Как выглядела Вселенная, когда звёзд ещё не существовало?

Что касается нашей космической истории, поразительно осознавать, насколько значимыми были самые ранние моменты в создании условий, позволивших нашему существованию многие миллиарды лет спустя. Самые ранние этапы, о которых мы можем что-то сказать, на самом деле произошли ещё до начала горячего Большого Взрыва. Произошла космическая инфляция, затем она завершилась, засеяв Вселенную квантовыми флуктуациями и приведя к горячему Большому Взрыву. Вселенная охлаждалась и расширялась из своих самых горячих, плотных стадий, производя больше материи, чем антиматерии, затем стабильные протоны и нейтроны, затем атомные ядра и, в конечном итоге, даже нейтральные атомы, всё на фоне моря излучения и нейтрино.

Этот снимок молекулярного облака газа Тельца, сделанный космической обсерваторией Гершель ЕКА, показывает типы сверхплотностей, которые возникают перед образованием новых звезд. В ранней Вселенной, после того как образовались нейтральные атомы, но до того, как появились первые звезды, самые плотные сгустки материи, которые росли быстрее всего, предоставили нам наиболее интересные с научной точки зрения области для исследования.

Вы можете подумать, что после формирования нейтральных атомов следующим шагом будет гравитация: формирование звёзд. Но временные масштабы, необходимые для их формирования, огромны по сравнению со всем, что было до этого. К тому времени, как проходит всего полмиллиона лет, Вселенная доминируется материей, море излучения настолько остывает, что атомы не могут ионизироваться, и гравитация начинает работать всерьёз. Даже с такими ингредиентами потребуется от 50 до 100 миллионов лет для формирования даже самой первой звезды во Вселенной. Всё это время между ними Вселенная переживает самую тёмную часть эры, известной как космические тёмные века. Вот как это было тогда.

Вселенная, где электроны и протоны свободны и сталкиваются с фотонами, переходит в нейтральное состояние, которое прозрачно для фотонов по мере расширения и охлаждения Вселенной. Здесь показано ионизированное плазменное состояние (слева) до излучения космического микроволнового фона (КМФ), за которым следует переход в нейтральную Вселенную (справа), прозрачную для фотонов. Зрелищный двухфотонный переход в атоме водорода позволяет Вселенной стать нейтральной именно так, как мы это наблюдаем.

Формирование нейтральных атомов важно не только для создания строительных блоков всех сложных химических структур, которые могут возникнуть из молекул, ионов и любой комбинации связанных вместе атомов. Это также очень важно для "освобождения" фотонов, или частиц света, оставшихся после горячего Большого Взрыва. Когда нейтральные атомы впервые сформировались, это отметило время, когда фотоны перестали рассеиваться на свободных электронах, поскольку свободные электроны присутствуют только тогда, когда ваши атомы ионизированы в виде плазмы. Как только все нейтральные атомы сформировались, излучение просто начало передвигаться по прямой линии; без чего-либо для рассеяния, оно просто двигается со скоростью света.

Этот свет, с точки зрения количества присутствующих фотонов, значительно превышает количество атомов во Вселенной. Свет теперь кажется исходящим равномерно со всех направлений и из всех мест. В начале космических тёмных веков температура этой фотонной ванны начинается с 2970,8 K, что в этот момент будет выглядеть жёлто-оранжевым цветом. Некоторые регионы немного горячее, достигая температуры до 2971,0 K, в то время как другие немного холоднее, около 2970,6 K. Эти незначительные различия могут показаться не такими уж значительными, но это самый важный фактор в том, как будет развиваться и расти наша Вселенная с этого момента.

Наиболее полный обзор космического микроволнового фона (КМФ), который является самым древним светом, наблюдаемым во Вселенной, показывает нам снимок того, каким был космос всего лишь через 380 000 лет после начала горячего Большого Взрыва. Хотя синие регионы кажутся холоднее среднего, а красные — горячее среднего, на самом деле фотоны, исходящие из всех этих регионов, имеют одинаковое количество энергии, распределённой между ними. Это лишь разница в глубинах гравитационных потенциалов, в которых они находятся, приводит к наблюдаемым различиям температур.

Почему эти незначительные различия в температуре имеют значение? Потому что в каждом регионе пространства все эти фотоны, или частицы света, на самом деле обладают одинаковым количеством внутренней энергии и также распределяют эту энергию одинаковым образом между всеми присутствующими фотонами. Излучение, по своей сути, на самом деле несёт одинаковое количество энергии в горячих регионах, как и в холодных, чтобы начать с, но окружающая среда, в которой живёт это излучение, немного различается от места к месту. Некоторые регионы имеют ровно среднюю плотность, которую имеет Вселенная в целом, но другие регионы имеют немного больше (или меньше) материи, чем в среднем.

