Perioden før stjernedannelse, da materie begynte å gravitere sammen i tettere områder
Etter rekombinasjonsepoken — da universet ble gjennomsiktig for stråling og det kosmiske mikrobølgebakgrunnen (KMB) oppsto — kom en lang periode kalt De mørke tidsalder. På den tiden fantes det ingen lysende kilder (stjerner eller kvasarer), så universet var virkelig mørkt. Likevel, selv om synlig lys ikke var til stede, pågikk viktige prosesser: materie (hovedsakelig hydrogen, helium og mørk materie) begynte å gravitere sammen, og la grunnlaget for dannelsen av de første stjernene, galaksene og de store strukturene.
I denne artikkelen vil vi diskutere:
- Definisjonen av de mørke tidsalder
- Universets avkjøling etter rekombinasjon
- Veksten av tetthetsfluktuasjoner
- Den mørke materiens rolle i strukturdannelse
- Den kosmiske daggry: fremveksten av de første stjernene
- Observasjonsutfordringer og metoder
- Betydningen for moderne kosmologi
1. Definisjon av de mørke tidsalderne
- Tidsgrense: Omtrent fra 380 000 år etter Big Bang (slutten av rekombinasjonen) til dannelsen av de første stjernene, som startet omtrent 100–200 millioner år senere.
- Nøytralt univers: Etter rekombinasjon kombinerte nesten alle protoner og elektroner seg til nøytrale atomer (for det meste hydrogen).
- Ingen betydelige lyskilder: Uten stjerner eller kvasarer var det ingen sterke strålingskilder, og universet var nesten "usynlig" i store deler av det elektromagnetiske spekteret.
I de mørke tidsalderne fortsatte det kosmiske mikrobølgebakgrunns fotoner å bevege seg fritt og avkjøles mens universet utvidet seg. Disse fotonene skiftet imidlertid til mikrobølgeområdet og ga bare svak belysning på den tiden.
2. Universets avkjøling etter rekombinasjon
2.1 Temperaturendring
Etter rekombinasjon (da temperaturen var rundt 3 000 K) fortsatte universet å utvide seg og temperaturen falt. I begynnelsen av de mørke tidsalderne var temperaturen til bakgrunnsfotonene noen titalls til hundrevis av kelvin. Nøytralt hydrogen dominerte, mens helium utgjorde en mindre andel (~24 % av massen).
2.2 Ioniseringsgrad
En liten andel elektroner forble likevel ionisert (omtrent én del av 10 000 eller mindre) på grunn av ulike restprosesser og en liten mengde varm gass. Denne lille ioniseringsgraden påvirket energioverføringer og kjemi noe, men universet var generelt for det meste nøytralt — svært forskjellig fra den tidligere ioniserte plasma-tilstanden.
3. Vekst av tetthetsfluktuasjoner
3.1 Frø fra det tidlige univers
Små tetthetsforstyrrelser, synlige i CMB som temperaturanisotropier, ble dannet av kvantefluktuasjoner i den tidlige perioden (for eksempel under inflasjon, hvis det scenariet er korrekt). Etter rekombinasjon representerte disse forstyrrelsene små materieoverskudd eller -mangler.
3.2 Materiens dominans og gravitasjonskollaps
I de mørke tidsalderne var universet allerede materiens rike — her spilte mørk og baryonisk materie en avgjørende rolle, ikke stråling. I områder med litt høyere tetthet samlet gravitasjonskraften gradvis mer materie. Over tid vokste disse overskuddssentrene, noe som førte til:
- Mørk materie-haloer: Konsentrasjoner av mørk materie som dannet gravitasjonelle brønner hvor gass kunne hope seg opp.
- Førstjerneskyskyer: Baryonisk (vanlig) materie fulgte etter mørk materie-haloer og dannet gassansamlinger.
4. Mørk materies rolle i strukturforming
4.1 Det kosmiske nettet
Simuleringer av strukturdannelse viser at mørk materie er avgjørende for å konstruere det kosmiske nettet — en filamentstruktur. Der hvor konsentrasjonen av mørk materie er størst, samler også baryoniske gasser seg, og danner de tidligste massive potensielle "sengene".
4.2 Kald mørk materie (ΛCDM)
I moderne ΛCDM-teori antas det at mørk materie er "kald" (ikke-relativistisk) fra tidlige tider, og kan derfor effektivt klumpe seg sammen. Disse mørk materie-haloene vokser hierarkisk — først dannes små, som etter hvert smelter sammen til større. Ved slutten av Mørke Tider eksisterte mange slike haloer, klare til å bli steder hvor de første stjernene (populasjon III-stjerner) dannes.
5. Kosmisk daggry: fremveksten av de første stjernene
5.1 Populasjon III-stjerner
Til slutt kollapset materien i de tetteste områdene til de første stjernene — de såkalte populasjon III-stjernene. Disse stjernene, som besto nesten utelukkende av hydrogen og helium (uten tyngre elementer), var sannsynligvis mye mer massive enn dagens stjerner. Deres tenning markerer slutten på Mørke Tider.
