Pimeät ajat ja ensimmäiset rakenteet

Linas Juozenas

Jakso ennen tähtien olemassaoloa, jolloin aine alkoi gravitaation vaikutuksesta kasaantua tiheämmiksi alueiksi

Rekombinaatiojakson jälkeen—kun universumi muuttui säteilylle läpinäkyväksi ja kosminen mikroaaltotaustasäteily (CMB) vapautui—seurasi pitkä jakso, joka tunnetaan nimellä Pimeät ajat. Tänä aikana ei ollut vielä olemassa valoa säteileviä lähteitä (tähtiä tai kvasaareja), joten universumi oli kirjaimellisesti pimeä. Vaikka näkyvää valoa ei ollut, tärkeät prosessit olivat käynnissä: aine (pääasiassa vety, helium ja pimeä aine) alkoi gravitaation vaikutuksesta kasaantua, luoden pohjan ensimmäisten tähtien, galaksien ja laajojen rakenteiden muodostumiselle.

Tässä artikkelissa tutkimme:

Mikä määrittelee pimeät ajat
Universumin jäähtyminen rekombinaation jälkeen
Tiheysvaihteluiden kasvu
Pimeän aineen rooli rakenteiden muodostumisessa
Kosminen aamunkoitto: Ensimmäisten tähtien synty
Havaintoon liittyvät haasteet ja menetelmät
Vaikutukset nykyaikaiseen kosmologiaan

1. Mikä määrittelee pimeät ajat

Aikajakso: Noin 380 000 vuotta alkuräjähdyksen jälkeen (rekombinaation päättyessä) aina ensimmäisten tähtien muodostumiseen, joka alkoi todennäköisesti noin 100–200 miljoonaa vuotta alkuräjähdyksen jälkeen.
Neutraali maailmankaikkeus: Rekombinaation jälkeen lähes kaikki protonit ja elektronit yhdistyivät neutraaleiksi atomeiksi (pääasiassa vetyä).
Ei merkittäviä valonlähteitä: Tähtien tai kvasaareiden puuttuessa maailmankaikkeudessa ei ollut uusia kirkkaita säteilylähteitä, tehden siitä käytännössä näkymättömän useimmilla sähkömagneettisen spektrin aallonpituuksilla.

Pimeiden aikojen aikana kosminen mikroaaltotaustasäteily jatkoi vapaata kulkuaan ja jäähtymistään maailmankaikkeuden laajenemisen myötä. Nämä fotonit kuitenkin punasiirtyivät mikroaaltovälille, tarjoten tuolloin vain vähäistä valonlähdettä.

2. Maailmankaikkeuden jäähtyminen rekombinaation jälkeen

2.1 Lämpötilan kehitys

Rekombinaation jälkeen (kun lämpötila oli noin 3 000 K) maailmankaikkeus jatkoi laajenemistaan ja sen lämpötila laski edelleen. Pimeiden aikojen alkaessa taustafotonien lämpötila oli kymmeniä tai satoja kelvinejä. Neutraalit vetyatomit hallitsivat, ja helium muodosti pienemmän osuuden (~24 % massasta).

2.2 Ionisaatio-osuus

Pieni osa vapaista elektroneista pysyi ionisoituneina (järjestyksessä yksi osa 10 000:sta tai vähemmän) jäännösprosessien ja kuuman kaasun jälkien vuoksi. Tämä pieni osuus vaikutti hienovaraisesti energiansiirtoon ja kemiaan, mutta yleisesti ottaen maailmankaikkeus oli pääosin neutraali—terävä kontrasti aiempaan ionisoituneeseen plasma-tilaan.

3. Tiheyden vaihtelun kasvu

3.1 Siemenet varhaisesta maailmankaikkeudesta

Pienet tiheyden häiriöt—näkyvissä CMB:ssä lämpötilan anisotropioina—saivat alkunsa kvanttivaihteluista inflaation aikana (jos inflaatioparadigma on oikea). Rekombinaation jälkeen nämä häiriöt edustivat pieniä ylitiheyksiä ja alitiheyksiä aineessa.