Регионы с недостаточной плотностью, так как в них меньше материи, имеют меньшую гравитацию. Когда фотон покидает этот регион, ему приходится бороться с меньшим гравитационным потенциалом, что означает, что он теряет меньше энергии из-за гравитационного красного смещения, создавая температуру фотона, которая кажется горячее среднего.

С другой стороны, в перенаселённых регионах больше материи, и, следовательно, в них больше гравитации, с которой приходится бороться фотонам. Когда фотоны поднимаются, они теряют больше энергии, чем в среднем, и поэтому фотоны, выходящие из этих регионов, становятся холоднее или менее энергичными в целом.

Регионы пространства, которые немного плотнее среднего, будут создавать более крупные гравитационные колодцы, из которых нужно выбираться, что означает, что свет, возникающий из этих регионов, кажется холоднее к моменту его прибытия к нашим глазам. И наоборот, менее плотные регионы будут выглядеть как горячие точки, в то время как регионы с идеально средней плотностью будут иметь идеально средние температуры.

Если у Вселенной есть регионы:

• средней плотности,
• выше средней плотности,
• и ниже средней плотности,

вы могли бы подумать, что всё, что осталось сделать, — это дать этим перенаселенным регионам сгруппироваться и привлекать всё больше и больше материи, как это диктует гравитация, пока мы не сформируем звёзды. Это часть истории, но оказывается, что это не единственный играющий фактор. Фотоны, как часть Вселенной, добавляют ещё немного к этой истории, прежде чем они просто исчезнут в космическом фоне.

Способ работы гравитации аналогичен тому, как вы могли бы это представить в своем уме: все массы притягивают друг друга, и там, где у вас больше всего массы, она предпочтительно притягивает всю другую массу вокруг. Даже в расширяющейся Вселенной эти перенаселенные регионы притягивают массу из любого близлежащего региона, который менее плотен, особенно из менее плотных регионов, которые могут удерживать свою материю лишь едва-едва.

Флуктуации плотности в космическом микроволновом фоне (КМФ) предоставляют семена для формирования современной космической структуры, включая звёзды, галактики, скопления галактик, филаменты и крупномасштабные космические пустоты. Но сам КМФ не может быть увиден, пока Вселенная не формирует нейтральные атомы из своих ионов и электронов, что занимает сотни тысяч лет, а звёзды не формируются ещё дольше: от 50 до 100 миллионов лет.

Это учит нас тому, что гравитация, в этом смысле, является самоускоряющейся силой. С точки зрения привлечения массы в регион, будут "победители" и "проигравшие" в этой Вселенной, и регионы, которые имеют наибольший старт, в конце концов оказываются с наибольшим количеством материи. По мере того как всё больше и больше материи притягивается в регион, гравитация становится ещё более успешной в привлечении ещё большего количества материи в этот регион.

Однако это не вся история. Несмотря на то, что это верно, материя и гравитация — не единственные значимые присутствия в Вселенной в это время. Есть также излучение в форме этого остаточного фона фотонов. И хотя материя — как темная материя, так и атомная материя — гравитационно притягивает массивные частицы, она притягивает все формы энергии, включая излучение, в наиболее перенаселенные регионы.

Когда это происходит, мы должны помнить, что излучение, в отличие от материи, имеет значительное количество внутреннего давления. Наше Солнце, например, имеет в 300 000 раз больше массы, чем Земля, но менее плотное, чем наша планета, и причина этого — огромное внешнее давление, оказываемое фотонами внутри него. Тот же тип давления, который поддерживает звезду, как наше Солнце, против гравитационного коллапса, также может поддерживать эти коллапсирующие газовые облака до формирования каких-либо звезд, замедляя темпы их роста. Даже во Вселенной, доминируемой материей, пока излучение все еще важно, плотности материи могут расти только очень медленно.

Со временем гравитационные взаимодействия превратят в основном однородную Вселенную с равной плотностью в одну с большими концентрациями материи и огромными пустотами между ними. Пока излучение все еще важно, оказывая внешнее давление даже после того, как Вселенная станет доминироваться материей, рост несовершенств материи очень незначителен.

