Периодът преди формирането на звездите, когато материята започна да се събира гравитационно в по-плътни области
След епохата на рекомбинация — когато Вселената стана прозрачна за лъчение и се появи космическият микровълнов фон (КМФ) — настъпи дълъг период, наречен Тъмните векове. По това време все още нямаше никакви излъчващи източници (звезди или квазари), така че Вселената наистина беше тъмна. Въпреки това, макар че видимата светлина липсваше, протичаха важни процеси: материята (главно водород, хелий и тъмна материя) започна да се събира гравитационно, създавайки основата за формирането на първите звезди, галактики и големи структури.
В тази статия ще обсъдим:
- Определението за Тъмните векове
- Охлаждането на Вселената след рекомбинацията
- Растежът на флуктуациите в плътността
- Ролята на тъмната материя във формирането на структури
- Космическа зора: появата на първите звезди
- Предизвикателствата и методите на наблюдението
- Значение за съвременната космология
1. Определение на Тъмните векове
- Времева граница: Около 380 000 години след Големия взрив (края на рекомбинацията) до формирането на първите звезди, което започна приблизително след 100–200 милиона години.
- Неутрална Вселена: След рекомбинацията почти всички протони и електрони се свързаха в неутрални атоми (главно водород).
- Няма значими източници на светлина: Без звезди или квазари нямаше ярки източници на лъчение, затова Вселената беше почти „невидима“ в много диапазони на електромагнитния спектър.
По време на Тъмните векове фотоните на космическия микровълнов фон продължаваха да се разпространяват свободно и да се охлаждат с разширяването на Вселената. Въпреки това тези фотони се преместиха в микровълновия диапазон, осигурявайки само слаба осветеност по това време.
2. Охлаждане на Вселената след рекомбинацията
2.1 Промяна на температурата
След рекомбинацията (когато температурата беше около 3 000 K) Вселената продължи да се разширява и температурата й спадна. В началото на Тъмните векове температурата на фоновите фотони беше няколко десетки или стотици келвини. Доминираше неутрален водород, а хелият съставляваше по-малка част (~24% от масата).
2.2 Част на йонизация
Въпреки това малка част от електроните остана йонизирана (около една част на 10 000 или по-малко) поради различни остатъчни процеси и малко количество горещ газ. Тази малка част йонизация оказа известно влияние върху енергийните обменни процеси и химията, но общо взето Вселената беше предимно неутрална — много различна от предишното йонизирано плазмено състояние.
3. Ръст на плътностните флуктуации
3.1 Зародиши от ранната Вселена
Малки плътностни нарушения, видими в КМФ като температурни анизотропии, бяха формирани от квантови флуктуации в ранния период (например по време на инфлацията, ако този сценарий е верен). След рекомбинацията тези нарушения означаваха малки излишъци или дефицити на материя.
3.2 Господство на материята и гравитационен колапс
По време на Тъмните векове Вселената вече беше в владенията на материята — тук решаваща роля играеха тъмната и барионната материя, а не лъчението. В местата с малко по-висока плътност гравитационното привличане постепенно събираше повече материя. С течение на времето тези огнища на излишък нарастваха, водейки до:
- Халове на тъмната материя: Концентрации на тъмна материя, образували гравитационни кладенци, в които газовете можеха да се натрупват.
- Презвездни облаци: Барионната (обикновена) материя следваше тъмната материя в халовете, образувайки газови натрупвания.
4. Ролята на тъмната материя във формирането на структури
4.1 Космическа мрежа
Симулациите на формирането на структури показват, че тъмната материя е решаваща за изграждането на космическата мрежа — структура от нишки. Там, където концентрацията на тъмна материя е най-голяма, се събират и барионните газове, формирайки най-ранните масивни потенциални „кладенци“.
4.2 Студена тъмна материя (ΛCDM)
В съвременната теория ΛCDM се счита, че тъмната материя е „студена“ (нерелятивистична) още от ранните времена, затова може ефективно да се събира. Тези халота на тъмната материя растат йерархично — първоначално се формират малки, които постепенно се сливат в по-големи. В края на Тъмните векове много от тези халота вече съществуваха, готови да станат места, където ще се формират първите звезди (звезди от III популация).
5. Космическа зора: появата на първите звезди
5.1 Звезди от III популация
В крайна сметка в най-гъстите области материята колабира до първите звезди — така наречените звезди от III популация. Тези звезди, съставени почти изцяло от водород и хелий (без по-тежки елементи), вероятно са били значително по-масивни от съвременните. Тяхното запалване бележи края на Тъмните векове.
