Rekombinacija i prvi atomi

1. Ankstyvoji plazmos būsena

Įsivaizduokite, kad bandote įžiūrėti kitą tiršto rūko pripildyto kambario pusę. Šviesos yra, bet nuolatinė jos sklaida neleidžia aiškiai matyti pro rūką. Jaunoje Visatoje kilo panaši problema, tik jos „rūką“ daugiausia sudarė laisvieji elektronai, o ne vandens lašeliai.

Po Didžiojo sprogimo nukleosintezės įprastąją medžiagą daugiausia sudarė vandenilio branduolių (pavienių protonų), helio branduolių ir elektronų mišinys. Šias daleles supo milžiniška fotonų gausa. Dujos, kuriose elektronai yra atskirti nuo atomų branduolių, vadinamos plazma.

Laisvąjį elektroną sutikęs fotonas galėjo pakeisti kryptį dėl Tomsono sklaidos. Kadangi laisvųjų elektronų buvo tiek daug, fotonai vis keitė kryptį, užuot laisvai keliavę dideliais atstumais. Būtent tai kosmologai turi omenyje sakydami, kad ankstyvoji Visata buvo neskaidri.^[1]

Plėtimasis pakeitė sąlygas

Visatai plečiantis, medžiaga retėjo, o foninė spinduliuotė vėso. Jos temperatūra mažėjo apytikriai atvirkščiai proporcingai kosminiam mastelio faktoriui – dydžiui, nusakančiam, kaip plečiantis Visatai didėja atstumai.

Questo raffreddamento modificò gradualmente l’equilibrio tra due processi concorrenti: l’attacco degli elettroni ai nuclei e la distruzione degli atomi appena formati da parte della radiazione. La ricombinazione divenne importante quando gli atomi neutri poterono accumularsi, invece di essere quasi subito ionizzati di nuovo.^[2]

2. Come si formarono gli atomi neutri

Un protone, un elettrone e rilascio di energia

L’atomo neutro più semplice è l’atomo di idrogeno: un protone e un elettrone legato a esso. Le loro cariche elettriche opposte si compensano, perciò la carica elettrica totale dell’atomo è nulla. In modo semplificato, la cattura dell’elettrone si può descrivere così:

La radiazione emessa porta via energia, così l’elettrone può restare legato. Il processo inverso è la fotoionizzazione: un atomo assorbe un fotone sufficientemente energetico e perde un elettrone.

La parola ricombinazione è un termine storico. Nella storia dell’Universo descrive la formazione dei primi atomi neutri diffusi, non il ripristino di un Universo precedente già colmo di tali atomi. Inoltre, non si trattò della formazione dei nuclei atomici: i nuclei si erano formati molto prima.

Perché l’Universo dovette raffreddarsi così tanto?

Per strappare un elettrone dallo stato fondamentale di un atomo di idrogeno occorrono 13,6 elettronvolt di energia. Questo non corrisponde a una temperatura di 3.000 K. A 3.000 K, l’energia termica tipica, indicata con k_BT, è solo di circa 0,26 elettronvolt.

Il punto fondamentale è che i fotoni erano incomparabilmente più numerosi dei nuclei atomici. Anche quando le energie tipiche dei fotoni scesero al di sotto della soglia di ionizzazione dell’idrogeno, nella coda ad alta energia dello spettro di radiazione potevano esserci ancora abbastanza fotoni ionizzanti da ritardare l’aumento dell’idrogeno neutro. Perciò la ricombinazione dipendeva dalla distribuzione delle energie della radiazione e dall’abbondanza dei fotoni, non soltanto dalla soglia energetica di legame.^[2]

Una trasformazione graduale, non un cambiamento universale

Gli atomi neutri non si formarono tutti nello stesso momento. La loro abbondanza cambiò nel tempo, mentre competevano la cattura degli elettroni, la ionizzazione, le transizioni atomiche e l’espansione dell’Universo. La data di circa 380.000 anni, spesso citata, è particolarmente utile per descrivere l’epoca dell’ultima diffusione della radiazione CMB; non è la data di nascita di ogni atomo neutro.

