Первичные молекулы в "темную эпоху"

Стандартный сценарий эволюции Вселенной. Указаны основные этапы от ее возникновения (10^–48 c) до настоящего времени. Невозможно было что-либо различить из-за непрозрачности плазмы в течение 400 тыс. лет от начала Большого взрыва в эпоху квантовой гравитации, стадии инфляции и образования нейтрального водорода. Изображение крупнее

Мы расскажем об основных идеях и положениях эволюционной картины истории ранней Вселенной, теоретических предсказаниях физики процессов, произошедших в один из самых сложных и проблемных для прямых наблюдений интервалов космологического времени, опишем схему возникновения первичных молекул, их роль в «проявлении» структуры распределения вещества на дозвездной стадии эволюции. Кроме того, постараемся обозначить проблемы фундаментальной физики, которые могут быть существенно прояснены при изучении химического состава первичного вещества и анализа динамики взаимодействия первичных молекул с фоновым излучением в интервале от 400 тыс. до 400 млн. лет с начала развития Вселенной.

Вселенная не стационарна

Современная астрофизика требует для своего понимания и развития очень глубоких и совершенно нетривиальных идей и представлений. Они практически несопоставимы с тем уровнем миросозерцания, который определяется нашим бытовым опытом.

Среди вопросов, возникающих при рассмотрении небесных объектов, есть вопрос о том, как такие огромные массы «висят» в вакууме и почему они не падают друг на друга за счет гравитационного притяжения (например, Луна должна была бы упасть на Землю). Ответ на первую часть вопроса требует осознания того, что существует бесконечное пространство, в котором нет принципиального различия между отдельными его областями. Основы этого представления сформировались еще во времена И. Ньютона. Ответ на вторую половину вопроса практически очевиден: Луна вращается вокруг Земли по орбите и удерживается на ней за счет центробежной силы. Такая же ситуация в системе Земля – Солнце, а также в нашей Галактике, где все звезды вращаются вокруг ее центра, и в случае движения галактик в скоплениях. Все это – гравитационно-связанные системы. Для описания их внутренних движений в первом приближении вполне достаточно использовать законы классической физики.

Однако все более и более совершенные наблюдения привели к возникновению нового фундаментального вопроса, для ответа на который необходимо напрячь воображение и привлечь качественно новые идеи. Речь идет об открытом Э. Хабблом законе «разбегания» галактик. Оказалось, что галактики, не входящие в скопления, и сами скопления удаляются друг от друга со скоростью, примерно пропорциональной расстоянию между ними. Этот факт невозможно объяснить в рамках классической физики: мы не знаем, какие силы могли стать причиной отталкивания такого масштаба. Можно предположить, что разбегание – результат некоего колоссального по энергетике «взрыва», но в классической физике нельзя найти столь мощный источник энергии. Абсолютно новые возможности открылись в рамках общей теории относительности (ОТО), предложенной почти столетие назад А. Эйнштейном. Теперь мы должны описывать гравитацию как проявление свойств искривленного пространства–времени.

Одно из предсказаний ОТО – глобальная нестационарность метрики четырехмерного пространства, то есть зависимость расстояния между двумя произвольными точками (телами) от времени при отсутствии каких-либо физических воздействий. Математически такая зависимость описывается решением А.А. Фридмана.

Нестационарность Вселенной, в данном случае ее расширение, подразумевает наличие в прошлом какого-то «начала» – момента времени, когда расстояния между пробными частицами были сколь угодно малы. Расширение наглядно можно представить как изменение размеров некоего рисунка на поверхности раздувающегося воздушного шарика. Таким рисунком может быть, например, волновой пакет – отрезок синусоиды содержащий некоторое число полных колебаний. При расширении шарика число этих колебаний не меняется, а расстояние между минимумами (или максимумами) увеличивается пропорционально увеличению радиуса шарика. Для наблюдателя это проявляется как красное смещение – увеличение длины волны λ или уменьшение частоты фотона ω = ω₀(1 + z), где z – величина красного смещения.

