В течение примерно 100 миллионов лет во Вселенной не было звезд. Как это было тогда?
Самые ранние стадии развития Вселенной были чрезвычайно насыщены событиями. Космическая инфляция произошла, а затем закончилась, породив Большой Взрыв. Вселенная охлаждалась и расширялась из своих самых горячих и плотных стадий, производя больше материи, чем антиматерии, а затем стабильные протоны, атомные ядра и, в конце концов, даже нейтральные атомы, и все это посреди моря излучения и нейтрино.
К тому времени, когда прошло 500 000 лет, во Вселенной преобладает материя, море радиации достаточно прохладно, чтобы атомы не могли ионизироваться, и гравитация начинает работать всерьез. Но для образования даже самой первой звезды во Вселенной потребуется от 50 до 100 миллионов лет. Все время между ними Вселенная действительно переживает свои темные века. Вот как это было.
Когда впервые образовались нейтральные атомы, это означает время, когда фотоны перестали рассеиваться на свободных электронах, поскольку свободные электроны присутствуют только тогда, когда ваши атомы ионизированы в виде плазмы. Тогда излучение просто распространяется по прямой линии; ему не от чего рассеиваться, он просто движется со скоростью света.
Этот свет исходит со всех сторон и почти идеально однороден: он начинается с температуры 2970,8 К, что в этот момент кажется желто-оранжевым цветом. Но некоторые области немного горячее, чем другие, достигая температуры около 2971,0 К, в то время как другие немного холоднее, около 2970,6 К. Это может показаться не таким уж большим, но это самый важный фактор в том, как наша Вселенная будет развиваться и расти отсюда..
Причина в том, что все излучение на самом деле имеет одну и ту же температуру с самого начала, но среда, в которой оно живет, может незначительно отличаться от места к месту. Некоторые регионы имеют точно такую же среднюю плотность, что и вся Вселенная, но в других регионах материи немного больше (или меньше), чем в среднем.
Области с пониженной плотностью, поскольку в них меньше материи, имеют меньшую гравитацию. Когда фотон покидает эту область, он имеет меньший гравитационный потенциал, с которым нужно бороться, а это означает, что он теряет меньше энергии из-за гравитационного красного смещения, становясь более горячим, чем обычно.
С другой стороны, в сверхплотных областях больше материи, и, следовательно, им приходится бороться с большей гравитацией. Когда фотоны выходят наружу, они теряют больше энергии, чем обычно, и поэтому в целом становятся холоднее или менее энергичными.
Таким образом, вы можете подумать, что все, что осталось сделать, это чтобы эти сверхплотные области слипались и притягивали все больше и больше материи, как того требует гравитация, пока мы не сформируем звезды. Но это еще не все. Фотонам, как части Вселенной, есть что добавить к истории, прежде чем они просто растворятся в космическом фоне.
Гравитация работает точно так же, как вы думаете: все массы притягиваются друг к другу, и там, где у вас больше всего массы, она предпочтительно притягивает всю другую массу вокруг себя. Даже в расширяющейся Вселенной эти сверхплотные области притягивают массу из любой близлежащей менее плотной области, особенно из менее плотных областей, которые в лучшем случае могут лишь слабо удерживать свою материю.
Гравитация в этом смысле является убегающей силой. Чем больше материи притягивается к какой-либо области, тем успешнее гравитация притягивает в нее дополнительную материю. Но как бы верно это ни было, материя и гравитация - не единственные вещи, происходящие в это время. Есть также излучение в виде этих фотонов. И хотя материя - как темная материя, так и атомарная материя - гравитационно притягивает массивные частицы, она также притягивает излучение в наиболее плотные области.
И излучение, в отличие от материи, имеет давление. То же самое давление, которое удерживает звезду, подобную нашему Солнцу, от гравитационного коллапса, также может удерживать эти коллапсирующие газовые облака и замедлять скорость их роста. Даже во Вселенной с преобладанием материи, пока излучение все еще важно, избыточная плотность материи может расти только медленно.
В течение миллионов лет скорость роста сильно ограничена. Но на самых ранних стадиях, поскольку мы сформировали нейтральные атомы из (в основном) протонов и электронов, излучается новая форма света: свет от переворачивающегося атома водорода.
