В течение сотен миллионов лет большая часть звездного света так и не прошла через космос. Вот как это изменилось.
Формирование звезд кажется самым простым занятием во Вселенной. Соберите немного массы, дайте ей достаточно времени для гравитации и наблюдайте, как она распадается на маленькие плотные комки. Если вы соберете его в достаточном количестве при правильных условиях, звезды, несомненно, появятся. Именно так вы формируете звезды сегодня, и так мы формировали звезды на протяжении всей нашей космической истории, начиная с самых первых через 50-100 миллионов лет после Большого Взрыва.
Но даже с горящими первыми звездами, превращающими водород в более тяжелые элементы и испускающими огромное количество света, Вселенная слишком хорошо поглощает и блокирует этот свет. Причина? Все атомы во Вселенной нейтральны, и их слишком много, чтобы свет звезд мог проникнуть сквозь них. Вселенной потребовались сотни миллионов лет, чтобы пропустить свет. Это жизненно важная часть нашей космической истории, о которой почти никто не догадывается.
Вселенная всегда освещена космическим микроволновым фоном: остаточным излучением самого Большого Взрыва. Менее чем через полмиллиона лет после Большого взрыва сформировались нейтральные атомы, и это излучение просто свободно струилось среди моря атомов. Но это только из-за того, что космическое излучение было гораздо ниже по энергии, чем способны поглотить нейтральные (в основном водородные) атомы.
Если бы энергия излучения была выше, то атомы не только поглощали бы его, но и рассеивали бы во всех направлениях, где оно в дальнейшем поглощалось бы дополнительными атомами. Только потому, что энергия излучения настолько мала , что в основном это инфракрасный свет , оно может свободно проходить сквозь пространство.
Мы видим это даже в нашей собственной галактике: галактический центр не виден в видимом свете. Пыль и газ блокируют его, но инфракрасный свет проходит сквозь него. Это объясняет, почему космический микроволновый фон не поглощается, а свет звезд поглощается.
К счастью, звезды, которые мы формируем, могут быть массивными и горячими, причем самые массивные из них намного ярче и горячее, чем даже наше Солнце. Ранние звезды могут быть в десятки, сотни и даже в тысячу раз массивнее нашего Солнца, а это означает, что температура их поверхности может достигать десятков тысяч градусов, а яркость в миллионы раз превышает яркость нашего Солнца. Эти гиганты представляют наибольшую угрозу для нейтральных атомов, разбросанных по всей Вселенной.
Суть в том, что звезды с температурой выше определенной будут излучать некоторую часть своего света в ультрафиолетовой части спектра: энергии достаточно, чтобы ионизировать нейтральный атом. Для атома водорода в состоянии с самой низкой энергией для его ионизации требуется фотон с энергией 13,6 эВ (или более), которой обладают очень немногие фотоны, испускаемые большинством звезд. Но чем горячее и массивнее ваша звезда, тем больше ионизирующих фотонов они производят. Поскольку это самые короткоживущие звезды, только через несколько миллионов лет после образования новой вспышки звезд вы получаете избыточное количество ионизирующих фотонов.
Если бы все атомы во Вселенной были ионизированы, глубины свободного от звезд пространства были бы свободны для прохождения света, а это означает, что мы могли бы без проблем видеть далекую Вселенную. Но даже если небольшой процент атомов остается нейтральным, этот звездный свет будет эффективно поглощаться, что чрезвычайно затрудняет обнаружение чего-либо, относящегося к эпохе первых звезд и галактик.
Итак, нам нужно, чтобы произошло достаточное количество звездообразования, чтобы оно наполнило Вселенную достаточным количеством ультрафиолетовых фотонов для ионизации достаточного количества нейтральной материи, чтобы звездный свет мог беспрепятственно распространяться. Это требует большого количества звездообразования и требует, чтобы оно происходило достаточно быстро, чтобы ионизированные протоны и электроны не нашли друг друга и снова не рекомбинировали.
Первые звезды вносят небольшой вклад в это, но самые ранние звездные скопления маленькие и недолговечные. Только с ними Вселенная останется нейтральной. Второе поколение звезд, сформировавшееся после смерти первого поколения, живет немногим лучше.
Проблема в том, что эти новообразованные звезды формируются в виде сгустков и скоплений массой максимум в несколько миллионов солнечных. В то время как современная галактика, такая как наш Млечный Путь, может иметь массу около триллиона солнечных масс, заполненную сотнями миллиардов звезд, ранние звездные скопления имеют только около 0,001% от этих чисел. За первые несколько сотен миллионов лет существования нашей Вселенной их едва хватит, чтобы оставить след в нейтральной материи по всему космосу.