С другой стороны, взяв любую точку на поверхности шарика, мы увидим, что все другие точки разбегаются от нее по радиусам (вдоль поверхности!) со скоростями, пропорциональными расстоянию этих точек от выбранной (эффект Хаббла). Новый факт теории ОТО – эти скорости в некотором смысле фиктивны: фактически им не соответствует реальная кинетическая энергия. У любого материального тела во Вселенной может быть еще скорость, которой отвечает реальная кинетическая энергия. Ее называют пекулярной скоростью, и в некоторых процессах в ранней Вселенной именно она будет приводить к наблюдаемым эффектам.

Сценарий эволюции Вселенной

Во Вселенной есть известные элементарные частицы – барионы, электроны, нейтрино, фотоны. Кроме того, в ней, по-видимому, должны быть какие-то пока неизвестные частицы темной материи и некая темная энергия. Стандартный сценарий эволюции Вселенной содержит несколько этапов. Эволюция начинается с эпохи Большого взрыва и колоссально быстрого расширения на стадии инфляции. Тогда не было обычного вещества, а должны были быть только некие скалярные поля, впрямую ни в одном эксперименте пока не найденные (неизвестно даже, можно ли их будет вообще когда-либо обнаружить в земных лабораториях). Стадия инфляции завершается фазовыми переходами скалярных полей в форму частиц, которые пока (?) тоже не доступны для обнаружения в лаборатории. После этого наступает период «спокойного» расширения и охлаждения Вселенной, описываемый решением А.А. Фридмана.

Следующий этап – распад тяжелых частиц на более легкие и фотоны (космическое микроволновое изотропное фоновое излучение – Cosmic Microwave Background Radiation, CMBR). Обнаружение CMBR в 1966 г. позволило однозначно говорить о модели горячей Вселенной. Это означает, что вещество и равновесное с ним тепловое электромагнитное излучение с планковским частотным спектром на ранних стадиях эволюции было разогрето до гигантской температуры T. Температура излучения T_r с очень большой точностью совпадала с температурой вещества T_m и уменьшалась по мере расширения Вселенной по закону T_r = T_m = T = T₀(1+z). Величина T₀ = 2.728 К – современная температура CMBR, измеренная в экспериментах на Земле и в космосе.

В первые минуты жизни Вселенной происходит образование первичных химических элементов (эпоха нуклеосинтеза). Перечислим их в порядке убывания по относительной концентрации: водород (Н), гелий (⁴Не), дейтерий (D), легкий изотоп гелия (³Не) и лития (Li). Впоследствии они станут исходными компонентами первичных молекул, наблюдательные проявления которых позволяют, как мы увидим, выявить очень тонкие и специфические особенности физики Вселенной на данном этапе.

Предсказания теории первичного нуклеосинтеза для относительной концентрации химических элементов. Схемы

Затем следует длительный период расширения и остывания плазмы. В это время ничего радикального (по современным представлениям) не происходит. Остывшая плазма превращается (рекомбинирует) в нейтральный атомарный водород при z_R ≈1300 – 1100 (t ≈ 400 тыс. лет, где t – начало эволюции Вселенной).

Одно из важнейших следствий Большого взрыва и последующей эволюции полей и вещества – возникновение малых флуктуаций плотности материи и гравитационного поля. Именно эти флуктуации и определяют формирование современной картины распределения вещества (галактик, скоплений галактик) в видимой Вселенной. Флуктуации плотности до z ≈ 10 имели относительно небольшой контраст по отношению к средней плотности вещества, и их движение носило характер набора хаотических звуковых колебаний различных масштабов. В дальнейшем происходят их гравитационное сжатие, нагрев и образование первичных звезд и галактик.

«Темные века», или все небо в солнцах

Подавляющую часть всей астрофизической информации мы получаем благодаря электромагнитным волнам разных частот – от радиодиапазона до жесткого рентгеновского. Другие носители информации – космические лучи, нейтрино, гравитационные волны. Интерес к ним очень велик, в первую очередь, из-за их огромной проникающей способности. Нейтрино, например, дает возможность изучать ядро Солнца. Потоки нейтрино могут просвечивать, как своеобразный «рентген», гигантские толщи материи, что совершенно недоступно оптическому и радиоизлучению. В ранней Вселенной нейтрино перестает рассеиваться веществом начиная с эпохи нуклеосинтеза (t ≈ 3 мин). Еще большая проникающая способность у гравитационных волн – до t ≈ 10^–30 с. Однако в настоящее время чувствительность соответствующих приемников очень далека от уровня, необходимого для регистрации космологических нейтрино и гравитационных волн. В результате мы опять возвращаемся к электромагнитным волнам как наиболее надежному носителю интересующей нас информации.