Rekombinacija također nije bila potpuna: ostala je mala količina slobodnih elektrona. Svemir je morao postati dovoljno proziran da bi većina fotona pozadinskog zračenja mogla slobodno putovati - nije morao biti potpuno bez nabijenih čestica.^[3]

Helij je imao vlastitu povijest rekombinacije

Jezgre helija također su vezale elektrone u dvije faze: potpuno ionizirana jezgra helija prvo je vezala jedan elektron, zatim drugi i postala neutralna. Te su se faze odvijale prije glavne promjene vodika, pri drukčijim temperaturnim uvjetima.

Ipak, konačno nestajanje elektronske magle ponajviše je uzrokovao vodik jer je bio najzastupljenija vrsta atoma. Zato je „prvi atomi” prikladan naziv za slijed promjena, a ne jedna reakcija koja se posvuda odvijala u istom trenutku.^[3]

3. Prozirnost svemira i CMB zračenje

Dok su se elektroni spajali s jezgrama u atome, broj slobodnih elektrona koji mogu sudjelovati u Thomsonovu raspršenju naglo se smanjivao. Prosječna udaljenost koju je foton pozadinskog zračenja mogao prijeći između događaja raspršenja - njegov srednji slobodni put- neizmjerno se povećala. Tvar i zračenje više se nisu ponašali kao jedna čvrsto povezana mješavina.

Tri povezana pojma opisuju različite aspekte ove promjene:

Ti se procesi vremenski preklapaju, no nisu međusobno zamjenjivi opisi jedne pojave koja se dogodila u trenu.^[2]

Ta „površina” nije zid oko Svemira

Gledati dalje znači i gledati u prošlost. Iz svih smjerova do nas dopiru CMB fotoni iz udaljenih područja u kojima su se posljednji put raspršili u tom ranom razdoblju. Sva ta područja zajedno čine ono što nazivamo površinom posljednjeg raspršenja.

To nije čvrsta granica ni rub cijelog prostora. To je promatranjima određena površina, koja ovisi o tome koji drevni fotoni danas mogu doprijeti do nas. Promatrač na drugome mjestu imao bi odgovarajuću površinu sa središtem na mjestu na kojem se nalazi. Budući da je razdvajanje trajalo, tu je površinu točnije shvatiti kao sloj određene debljine.^[2][4]

CMB zračenje bilo je oslobođeno, a ne tek stvoreno

Zračenje koje čini najveći dio CMB-a postojalo je i prije rekombinacije. Stvaranjem atoma znatno se smanjilo raspršenje koje mu je dotad priječilo slobodno širenje. Tijekom same rekombinacije nastali su i fotoni, no oni čine tek malen dodatni doprinos, a ne izvor cjelokupnog pozadinskog zračenja.^[4]

Zašto je ta drevna svjetlost danas mikrovalno zračenje

U vrijeme posljednjeg raspršenja toplinski spektar pozadinskog zračenja odgovarao je temperaturi od približno 3 000 K, a velik dio zračenja bio je u području infracrvenih valnih duljina i vidljive svjetlosti. Kako se prostor širio, valne duljine fotona povećavale su se, a njihova energija smanjivala.

Temperatura te iste pozadine danas iznosi oko 2,725 K, a opažamo je uglavnom u mikrovalnom području. Ta temperatura opisuje pozadinsko zračenje, a ne temperaturu svakog objekta ili oblaka plina u Svemiru.^[5]

Današnja temperatura i crveni pomak od otprilike 1 100 omogućuju nam da izračunamo kako je tadašnja temperatura bila blizu 3 000 K. Širenje povezuje slabo mikrovalno zračenje koje danas mjerimo s mnogo toplijim zračenjem mladog Svemira.^[4]

4. Mračno doba Svemira

Prozirna, ali još neobasjana zvijezdama

Nakon glavnog rekombinacijskog prijelaza običnu materiju uglavnom su činili neutralni vodik i helij. U Svemiru je i dalje bilo pozadinskog zračenja i tamne tvari, no zvijezde i galaksije još se nisu bile oblikovale.