5.2 Reionisasjon
Når disse stjernene startet kjernefysiske reaksjoner, utsendte de rikelig med ultrafiolett stråling som begynte å reionisere det omkringliggende nøytrale hydrogenet. Etter hvert som stjerner (og senere galakser) dukket opp, vokste og smeltet reionisasjonssonene sammen, og forvandlet det intergalaktiske mediet fra hovedsakelig nøytralt tilbake til en dominert ionisert tilstand. Denne reionisasjonsepoken varte rundt z ~ 6–10 og avsluttet Mørke Tider, og åpnet et nytt lyskapittel for universet.
6. Observasjonsutfordringer og metoder
6.1 Hvorfor Mørke Tider er vanskelige å observere
- Ingen lyse kilder: Hovedårsaken til at denne perioden kalles "mørk" er mangel på lysende objekter.
- KMF-forskyvning: Fotonene som ble igjen etter rekombinasjonen kjølnet og forskjøv seg ut av det synlige området.
6.2 21 cm kosmologi
En lovende metode for å studere Mørke Tider er 21 cm hyperfin-overgangen i nøytralt hydrogen. I Mørke Tider kunne nøytralt hydrogen absorbere eller sende ut 21 cm-bølgen, med KMF i bakgrunnen. I praksis kan man ved å kartlegge dette signalet over forskjellige kosmiske tider "lagvis" se fordelingen av nøytralt gass.
- Utfordringer: 21 cm-signalet er veldig svakt og drukner blant sterke bakgrunnskilder (f.eks. vår galakse).
- Eksperimenter: Prosjekter som LOFAR, MWA, EDGES og det kommende Square Kilometre Array (SKA) søker å oppdage eller forbedre observasjoner av 21 cm-linjen fra denne perioden.
6.3 Indirekte konklusjoner
Siden det er vanskelig å direkte oppdage elektromagnetisk stråling fra Mørke Tider, trekker forskere indirekte konklusjoner gjennom kosmologiske simuleringer og studerer de tidligste galaksene observert i senere perioder (z ~ 7–10).
7. Betydning for moderne kosmologi
7.1 Testing av modeller for strukturformasjon
Overgangen fra Mørketiden til den kosmiske daggry er en utmerket mulighet til å teste hvordan materie kollapset for å danne de første sammenkoblede objektene. Ved å sammenligne observasjoner (spesielt 21 cm-signalet) med teoretiske modeller, kan man forbedre forståelsen av:
- Mørk materies natur og egenskapene til dens småskala-kollapser.
- Inflasjonens initialbetingelser og deres refleksjoner i CMB-data.
7.2 Leksjoner om kosmisk evolusjon
Ved å utforske Mørketiden kompletterer kosmologer en helhetlig beskrivelse av universets historie:
- Den varme Big Bang og inflasjonsfluktuasjoner.
- Rekombinasjon og CMB-frakobling.
- Gravitasjonskollaps i Mørketiden som fører til de første stjernene.
- Reionisering og galaksedannelse.
- Galaksevekst og nettverket av store kosmiske strukturer.
Alle disse fasene henger sammen, og jo bedre man kjenner én, desto dypere avdekkes også de andre.
Konklusjon
Mørketiden er en viktig fase i universets utvikling, da det ikke var stjernelys, men aktive gravitasjonskollapser pågikk. Det var da materien begynte å samle seg i de første sammenkoblede strukturene og la grunnlaget for galaksers og hoper opprinnelse. Selv om denne epoken er vanskelig å observere direkte, er den avgjørende for å forstå hvordan universet gikk fra en jevn materiefordeling etter rekombinasjonen til det uttrykksfulle strukturerte kosmos vi ser i dag.
Fremtidige fremskritt innen 21 cm-kosmologi og svært følsomme radiomåleteknologier lover å kaste lys over denne lite kjente "mørketiden", og vise hvordan primær hydrogen og helium samlet seg for til slutt å la de første lysglimtene skinne — den kosmiske daggry som muliggjorde dannelsen av utallige stjerner og galakser.
Lenker og videre lesning
- Barkana, R., & Loeb, A. (2001). “I begynnelsen: De første lyskildene og reioniseringen av universet.” Physics Reports, 349, 125–238.
- Ciardi, B., & Ferrara, A. (2005). “De første kosmiske strukturene og deres effekter.” Space Science Reviews, 116, 625–705.
- Loeb, A. (2010). Hvordan dannet de første stjernene og galaksene seg? Princeton University Press.
- Furlanetto, S. R., Oh, S. P., & Briggs, F. H. (2006). “Kosmologi ved lave frekvenser: 21 cm-overgangen og universet ved høy rødforskyvning.” Physics Reports, 433, 181–301.
- Planck Collaboration. https://www.cosmos.esa.int/web/planck
Basert på disse studiene blir Mørketiden ikke bare en tom pause, men en svært viktig forbindelse mellom den grundig undersøkte CMB-epoken og det lyssterke universet av stjerner og galakser — en epoke hvis hemmeligheter vi først nå begynner å avdekke.