Этапы эволюции Вселенной после рекомбинации водорода (400 тыс. лет с начала Большого взрыва) и его остывания («Темные века»), когда не было никаких источников излучения. Поверхность последнего рассеяния фотонов (слабые флуктуации яркости CMBR) исследуют современные наземные и космические телескопы (в частности, изображенная здесь американская космическая обсерватория «WMAP»). Изображение крупнее

При z > z_R водород практически полностью ионизован и рассеяние электромагнитного излучения на свободных электронах становится настолько большим, что фотоны «запутываются» среди электронов и изображения отдельных объектов сильно размываются. Остается только возможность изучать глобальные процессы энерговыделения до z ≈ 10⁷ (t = 10 – 20 ч) по спектру CMBR.

При z < 1100 и вплоть до z ≈ 10, как уже говорилось, практически все вещество во Вселенной находится в нейтральном состоянии, то есть в виде атомов водорода и гелия, которые не взаимодействуют с низкочастотными фотонами CMBR. В результате Вселенная в этом интервале красных смещений прозрачна для радио- и инфракрасного излучения. Поэтому прямое исследование физических процессов во Вселенной по их электромагнитному излучению возможно только в интервале красных смещений – от z = 0 (современная эпоха) до z_R ≈1100.

Наглядно это можно себе представить как наблюдение в направлении с Земли на Солнце. Поверхность (фотосфера) Солнца – довольно тонкий переходный слой плазмы, который мы видим в оптическом диапазоне как яркий однородный диск со слабо контрастным рисунком мелкой грануляции и крупных пятен. В глубь Солнца наши телескопы заглянуть не могут из-за огромной непрозрачности плазмы в видимом и радиодиапазоне, но все расстояние от фотосферы до Земли практически прозрачно. Вблизи Земли ее магнитосфера и атмосфера заметно влияют на прохождение волн, на очень длинных радиоволнах и в узких оптических спектральных линиях – уже избирательно.

Почти полностью нейтральный и холодный газ не может светить в оптическом диапазоне. Поэтому «Темные века» (Dark Ages) могут быть исследованы главным образом (а может быть и только) в радиодиапазоне! По аналогии с отрезком Земля–Солнце эпохе «Темных веков» соответствует пространство межпланетной среды от Солнца до магнитосферы Земли.

Вообще-то смысл термина «dark» (темный) в данном случае не совсем точен. В своем главном значении он применим только для выражения того факта, что в эту эпоху ни один объект не светил. Для гипотетического наблюдателя, жившего тогда, ситуация совсем иная. Дело в том, что Вселенная во все времена заполнена огромным количеством фотонов. В эпоху после рекомбинации водорода наш гипотетический наблюдатель видел бы себя погруженным в однородное и изотропное море света, как будто все небо плотно покрыто звездами типа Солнца. Цвет этого неба менялся бы со временем от бордового до черного и инфракрасного. Но, например, для совы при z ≈ 100 (T ≈ 300 K) пространство было бы совершенно ослепительным: число фотонов падавших на единицу площади в единицу времени, в этот момент в тысячи раз больше, чем число фотонов, которое сейчас падает на Землю от Солнца в ясный день! Так что понятие темноты в данный период достаточно условно. Проблема только в том, как это увидеть нам сегодня? Какими физическими процессами можно воспользоваться, чтобы все-таки что-то увидеть из происходившего в «Темные века»? Та же проблема, что и при изучении материи между Солнцем и Землей. Она вроде бы есть, но сама почти не светит и еще практически не видна на фоне Солнца.

Молекулы – какие и где они «растут»?