Но ситуация начинает меняться, когда звездные скопления сливаются вместе, образуя первые галактики. Когда большие сгустки газа, звезд и другой материи сливаются вместе, они запускают мощный взрыв звездообразования, освещая Вселенную, как никогда раньше. Со временем одновременно происходит множество явлений:
- области с наибольшим скоплением вещества притягивают к себе еще больше ранних звезд и звездных скоплений,
- области, в которых еще не сформировались звезды, могут начать,
- и регионы, где образовались первые галактики, притягивают другие молодые галактики,
все это способствует увеличению общей скорости звездообразования.
Если бы мы составили карту Вселенной в это время, мы бы увидели, что скорость звездообразования увеличивается с относительно постоянной скоростью в течение первых нескольких миллиардов лет существования Вселенной. В некоторых благоприятных регионах достаточное количество вещества ионизируется достаточно рано, чтобы мы могли видеть Вселенную до того, как большинство регионов реионизируется; в других может пройти два или три миллиарда лет, прежде чем последняя нейтральная материя будет унесена ветром.
Если бы вы составили карту нейтральной материи Вселенной с момента начала Большого взрыва, вы бы обнаружили, что она начинает переходить в ионизированную материю сгустками, но вы также обнаружили бы, что на это ушли сотни миллионов лет, чтобы в основном исчезнуть. Он делает это неравномерно и преимущественно вдоль самых плотных участков космической паутины.
В среднем требуется 550 миллионов лет с начала Большого взрыва, чтобы Вселенная стала реионизированной и прозрачной для звездного света. Мы видим это, наблюдая сверхдальние квазары, которые продолжают демонстрировать особенности поглощения, которые вызывает только нейтральное промежуточное вещество. Тем не менее, есть несколько направлений, где материя реионизируется гораздо раньше, что указывает нам на неравномерность формирования структуры и дает нам надежду обнаружить ранние галактики даже раньше, чем этот предел в 550 миллионов лет.
На самом деле, самая ранняя галактика, обнаруженная Хабблом, GN-z11, уже возникла в более раннее время: всего через 407 миллионов лет после Большого взрыва.
Во Вселенной еще нет скоплений галактик, и первые галактики, которые в значительной степени сформировались между 200 и 250 миллионами лет после Большого Взрыва, не будут обнаружены в видимом свете. Но с точки зрения инфракрасной обсерватории, где свет имеет достаточную длину волны, чтобы не поглощаться этими нейтральными атомами, этот звездный свет все-таки может просвечивать.
Не случайно, что космический телескоп Джеймса Уэбба был разработан для наблюдения в ближней и средней инфракрасной части спектра, вплоть до длин волн 30 микрон: около 50 микрон. раз длиннее самой длинноволнового света, который может видеть человеческий глаз.
Свет, созданный в самую раннюю эпоху звезд и галактик, играет свою роль. Ультрафиолетовый свет ионизирует материю вокруг него, позволяя видимому свету проникать все дальше и дальше по мере увеличения доли ионизации. Видимый свет рассеивается во всех направлениях до тех пор, пока реионизация не зайдет достаточно далеко, чтобы наши лучшие современные телескопы могли его увидеть. Но инфракрасный свет, также созданный звездами, проходит даже через нейтральную материю, что дает нашим телескопам 2020-х годов шанс найти их.
Когда звездный свет прорывается сквозь море нейтральных атомов, еще до завершения реионизации, это дает нам шанс обнаружить самые ранние объекты, которые мы когда-либо видели. Когда космический телескоп Джеймса Уэбба запустится, это будет первое, что мы будем искать. Самые дальние уголки Вселенной находятся в поле нашего зрения. Нам просто нужно посмотреть и узнать, что там на самом деле.
Дополнительная информация о том, какой была Вселенная, когда:
- Каково было, когда Вселенная раздувалась?
- Как это было, когда начался Большой Взрыв?
- Каково было, когда Вселенная была самой горячей?
- Как это было, когда Вселенная впервые создала больше материи, чем антиматерии?
- Как это было, когда бозон Хиггса придал Вселенной массу?
- Как это было, когда мы впервые создали протоны и нейтроны?
- Как это было, когда мы потеряли последнюю часть нашей антиматерии?
- Как это было, когда Вселенная создала свои первые элементы?
- Как это было, когда Вселенная впервые создала атомы?
- Каково было, когда во Вселенной не было звезд?
- Как это было, когда первые звезды начали освещать Вселенную?
- Как это было, когда погибли первые звезды?
- Как это было, когда во Вселенной образовалось второе поколение звезд?
- Как это было, когда Вселенная создала самые первые галактики?