанной на рисунке оттенками зелёного.
Эта паутина продолжала уплотняться последующие миллиарды лет, притягивая к себе всё больше и больше газа и образуя всё больше ярких молодых галактик. Астрономы предлагают портреты Вселенной в возрасте 1 и 1,9 миллиардов лет, когда мир был примерно в 6 и 4 раза меньше, чем сейчас, и портрет современной Вселенной.
Видно, что эпоха гигантов прошла задолго до появления человека.
Если бы мы жили всего через миллиард лет после Большого взрыва, небо было бы усыпано ярчайшими звёздными системами. Сейчас же они стали очень и очень большой редкостью. Утешением может служить, наверное, только то обстоятельство, что образование галактики – кумулятивный процесс, и хотя быстрее всего галактики росли задолго до нас, сейчас они больше, чем когда бы то ни было.
Кстати, на картинках вещество показано в так называемых «сопутствующих» координатах, которые не меняются для частиц, участвующих в общем космологическом расширении Вселенной, поэтому все изменения, которые мы видим в иллюстрациях, связаны с «настоящим» движением вещества под действием сил притяжения. Реальные же размеры этих структур – те, которые можно было бы измерить линейкой, скажем – от первого изображения к последнему увеличились в 9,5 раз.
Для Орси и его коллег эти картинки – лишь средство для изучения тёмной материи.
Саму загадочную субстанцию мы не видим (на то она и тёмная), и о скучивании тёмного вещества в далёком прошлом Вселенной судят по своего рода маркерам – ярким объектам. Предполагается, что они отслеживают среднюю плотность вещества – что тёмного, что светлого, – но это предположение протестировано далеко не для всех маркеров.
Моделирование Lyα-галактик, которое провели Орси и его коллеги, помогло астрономам установить, что статика их скучивания мало отличается от таковой для тёмной материи, а значит, эти объекты – отличные маркеры. Учитывая, что в глубинах Вселенной яркие галактики увидеть проще всего, у астрономов появилось ещё одно надёжное средство для изучения невидимой, но такой важной тёмной материи.
ТЕКСТ: Артём Тунцов
ФОТО: Alvaro Orsi/ICC/Durham
Источник: www.gazeta.ru.
Рейтинг публикации:
|