Молекулы образуются при столкновениях отдельных атомов или атомов и других молекул. Разрушаются они тоже при столкновениях с атомами, но главным образом при поглощении фотонов CMBR. При расширении Вселенной, начиная с некоторого z_М (для каждой молекулы своего, определяемого ее энергией связи), катастрофически быстро уменьшается число фотонов, способных разорвать молекулу. В результате она остается устойчивой, пока не появятся новые фотоны от первых звезд или горячая плазма от вторичного разогрева.

Какие основные молекулы должны были быть в ранней Вселенной? В нашем распоряжении набор атомов и ионов: атом водорода (Н), его ион (Н⁺ – протон), стабильный изотоп водорода – дейтерий (D), атом гелия (основной изотоп) – ⁴Не, его легкий изотоп – ³Не, литий – Li и некоторое количество свободных электронов (e). Этот список может быть дополнен более тяжелыми элементами – углерод (C), азот (N), кислород (O), фтор (F). Их при стандартном сценарии намного меньше, чем легких. Однако на их основе можно образовывать многоатомные молекулы, например воду (Н₂О). Из элементов первого круга можно выделить следующие молекулы и молекулярные ионы – Н₂, Н₂+, НD, HD+, HeH+, LiH, H₂D+; из элементов второго круга – CH, CH+, NH, NH+, OH, OH+, HF. Для подробных расчетов их концентраций используют список всевозможных химических реакций. Из перечисленных выше молекул HF имеет наибольшую энергию связи. Она перестает разрушаться фотонами фона при z_M ≈ 550! А молекула воды может активно появляться при z_M ≈ 340 (t ≈ 3 млн. лет).

Взаимодействие молекул с фоновым излучением

Перейдем к описанию самого важного свойства молекул, которое определяет интерес к ним и порождает надежду разгадать с их помощью тайны «Темных веков». Все молекулы имеют дискретные энергетические уровни. У двухатомных молекул три типа уровней – вращательные, колебательные и электронные. Наименьшую энергию имеют вращательные уровни, затем колебательные (примерно в 50 – 100 раз больше) и электронные (еще примерно в 10–20 раз больше). Переходы между этими уровнями приводят к поглощению или излучению фотонов с длинами волн порядка сотен и нескольких микрон, тысяч ангстрем соответственно.


Относительные концентрации основных молекул в ранней Вселенной в стандартном сценарии (для фтора взято максимальное возможное значение обилия).

Исключительно важно, что поглощение или излучение происходит в очень узком интервале длин волн вблизи некоторых стандартных значений (строго индивидуальных для каждой молекулы). Вероятность поглощения и излучения в этих интервалах очень велика, так что эффективность рассеяния фотонов молекулой примерно на 12 порядков больше, чем электроном! Это позволяет надеяться, что первичные молекулы будут обнаружены даже при очень малых концентрациях.

Еще одно обстоятельство делает молекулы удобным инструментом исследования «Темных веков»: их вращательный и колебательный спектры в данную эпоху идеально ложатся на спектр CMBR.

Молекулы – «проявители» первичной структуры распределения вещества

Распределение материи во Вселенной только приближенно можно считать однородным. Неоднородности по мере расширения нарастают, и в результате образуются те объекты, которые мы сегодня видим на небе. В нашем случае начальные неоднородности плотности и их скорости – слабые звуковые волны в масштабах, сравнимых с масштабами горизонта. Наличие пекулярной скорости у какого-либо объема вещества (облака) нарушает локальную изотропию фонового излучения: в системе этого облака температура CMBR в направлении скорости движения за счет эффекта Доплера становится больше, а в противоположном – меньше. Если вещество в облаке может рассеивать фотоны, то мы в своей системе увидим изменение температуры излучения в направлении на это облако. Отметим особо, что здесь принципиально важны оба фактора – движение облака и рассеяние в нем. Так, даже сильно непрозрачное облако, но не имеющее пекулярной скорости, не будет видно в силу однородности и изотропии освещающего его фонового излучения.


Возможно, так выглядело небо примерно 400 млн. лет после Большого взрыва (темные облака – области холодного газа, не дошедшие до стадии гравитационного сжатия).