Šis laikotarpis vadinamas kosminiais tamsiaisiais amžiais. Žodis „tamsieji“ reiškia, kad nebuvo žvaigždžių ir kitų atskirų šviesos šaltinių, o ne kad išnyko visi fotonai. Esama šiluminė foninė spinduliuotė toliau vėso, o jos bangos ilgėjo.

Žodis „skaidri“ taip pat nereiškė vienodo skaidrumo visų ilgių bangoms. Neutralus vandenilis gali sugerti tam tikrų bangos ilgių ultravioletinę spinduliuotę ir jonizuojančiąją spinduliuotę, tačiau praleisti didžiąją dalį gerokai mažesnės energijos foninės spinduliuotės. Skaidrumas visada priklauso nuo to, apie kokią šviesą kalbama.^[8]

Gravitacija veikė visą tamsųjį laikotarpį

Medžiaga buvo pasiskirsčiusi ne visiškai tolygiai. Šiek tiek tankesnės sritys traukė aplinkinę medžiagą, o skirtumas tarp tankių ir retų sričių pamažu didėjo. Ilgainiui dalis dujų susitelkė į debesis, kuriuose galėjo susiformuoti pirmosios kartos žvaigždės.

Pirmosios žvaigždės žymi kosminės aušros pradžią ir bežvaigždžių tamsiųjų amžių pabaigą. Nėra vienos visuotinai pripažintos tikslios jų atsiradimo datos; pagal bendrąjį vaizdą šis perėjimas įvyko per pirmuosius kelis šimtus milijonų metų.^[6][8]

Kosminė aušra ir rejonizacija – skirtingi raidos etapai

Atsirandant pirmiesiems šviesos šaltiniams, jų ultravioletinė spinduliuotė ėmė atplėšti elektronus nuo aplinkinių vandenilio atomų. Šis vėlesnis virsmas vadinamas rejonizacija.

Ji pamažu plito tarpgalaktinėse dujose ir nebuvo baigta, kai atsirado pirmoji žvaigždė. Praėjus maždaug milijardui metų po Didžiojo sprogimo, didžioji dalis išretėjusio tarpgalaktinio vandenilio jau vėl buvo jonizuota. Taigi pirmoji žvaigždžių šviesa ir vėlesnė plačiai išplitusi rejonizacija yra tos pačios besirutuliojančios istorijos dalys, tačiau jų nederėtų laikyti vienu įvykiu.^[8]

5. Kodėl rekombinacija svarbi

Ji pakeitė įprastosios medžiagos telkimosi sąlygas

Iki atsiskyrimo įprastoji medžiaga buvo stipriai susieta su spinduliuote. Gravitacija traukė tankesnių sričių medžiagą į jų vidų, o fotonų ir medžiagos mišinio slėgis priešinosi suspaudimui ir palaikė akustinius svyravimus.

Pagal standartinį kosmologinį modelį tamsioji medžiaga su ta spinduliuote nebuvo susieta taip pat. Jos tankio netolygumai galėjo vystytis anksčiau, sudarydami gravitacines sankaupas, į kurias vėliau krito įprastosios dujos.

Odvajanje zračenja znatno je oslabilo njegovu silu otpora koja je djelovala na običnu tvar, pa se plin pod utjecajem gravitacije mogao učinkovitije skupljati. Tlak i hlađenje plina i dalje su bili važni, pa se zvijezde nisu pojavile odmah. Rekombinacija je promijenila uvjete rasta; nije pokrenula gravitaciju niti stvorila sve početne fluktuacije gustoće.^[6]

Ostavilo je zapis ranog svemira koji možemo protumačiti

Kozmičko mikrovalno pozadinsko zračenje (CMB) iznimno je jednoliko, ali ne i potpuno. Njegove male vlastite fluktuacije temperature iznose približno jedan dio od 100 000. Značajke raspodjele tih fluktuacija čuvaju informacije o ranijoj raspodjeli tvari i njezinu gibanju, kao i o gravitacijskim učincima.