Атомы водорода состоят из одного протона и одного электрона, и каждый из них имеет собственный спин: +½ или -½. Существует небольшая разница в общей энергии между системой, в которой протон и электрон имеют одинаковый спин (+½, +½ или -½, -½), что делает ее немного более высокой по энергии, чем там, где они имеют противоположные спины. (либо +½, -½, либо -½, +½). В масштабах времени около 10 миллионов лет конфигурации, в которых они имеют одинаковый спин, спонтанно перевернутся, испустив фотон с определенной длиной волны, 21 см, когда это произойдет.
Хотя Космическое микроволновое фоновое излучение исходит от последствий самого Большого взрыва, поверх него появляется слабый крошечный сигнал: 21-сантиметровое излучение примерно 46% (по количеству) все атомы во Вселенной. Каждый атом водорода, который спонтанно образуется в состоянии, когда протоны и электроны выровнены, будет излучать свет таким образом, и будет делать это каждый раз, когда образуются новые атомы водорода.
Но одновременно происходят и другие процессы, которые будут еще более важны для этой материи, порождающей известную нам Вселенную. Нам предстоит пройти долгий путь с того момента, как мы сформируем нейтральные атомы, и нам нужна помощь фотонов, вызывающих красное смещение, и гравитация, втягивающая материю в сверхплотные комки, чтобы это произошло.
За первые 3 миллиона лет температура падает с ~3000 К до 800 К, изменяя цвета излучения от желто-оранжевого до оранжевого и красного, где оно, наконец, охлаждается настолько, что становится невидимым для человеческого глаза. Падающее радиационное давление позволяет сгусткам материи расти, но только примерно в четыре раза больше, чем они были, когда испускался реликтовый фон.
К тому времени, когда Вселенной будет от 15 до 20 миллионов лет, она остынет примерно до температуры, которую мы наблюдаем здесь, на Земле: температура пустого пространства примерно комнатная. Сгустки материи, которые были чуть плотнее среднего (возможно, 1 часть на 30 000), теперь имеют плотность примерно 10-15 частей на 30 000, равную средней плотности. Самые плотные глыбы начали расти несколько быстрее и могут быть на 60-90 частей на 30 000 плотнее, чем в среднем: около 0,2% или 0,3% избыточной плотности.
Видите ли, материя может достичь критической плотности. До этого момента сверхплотные области растут, как если бы они следовали прямому закону: когда температура Вселенной составляет половину температуры, сгустки материи увеличиваются до удвоения их первоначальной сверхплотности. Но когда вы проходите определенный, критический порог, комки начинают расти гораздо быстрее. Как только вы станете на 68% плотнее среднего, безудержный коллапс неизбежен.
В возрасте около 50 миллионов лет самые плотные глыбы теперь перешли в эту посткритическую фазу и начинают сокращаться с чрезвычайно ускоренной скоростью.
Хотя первые большие волны звездообразования в больших масштабах не начнутся до тех пор, пока Вселенной не будет около 200-250 миллионов лет, в самых плотных регионах материя внутри них схлопнется до большие плотности всего за 50-100 миллионов лет. В какой-то момент из-за охлаждения появится самая первая звезда - определенная первой цепной реакцией водорода в гелий через протон-протонный синтез - . Во Вселенной, заполненной темной и нормальной материей, Вселенная должна остыть примерно до 100 К, прежде чем сможет сформироваться первая настоящая звезда.
Это примерно в 30-50 раз выше, чем фоновая температура пустого космоса сегодня, и произойдет дальше во времени и пространстве, чем сможет наблюдать даже космический телескоп Джеймса Уэбба. В ближайшее десятилетие мы сможем непосредственно наблюдать эти первые крупные волны звездообразования, но не самые первые из всех звезд, которые по счастливой случайности произошли еще раньше.
Требуется всего полмиллиона лет, чтобы взять всю обычную материю во Вселенной и сделать ее полностью нейтральной, но в 100-200 раз больше времени, прежде чем эта нейтральная материя сможет разрушиться настолько, чтобы сформироваться самая первая звезда во Вселенной. Пока этого не произойдет, единственным видимым светом будет оставшееся от Большого взрыва свечение, энергия которого упадет до достаточно низких энергий, чтобы сделать его невидимым всего через 3 миллиона лет. От 47 до 97 миллионов лет вся Вселенная действительно темна. Но с воспламенением первой звезды фраза «да будет свет» снова становится частью нашей космической истории.
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?