Появление молекул делает вещество частично непрозрачным только в определенных узких участках спектра. Для наблюдателя это выглядит так. Облако, находящееся на красном смещении, будет видно в излучении или поглощении (в зависимости от знака скорости) в узких линиях, длины волн которых определяются молекулярными константами и величиной z. На частотах между этими линиями наблюдаем только фон или другое облако, если его красное смещение и положение в пространстве соответствуют условиям приема. Флуктуации интенсивности CMBR, таким образом, зависят от пространственных координат и частоты! Это явление можно назвать термином «спектрально-пространственные флуктуации» (Spectral-Spatial Fluctuations, SSF).

Важнейшее отличие резонансного рассеяния от континуального (при рассеянии на электронах) – принципиальная возможность разделить два облака, лежащие на одной линии – луче зрения наблюдателя, то есть построить трехмерную картину распределения вещества. Такая информация ценна для проверки расчетных моделей эволюции распределения вещества на очень большом интервале космологического времени (z = 10 – 300).


Модель относительных концентраций многоатомных молекул на основе углерода в стандартном сценарии. Сложных молекул крайне мало, например относительная концентрация метана (СН₄) в максимуме не больше 10^–48!

Аналогичную задачу решают оптические обзоры галактик и скоплений галактик, по которым строится картина крупномасштабной неоднородности распределения вещества. Однако все они не выходят за рамки достаточно малых красных смещений и относятся к сильно проэволюционировавшим объектам. Исследование крупномасштабной структуры по SSF дает уникальную возможность увидеть начало эволюции данных систем.

Так же можно изучать физику и эволюцию «микромасштабных» (по меркам Вселенной) флуктуаций плотности. Речь идет о масштабах на 6–10 порядков меньше протогалактик. Теория предсказывает, что они должны намного раньше дойти до стадии гравитационно-связанных объектов. Образование молекул здесь идет существенно быстрее, температура вещества значительно выше температуры CMBR. Все это может приводить к появлению собственного излучения в линиях некоторых молекул.

Очень интересно исследовать химический состав вещества на микроуровне для ответа на вопрос о том, как проходил процесс нуклеосинтеза при начальных микронеоднородностях, что, в свою очередь, важно для поиска новых форм материи и новых тяжелых частиц.

Молекулы-«термометры»

Еще один вид неравновесности – отличие спектра фонового излучения от планковского. Это может быть следствием действия каких-либо новых источников энергии, приводящих к излучению фотонов. В частности, речь может идти о распаде частиц (пока нами не открытых) нестабильной скрытой массы, которые либо сразу распадаются на фотоны (как, например, аксионы), либо продукты их распада нагревают вещество с последующим излучением. Молекулы могут «дробить» фотоны (эффект люминесценции): поглощается фотон одной энергии, а излучается несколько. Среди новых фотонов могут быть такие, длина волны которых примерно в 50–100 раз больше, чем у исходного фотона. В результате интенсивность искажений фона, например в области далекого субмиллиметрового диапазона, может быть определена по спектральным линиям в сантиметровых или миллиметровых длинах волн. Уникальность такого метода в том, что первичные молекулы позволяют изучать механизмы раннего энерговыделения без учета помех от излучения звезд и пыли, возникающих на гораздо более поздних стадиях эволюции.

Большое разнообразие молекул и их спектральных характеристик позволяет изучать первичное энерговыделение в широком диапазоне времени, проследить динамику таких процессов. Если речь будет идти о распадающихся частицах, можно оценить период их полураспада. Астрофизические измерения здесь могут быть абсолютно вне конкуренции с любыми другими методами.

Молекулы первичных звезд

Когда говорят о роли молекул в формировании первого поколения звезд, как правило, имеют в виду молекулу водорода – Н₂. Основное ее достоинство – относительно большое обилие (на 6–10 порядков больше других), основной недостаток – ее симметрия, которая резко уменьшает вероятность излучения и поглощения фотонов. Тем не менее именно Н₂ играет ключевую роль в охлаждении первичных облаков после их гравитационного сжатия и нагрева, открывая путь к их дальнейшему сжатию вплоть до образования звезды. Интерес к данной проблеме связан с описанием необходимого звена в общем эволюционном сценарии развития первичных флуктуаций от очень малых значений до современных звезд. Оказывается, что даже с одной только Н₂ проблема решается. Учет других молекул вносит в эту картину лишь новые интересные краски. Так, могут заметно измениться моменты образования первых звезд, их минимальные массы, особенности их пространственного распределения и т.д. Детальное изучение этих параметров даст уникальную дополнительную информацию о процессах в «Темные века».