To nisu fotografije već oblikovanih galaktika. To su dokazi o ranijim uvjetima iz kojih se razvila kozmička struktura. Mjerenja satelita COBE, WMAP i Planck pretvorila su te slabe fluktuacije u detaljan zapis opažanja.^[10]

Uspoređujući izmjerene raspodjele temperature i polarizacije s fizikalnim modelima, kozmolozi procjenjuju veličine kao što su gustoća obične tvari, gustoća tamne tvari i svojstva primarnih fluktuacija. Na temelju konkretnog kozmološkog modela, ta mjerenja omogućuju i utvrđivanje granica starosti svemira i njegove povijesti širenja.

Ta je razlika važna: izmjerena raspodjela CMB-a rezultat je opažanja, dok parametri utvrđeni na temelju nje ovise o modelu na čijim se temeljima ta raspodjela tumači. Točan opis fizike rekombinacije dio je poveznice između tih dviju stvari.^[7]

Pomaže provjeriti teoriju vrućeg Velikog praska

Spektar CMB-a vrlo točno odgovara spektru apsolutno crnog tijela, karakterističnom za toplinsko zračenje sustava u ravnoteži. Izvanredna glatkoća tog spektra u cijelom rasponu valnih duljina snažan je dokaz da je svemir nekoć bio vruć i gust.^[5]

Kozmolozi također uspoređuju gustoću obične tvari utvrđenu na temelju CMB-a s obiljem lakih elemenata koje objašnjava nukleosinteza Velikog praska. Riječ je o različitim fazama kozmičke povijesti, pa je podudaranje njihovih rezultata vrijedna provjera dosljednosti, a ne samo ponovljeno isto mjerenje.^[7]

6. Pogled u budućnost: osluškivanje vodika

Teško je istraživati svemir bez zvijezda uobičajenim snimkama, ali neutralni vodik nudi drugu mogućnost – to je linija od 21 centimetra, radijski signal povezan s prijelazom između dvaju atomskih stanja s malo različitom energijom.

Kako se svemir širi, ta se valna duljina povećava. Stoga opažanja na različitim radijskim frekvencijama u načelu mogu pružiti podatke o vodiku u različitim razdobljima te pomoći u rekonstrukciji njegove raspodjele, temperature i promjenjive povezanosti s prvim izvorima svjetlosti.

To bi omogućilo nastavak priče od rane slike svemira zabilježene u CMB-u do razdoblja u kojem su rasle prve strukture. Međutim, taj je signal teško izdvojiti: radiozračenje iz prednjeg plana, učinke instrumenata i smetnje treba razlučiti od mnogo slabijeg kozmološkog signala.

To bi znanosti omogućilo promatranje samog plina, umjesto oslanjanja samo na zvijezde koje su se s vremenom iz njega oblikovale. Zato vodik može postati poveznica između rekombinacije, mračnog doba i prvih struktura te kozmičke zore.^[9]

7. Ključna ideja

Tijekom rekombinacije promijenila se interakcija tvari i svjetlosti. Elektroni su se vezali uz jezgre i oblikovali neutralne atome, broj slobodnih elektrona se smanjio, a većina fotona pozadinskog zračenja mogla je započeti putovanje kroz uglavnom proziran svemir.

Tako nastala slika CMB-a čuva jedno poglavlje rane povijesti svemira. U međuvremenu se obična tvar nastavila okupljati pod utjecajem gravitacije tijekom razdoblja bez zvijezda, koje je naposljetku završilo pojavom prvih zvijezda i galaksija.