3.2 Aineen hallinta ja gravitaatiokollapsi

Pimeiden aikojen aikana maailmankaikkeudesta oli tullut aineen hallitsema—pimeä aine ja baryoninen aine ohjasivat sen dynamiikkaa enemmän kuin säteily. Alueilla, joissa tiheys oli hieman korkeampi, gravitaatiovoima alkoi vetää lisää ainetta puoleensa. Ajan myötä nämä ylitiheydet kasvoivat, luoden pohjan:

Pimeän aineen halot: Pimeän aineen kokkareita, jotka tarjosivat gravitaatiokuopat, joihin kaasu saattoi kerääntyä.
Esitähtipilvet: Baryoninen (normaali) aine seurasi pimeän aineen halojen gravitaatiovuorovaikutusta, muodostaen lopulta kaasupilviä.

4. Pimeän aineen rooli rakenteen muodostumisessa

4.1 Kosminen verkko

Rakenteen muodostumisen simulaatiot osoittavat, että pimeällä aineella on keskeinen rooli muodostettaessa kosmista verkkoa filamenttimaisista rakenteista. Missä tahansa pimeän aineen tiheys oli suurin, baryoninen kaasu myös kertyi, mikä johti varhaisimpiin laajamittaisiin potentiaalikuoppiin.

4.2 Kylmän pimeän aineen (CDM) paradigma

Vallitseva teoria, ΛCDM, olettaa, että pimeä aine on varhain "kylmää" (ei-relativistista), mikä mahdollistaa sen tehokkaan kasaantumisen. Nämä pimeän aineen halot kasvoivat hierarkkisesti—pienet halot muodostuivat ensin ja yhdistyivät ajan myötä rakentaen suurempia rakenteita. Pimeiden aikojen lopussa monia tällaisia haloja oli olemassa, valmiina isännöimään ensimmäisiä tähtiä (Populaatio III -tähtiä).

5. Kosminen koitto: Ensimmäisten tähtien synty

5.1 Populaatio III -tähdet

Lopulta gravitaatiokollapsi tiheimmillä alueilla johti ensimmäisiin tähtiin—joita usein kutsutaan Populaatio III tähdiksi. Nämä tähdet koostuivat lähes kokonaan vedystä ja heliumista (ei raskaampia alkuaineita) ja olivat todennäköisesti hyvin massiivisia verrattuna nykyisiin tyypillisiin tähtiin. Niiden muodostuminen merkitsee siirtymää pois Pimeiltä ajoilta.

5.2 Uudelleenionisaatio

Kun nämä tähdet sytyttivät ydinfuusion, ne tuottivat runsaasti ultraviolettisäteilyä, joka alkoi uudelleenionisoida ympäröivää neutraalia vetykaasua. Kun lisää tähtiä (ja varhaisia galakseja) muodostui, uudelleenionisaatiotaskut kasvoivat ja limittyivät, muuttaen intergalaktisen aineen pääosin neutraalista takaisin pääosin ionisoituneeksi. Tämä uudelleenionisaation aikakausi kesti noin z ~ 6–10, päättäen Pimeät ajat lopullisesti tuomalla uutta valoa maailmankaikkeuteen.

6. Havainnointiin liittyvät haasteet ja menetelmät

6.1 Miksi Pimeitä aikoja on vaikea havaita

Ei kirkkaita lähteitä: Pääsyy siihen, miksi tätä aikaa kutsutaan Pimeiksi ajoiksi, on valaisevien kohteiden puute.
CMB:n punasiirtymä: Rekombinaation jälkeiset fotonit jäähdyttivät eivätkä enää olleet näkyvällä alueella.

6.2 21 cm:n kosmologia

Lupaava menetelmä Pimeiden aikojen tutkimiseen liittyy neutraalin vedyn 21 cm:n hyperhienorakenteen siirtymään. Pimeiden aikojen aikana neutraali vety saattoi absorboida tai emittoida 21 cm:n säteilyä CMB:n taustaa vasten. Periaatteessa tämän signaalin kartoittaminen kosmisessa ajassa tarjoaa "tomografisen" näkymän neutraalin kaasun jakautumiseen.

Haasteet: 21 cm:n signaali on erittäin heikko ja peittyy voimakkaiden etualan säteilyjen alle (galaksistamme jne.).
Kokeet: Projektit kuten LOFAR, MWA, EDGES ja tulevat instrumentit, kuten Square Kilometre Array (SKA), pyrkivät havaitsemaan tai tarkentamaan havaintoja tämän aikakauden 21 cm:n linjasta.