На протяжении миллионов лет скорость роста всех этих типов космических структур, обусловленная гравитацией, сильно ограничена. Излучение просто не позволяет плотности материи увеличиваться быстрее, чем с определенной конкретной скоростью. Так как нам нужны миллионы лет, чтобы плотность материи увеличивалась и росла, даже в самых плотных регионах, начинает происходить другой процесс: нечто присущее самому распространенному типу атома во Вселенной — водороду. С тех пор как мы сформировали нейтральные атомы из (в основном) протонов и электронов, возникает новый вид света: свет от перехода спина в атомах водорода.

В течение этих темных веков 92% атомов во Вселенной являются простым водородом. Атомы водорода состоят из одного протона и одного электрона, и как протоны, так и электроны обладают внутренним спином: либо +½, либо -½. Существует небольшая разница в общей энергии между системой, где протон и электрон имеют одинаковый спин (либо +½, +½ или -½, -½), что делает ее более высокой по энергии, чем когда у них противоположные спины (либо +½, -½ или -½, +½). На временных интервалах около 10 миллионов лет конфигурации, где у них одинаковый спин, будут спонтанно переключаться, излучая фотон определенной длины волны, 21 см, когда это происходит.

Когда атом водорода образуется, вероятность того, что спины электрона и протона будут выровнены или анти-выровнены, равна. Если они анти-выровнены, больше переходов не произойдет, но если они выровнены, они могут квантово туннелировать в это более низкое энергетическое состояние, испуская фотон очень специфической длины волны (21 см) на очень конкретных и довольно длинных временных интервалах. Точность этого перехода измеряется лучше, чем на одну часть на триллион, и она не изменялась на протяжении многих десятилетий, как это известно. Это первый свет, испущенный во Вселенной после формирования нейтральных атомов: даже до формирования первых звезд.

Хотя излучение во Вселенной в основном обусловлено оставшимися фотонами от Большого Взрыва, которые сегодня наблюдаются как космическое микроволновое фоновое излучение, теперь появляется другой сигнал, наложенный на этот: слабый, тонкий сигнал от излучения 21 см. Если 92% атомов во Вселенной — это простые атомы водорода, и существует 50/50 шанс, что протоны и электроны изначально имели выровненные или анти-выровненные спины при образовании этих атомов, то это означает, что сигнал излучения 21 см должен исходить примерно от 46% (по числу) всех атомов во Вселенной.

Каждый атом водорода, который спонтанно образуется в состоянии, где протоны и электроны выровнены, будет испускать свет таким образом, и это будет происходить каждый раз, когда новые атомы водорода образуются, включая из ранее нейтральных атомов водорода, которые затем снова ионизируются. Хотя мы еще не обнаружили сигнал излучения 21 см, исходящий от самых первых атомов, образовавшихся во Вселенной, это сигнал, который мы умеем предсказывать, и который достаточно продвинутый радиотелескоп сможет обнаружить, если на это будет выделено достаточно времени наблюдения.

Слева показан инфракрасный свет от конца темных веков Вселенной с вычтенными (на переднем плане) звездами. Астрономия 21 см сможет исследовать эпохи в истории Вселенной, еще более далекие, чем формирование первых звезд.

Но существуют и другие процессы, происходящие одновременно, которые будут еще более важны для космической истории, только начинающей разворачиваться. Хотя это правда, что нормальное вещество в нашей Вселенной — вещество, из которого состоят все звезды, планеты и все химические реакции, которые когда-либо произойдут, — аргументируемо, с точки зрения человека, является наиболее важной составляющей нашей реальности, в Вселенной, которую мы знаем, гораздо больше, чем просто это нормальное вещество. Первым шагом к созданию этих объектов будет формирование первых звезд, но нам еще далеко до того момента, когда мы сформируем нейтральные атомы.

Нам нужна помощь, чтобы добраться до этого: помощь фотонов, краснеющих, помощь гравитации, тянущей материю в перенаселенные скопления, и помощь времени, чтобы обе эти силы накопили достаточно воздействий, чтобы иметь существенное влияние. За первые 3 миллиона лет после формирования нейтральных атомов температура охлаждается с ~3000 K до 800 K, переходя от желто-оранжевого к оранжевому, затем к красному цветам, после чего она наконец охлаждается достаточно, чтобы стать невидимой для человеческого глаза. Падение радиационного давления позволяет скоплениям материи расти, но только до примерно четырехкратного увеличения по сравнению с тем, что было, когда был испущен КМФ.

Области сверхплотности со временем растут и растут, но их рост ограничен как изначальными небольшими размерами сверхплотностей, так и наличием все еще энергичного излучения, которое не позволяет структуре расти быстрее.