Момент образования первичных звезд завершает эпоху «Dark Ages». Во Вселенной появляются привычные источники излучения в видимом и инфракрасном диапазонах при z ≈10 (t ≈ 400 млн. лет). Их еще не очень много, они не успели заполнить все пространство новыми химическими элементами и разрушить более ранние молекулы, но уже начинается эпоха вторичного разогрева, или вторичной ионизации.

В области вспышек существенно возрастает концентрация свободных электронов и ионов водорода. Примерно в это же время звуковые волны переходят в нелинейный режим и образуются ударные волны, меняется ионизационное и температурное распределение в пространстве, что радикально влияет на концентрацию некоторых молекул НеН+. Именно эта молекула, скорее всего, будет основным тестом на эту эпоху. В окрестностях вспыхивающих звезд могут появиться молекулы углеродного, азотного и кислородного ряда из-за их выброса из недр первых сверхновых. Еще раз обратим внимание на то, что за счет узости линий видна трехмерная картина, отсюда получаем полное представление обо всех этапах эволюции. Так же можно изучать первичные молекулы на просвет горячих источников и по продуктам переработки излучения звезд механизмом люминесценции.

Молекулы и первичная «жизнь» в ранней Вселенной

Очень интересен вопрос о первичных органических молекулах и возможности существования первичных форм живой материи. Для образования органики необходим как минимум углерод, а также кислород и азот (водород гарантированно есть). Но и при существовании этих элементов в составе первичного вещества, как показывают расчеты, многоатомных молекул образуется на много порядков меньше, чем двухатомных.

Ситуация может радикально измениться, если в первичном веществе есть небольшие, но достаточно плотные объекты с массой, близкой массе Земли. Сейчас трудно говорить о существовании каких-либо аналогов систем, подобных Земле, при z = 100 (t ≈ 1 млн. лет). Отметим только, что температура в «микроволновке» в этот момент будет всего 5–10°С!

Возможность наблюдений

Основные идеи и результаты, изложенные выше, были высказаны и получены более 20 лет назад. Примерно 5–6 лет назад ученые Специальной астрофизической обсерватории РАН начали систематические наблюдения для обнаружения первичных молекул на уникальном российском радиотелескопе РАТАН-600. Задача заключалась в поиске и анализе основных источников помех и отработке оптимальной методики наблюдений. Ввиду очень малых ожидаемых величин эффекта и огромной сложности проблемы очистки от посторонних сигналов работа не может дать быстрого результата. История науки знает много примеров, когда, казалось бы, совершенно фантастические задачи успешно решались путем длительного творческого труда ученых всего мира. Среди будущих радиотелескопов, которые могут внести существенный вклад в решение данной проблемы, особо выделим гигантский международный проект ALMA – систему из 64 радиотелескопов диаметром 12 м, устанавливаемую на плато Атакама (Чили) на высоте 5500 м над уровнем моря. Российские специалисты проектируют уникальный сплошной полноповоротный радиотелескоп миллиметрового диапазона диаметром 70 м (РТ-70) на плато Суффа (Узбекистан) на высоте 2700 м над уровнем моря. Его строительство, начатое в конце 1980-х гг. еще в СССР и законсервированное на долгие годы, сейчас планируется продолжить. Применение новых технологий формирования поверхности, адаптивного управления и современных радиоприемников позволит создать очень хороший инструмент, в частности для решения описанных в данной статье задач.

Итак, мы познакомились с таким понятием, как «Dark Ages» – «Темные века» и можем теперь представить себе, какую роль играют первичные молекулы в вопросе о «просветлении» эпохи, то есть формировании различных наблюдательных проявлений дозвездных объектов. Увидеть эти проявления довольно сложно из-за катастрофически малых концентраций первичных молекул. Но если они все-таки будут обнаружены, то полученная уникальная информация окупит вложенные затраты.