6.3 Epäsuorat päätelmät

Vaikka suora sähkömagneettinen havainto Pimeiltä ajoilta on vaikeaa, tutkijat tekevät epäsuoria päätelmiä kosmologisten simulaatioiden avulla ja tutkimalla varhaisimpien havaittujen galaksien ominaisuuksia myöhemmillä aikakausilla (esim. z ~ 7–10).

7. Vaikutukset nykyaikaiseen kosmologiaan

7.1 Rakenteiden muodostumisen mallien testaaminen

Siirtymä Pimeistä ajoista Kosmiseen aamunkoittoon tarjoaa luonnollisen laboratorion testata, miten aine romahti muodostaen ensimmäiset sidotut kohteet. Havainnointien (erityisesti 21 cm:n signaalien) sovittaminen teoreettisiin ennusteisiin tarkentaa ymmärrystämme:

Pimeän aineen luonne ja sen pienimittakaavaiset kokontumisominaisuudet.
Inflaation asettamat alkuolosuhteet ja CMB:hen painautuneet piirteet.

7.2 Oppeja kosmisesta evoluutiosta

Pimeiden aikojen tutkiminen auttaa kosmologeja kokoamaan jatkuvaa kertomusta:

Kuuma alkuräjähdys ja inflaatiovaihtelut.
Rekombinaatio ja CMB:n vapautuminen.
Pimeiden aikojen gravitaatiollinen romahdus, joka johti ensimmäisiin tähtiin.
Uudelleenionisaatio ja galaksien muodostuminen.
Galaksien ja laajamittaisten kosmisten verkostorakenteiden kasvu.

Jokainen vaihe on yhteydessä toisiinsa, ja yhden ymmärtäminen lisää tietämystämme muista.

Yhteenveto

Pimeät ajat edustavat muotoutuvaa ajanjaksoa kosmisessa historiassa – aikaa ennen tähtivaloa, mutta voimakkaan gravitaatiotoiminnan aikaa. Kun aine alkoi kokontua ensimmäisiksi sidotuiksi kohteiksi, kylvettiin siemenet galakseille ja klustereille. Vaikka tämän ajanjakson suora havainnointi on haastavaa, se on ratkaisevan tärkeä universumin siirtymän ymmärtämiseksi recombinaation jälkeisestä aineen tasaisesta jakautumisesta siihen rikkaasti rakenteelliseen kosmokseen, jonka näemme tänään.

Tulevat edistysaskeleet 21 cm:n kosmologiassa ja korkean herkkyyden radiohavainnoissa lupaavat valaista näitä himmeitä ”pimeitä” aikoja, paljastaen, miten alkuaikojen vety- ja heliumkeitto kokoonpani ensimmäisiksi kirkkaina kipinöinä – ennustaen Kosmista aamunkoittoa ja lopulta synnyttäen lukemattomat tähdet ja galaksit, jotka täyttävät universumin.

Lähteet ja lisälukemista

Barkana, R., & Loeb, A. (2001). ”Alussa: Ensimmäiset valonlähteet ja universumin uudelleenionisaatio.” Physics Reports, 349, 125–238.
Ciardi, B., & Ferrara, A. (2005). ”Ensimmäiset kosmiset rakenteet ja niiden vaikutukset.” Space Science Reviews, 116, 625–705.
Loeb, A. (2010). Kuinka ensimmäiset tähdet ja galaksit muodostuivat? Princeton University Press.
Furlanetto, S. R., Oh, S. P., & Briggs, F. H. (2006). ”Kosmologia matalilla taajuuksilla: 21 cm:n siirtymä ja korkean punasiirtymän universumi.” Physics Reports, 433, 181–301.
Planck Collaboration. https://www.cosmos.esa.int/web/planck

Näiden yhteisten oivallusten kautta Pimeät ajat eivät näyttäydy pelkästään tyhjänä ajanjaksona, vaan keskeisenä siltana hyvin tutkittujen CMB-ajanjakson ja kirkkaan, aktiivisen tähtien ja galaksien universumin välillä – aikakautena, jonka salaisuudet ovat vasta alkamassa paljastua tieteelliselle tutkimukselle.

← Edellinen artikkeli Seuraava artikkeli →

Takaisin ylös

Takaisin blogiin

Maa- ja alue

Kieli