К моменту, когда Вселенной исполнится от 15 до 20 миллионов лет, она охлаждается до температур, которые мы испытываем здесь, на Земле: пустое пространство имеет примерно комнатную температуру. Скопления материи, которые были всего лишь немного плотнее среднего (может быть, 1-часть на 30 000), значительно увеличились в амплитуде и теперь примерно на 10–15 частей на 30 000 плотнее, чем космический средний показатель. Самые плотные скопления начали расти несколько более быстрыми темпами и могут достигать до 60-90 частей на 30 000 плотнее среднего: около 0,2% или 0,3% плотнее, чем типичный регион пространства.

Очень важно отслеживать, насколько плотными становятся эти перенаселенные регионы, потому что существует критическая плотность, которую материя может достичь, и самое простое объяснение того, как эти скопления растут, больше не применимо. До этого момента, в так называемом линейном режиме формирования структуры, перенаселенные регионы растут так, как будто они следуют простому закону: когда температура Вселенной вдвое меньше, скопления материи удваивают свою первоначальную перенаселенность. Как только вы преодолеваете определенный, критический порог, скопления начинают расти гораздо быстрее, в том, что мы называем нелинейным способом.

Этот критический переход происходит, когда регион становится примерно на 68% плотнее среднего. После этого момента неизбежен беглый коллапс.

Первые звезды и галактики во Вселенной будут окружены нейтральными атомами (в основном) газообразного водорода, который поглощает звездный свет. Без металлов, охлаждающих их или излучающих энергию, только сгустки большой массы в областях с самой тяжелой массой могут образовывать звезды. Согласно нашим лучшим теориям формирования структуры, самая первая звезда, скорее всего, сформируется в возрасте от 50 до 100 миллионов лет.

Итак, когда это впервые происходит? В какой-то момент, когда Вселенной исполнится около 50 миллионов лет (возможно, немного больше), самые плотные скопления переходят в эту посткритическую фазу и начинают сжиматься и притягивать дополнительную материю с чрезвычайно ускоренными темпами. Это быстро приведет к формированию первых звезд в абсолютно самых плотных регионах пространства, но большая часть остальной Вселенной будет продолжать расти только медленно, требуя больше времени, чтобы скопления материи выросли до плотностей, при которых возможно звездообразование.

Первые большие волны звездообразования в космических масштабах не начнутся до тех пор, пока Вселенной не исполнится около 200–250 миллионов лет. Однако в самых плотных регионах материя в них сжимается до больших плотностей всего за 50-100 миллионов лет. В какой-то момент, благодаря охлаждению, произойдет очень первая звезда — определяемая первой реакцией превращения водорода в гелий через цепную реакцию протон-протонного синтеза. Во Вселенной, наполненной темной и нормальной материей, Вселенной должно остыть примерно до 100 K, прежде чем сможет фактически сформироваться первая настоящая звезда.

Схематическая диаграмма истории Вселенной, подчеркивающая реионизацию. Перед формированием звезд или галактик Вселенная была полна нейтральных атомов, блокирующих свет. Хотя большая часть Вселенной не становится реионизированной до 550 миллионов лет после этого, с первыми крупными волнами, происходящими примерно через 250 миллионов лет, несколько удачливых звезд могут сформироваться всего через 50-100 миллионов лет после Большого Взрыва.

Условия, непосредственно перед формированием первых звезд, были значительно отличными от тех, которые есть сегодня. Пространство не было прозрачным для света, а было наполнено нейтральными атомами, блокирующими свет. Оставшееся сияние от Большого Взрыва, сегодняшний КМФ, было примерно в 30-50 раз горячее, чем сейчас в то время. И эти условия, в расширяющейся Вселенной, произошли так давно, что даже при мощных инфракрасных возможностях даже JWST (Космический телескоп Джеймса Уэбба) не может наблюдать их. Хотя многие надеются, что JWST позволит нам напрямую увидеть эти первые крупные волны звездообразования, самые первые звезды всех останутся скрытыми даже для его беспрецедентно мощных глаз.

Понадобилось менее полумиллиона лет, чтобы вся нормальная материя во Вселенной сформировала нейтральные атомы, но в 100-200 раз больше времени, прежде чем эта нейтральная материя могла коллапсировать достаточно, чтобы сформировать даже самую первую звезду во Вселенной. До того момента, единственным светом, который можно было увидеть, было оставшееся сияние от Большого Взрыва, которое упало до такой низкой энергии, что стало невидимым для того, что могли бы видеть человеческие глаза. На следующие 47-97 миллионов лет вперед, вся Вселенная была действительно темной.

Но как только первая звезда зажжется, "да будет свет" снова, наконец, станет частью нашей космической истории.