5.2 Реонизация
След като тези звезди запалиха ядрените реакции, те излъчиха обилни ултравиолетови лъчи, които започнаха да реонизират околния неутрален водород. С разрастването на появата на звезди (и по-късно галактики) зоните на реонизация се увеличиха и се сляха, превръщайки междугалактическата среда от предимно неутрална обратно в доминиращо йонизирано състояние. Тази епоха на реонизация продължи около z ~ 6–10 и окончателно завърши Тъмните векове, разкривайки нова светлинна фаза на Вселената.
6. Предизвикателства и методи за наблюдение
6.1 Защо Тъмните векове са трудни за наблюдение
- Няма ярки източници: Основната причина този период да се нарича "тъмен" е липсата на светлинни обекти.
- КМФ изместване: След рекомбинацията останалите фотони изстинаха и се изместиха извън видимата област.
6.2 21 см космология
Перспективен метод за изследване на Тъмните векове е 21 см хиперфин преход в неутрален водород. По време на Тъмните векове неутралният водород може да абсорбира или излъчва 21 см вълна на фона на КМФ. По същество, картографирайки този сигнал в различно космическо време, може да се види "слоестото" разпределение на неутралния газ.
- Предизвикателства: 21 см сигналът е много слаб и потъва сред силни фонови източници (например нашата галактика).
- Експерименти: Проекти като LOFAR, MWA, EDGES и бъдещият Square Kilometre Array (SKA) се стремят да открият или уточнят наблюденията на 21 см линия от този период.
6.3 Индиректни изводи
Тъй като е трудно да се открие директно електромагнитното излъчване от Тъмните векове, учените правят индиректни изводи чрез космологични симулации и изследват най-ранните галактики, наблюдавани в по-късни периоди (z ~ 7–10).
7. Значение за съвременната космология
7.1 Тестове на модели за формиране на структури
Преходът от Тъмните векове към космическата зора е отлична възможност да се провери как материята се срути, формирайки първите свързани обекти. Сравнявайки наблюденията (особено 21 cm сигнала) с теоретичните модели, може да се уточни разбирането за:
- Природата на тъмната материя и характеристиките на нейните малкомащабни структури.
- Първоначалните условия на инфлацията и техните отражения в данните на КМФ.
7.2 Уроци за космическата еволюция
Изследвайки Тъмните векове, космолозите допълват цялостното описание на историята на Вселената:
- Горещият Голям взрив и инфлационните флуктуации.
- Рекомбинация и отделяне на КМФ.
- Гравитационен колапс през Тъмните векове, водещ до първите звезди.
- Реонизация и формиране на галактики.
- Растеж на галактиките и мрежата от големи космически структури.
Всички тези етапи са свързани, а с по-доброто познаване на един, се разкриват по-дълбоко и другите.
Заключение
Тъмните векове са значим етап в развитието на Вселената, когато нямаше светлина от звезди, но протичаха активни гравитационни сблъсъци. Именно тогава материята започна да се събира в първите свързани структури и подготви почвата за началото на галактиките и купове. Въпреки че е трудно да се наблюдава този период директно, той е изключително важен за разбирането как Вселената премина от равномерното разпределение на материята след рекомбинацията към изразения структуриран космос, който виждаме сега.
Бъдещият напредък в 21 cm космологията и изключително чувствителните радио наблюдателни технологии обещават да осветят този слабо познат „тъмен“ период, показвайки как първичният водород и хелий се събраха, за да блеснат първите проблясъци на светлина — космическа зора, която позволи формирането на неизброимо множество звезди и галактики.
Връзки и допълнително четиво
- Barkana, R., & Loeb, A. (2001). “In the Beginning: The First Sources of Light and the Reionization of the Universe.” Physics Reports, 349, 125–238.
- Ciardi, B., & Ferrara, A. (2005). “The First Cosmic Structures and their Effects.” Space Science Reviews, 116, 625–705.
- Loeb, A. (2010). How Did the First Stars and Galaxies Form? Princeton University Press.
- Furlanetto, S. R., Oh, S. P., & Briggs, F. H. (2006). “Cosmology at Low Frequencies: The 21 cm Transition and the High-Redshift Universe.” Physics Reports, 433, 181–301.
- Planck Collaboration. https://www.cosmos.esa.int/web/planck
Въз основа на тези изследвания, Тъмните векове не са просто празна пауза, а изключително важна връзка между подробно изследваната епоха на КМФ и ярката Вселена на звезди и галактики — епоха, чиито тайни започваме да разкриваме едва сега.