Σάββατο, 18 Φεβρουαρίου 2017

Η εποχή του επαναϊονισμού 400 εκατομμύρια χρόνια μετά το Big Bang

beginning-universe
Περίπου 380 χιλιάδες χρόνια μετά τη Μεγάλη Έκρηξη η ύλη στο σύμπαν έγινε ουδέτερη και διαφανής. Αποτελούνταν κυρίως από άτομα υδρογόνου και ηλίου, που οι πυρήνες τους ενώθηκαν με τα μέχρι τότε ελεύθερα ηλεκτρόνια. Έτσι, τα άτομα μπορούν πια να απορροφούν εύκολα φωτόνια και συνεπώς το σύμπαν με την ύλη στην κατάσταση αυτή δεν εκπέμπει καμιά ακτινοβολία. Είναι σκοτεινό και γι αυτό η περίοδος αυτή ονομάζεται Κοσμικός Μεσαίωνας ή Σκοτεινές Εποχές.

Όμως 400 εκατομμύρια χρόνια περίπου μετά τη Μεγάλη Έκρηξη κάτι φαίνεται να αλλάζει. Η βαρυτική κατάρρευση των νεφών του αερίου που συνθέτουν το σύμπαν οδηγεί στη δημιουργία των πρώτων άστρων, γαλαξιών και κβάζαρ. Τα αντικείμενα αυτά εκπέμπουν ενεργητικά φωτόνια που είναι σε θέση να ιονίσουν ξανά την ύλη, ελευθερώνοντας τα ηλεκτρόνια που είναι δεσμευμένα από τους πυρήνες υδρογόνου και ηλίου. Στην ιονισμένη μορφή της η ύλη γίνεται πια διαφανής σε ακτινοβολία, επιτρέποντας τα φωτόνια να ταξιδέψουν σε όλο το σύμπαν και να τα παρατηρήσουμε. Η Εποχή αυτή του Επαναϊονισμού (EOR) της ύλης του σύμπαντος δεν είναι γνωστό πόσο ακριβώς είχε κρατήσει. 

Με τη μελέτη αυτής της Εποχής μπορούμε να μάθουμε αρκετά για τη διαδικασία σχηματισμού της δομής του σύμπαντος. Επίσης, να βρούμε τις εξελικτικές σχέσεις μεταξύ της εξαιρετικά ομαλής κατανομής της ύλης κατά τις πρώτες εποχές, όπως μας αποκαλύφθηκε από τις μελέτες της Κοσμικής Ακτινοβολίας Υποβάθρου CMB, με το ιδιαίτερα δομημένο σύμπαν, δηλαδή με τους γαλαξίες και τα γαλαξιακά σμήνη, που έχουν μία μετατόπιση προς το ερυθρό από 6 και κάτω.

Ένα ραδιοτηλεσκόπιο, το Low Frequency Demonstrator (LFD), έχει σχεδιαστεί ειδικά για να παρέχει λεπτομερείς πληροφορίες για τις συνθήκες στο διαγαλαξιακό μέσο τόσο κατά τη διάρκεια όσο και αμέσως πριν από την εποχή του επαναϊονισμού EOR. Συγκεκριμένα σχεδιάστηκε να λάβει σήματα από το ιονισμένο υδρογόνο (στα 100 MHz) που υπάρχει γύρω από τις περιοχές σχηματισμού νέων άστρων στο μακρινό σύμπαν, δίνοντας μας έτσι μια ασφαλή εικόνα των πρώτων άστρων.

Το παρακάτω διάγραμμα μας δίνει μια καλή γραφική αναπαράσταση της ιστορίας του σύμπαντος. Μετά το Big Bang, το Σύμπαν αποτελείτο από μία καυτή σούπα από θεμελιώδη σωματίδια, που κρύωνε γρήγορα. Τότε όλη η ύλη ήταν ιονισμένη. Μετά από μερικές εκατοντάδες χιλιάδες χρόνια (380.000), τα πράγματα κρύωσαν τόσο (η θερμοκρασία είχε πέσει γύρω στους 104 βαθμούς Κέλβιν και η μέση ενέργεια γύρω στο 1 eV, κάτω από το δυναμικό ιονισμού των ατόμων), που τα πρωτόνια και τα ηλεκτρόνια μπορούσαν πια να συνδυαστούν για να σχηματίσουν το ουδέτερο υδρογόνο. (εποχή που το σύμπαν γίνεται ουδέτερο και διαφανές γιατί τα φωτόνια δεν εμποδίζονταν πια από τις συχνές αλληλεπιδράσεις με την ύλη να ταξιδέψουν).


Γραφική αναπαράσταση της ιστορίας του σύμπαντος

Ήταν ένα μάλλον ξαφνικό γεγονός και που επέτρεψε στο καυτό πλάσμα να φωτοβολεί θερμικά, και να ακτινοβολεί σε όλο το σύμπαν απρόσκοπτα με μια συνεχή αλληλεπίδραση με τα φορτισμένα σωματίδια του πλάσματος που σήμερα απουσιάζει.

Αυτή η λάμψη, σήμερα έχει μια μετατόπιση προς το ερυθρό κατά έναν παράγοντα z=1.100, κι είναι αυτή που αποκαλούμε Κοσμικό Υπόβαθρο Μικροκυμάτων (CMB) που μας έρχεται από όλες τις κατευθύνσεις. Η CMB φέρει λοιπόν το παγωμένο αποτύπωμα των διακυμάνσεων της πυκνότητας στο πρώιμο σύμπαν, η μελέτη των οποίων συνεχίζεται αμείωτα από την κοινότητα της παρατηρησιακής κοσμολογίας.

Μόλις το Σύμπαν έγινε ουδέτερο και μη παρατηρήσιμο σε ένα μεγάλο μέρος του ηλεκτρομαγνητικού φάσματος, κάθε ακτινοβολία που μπορεί να εκπεμπόταν με μικρό μήκος κύματος, απορροφιόταν γρήγορα από το ατομικό αέριο. Έτσι, άρχισε ένα μεγάλο χρονικό διάστημα γνωστό ως Κοσμικός Μεσαίωνας.

Σιγά-σιγά, η βαρυτική κατάρρευση ορισμένων πολύ πυκνών περιοχών (τις ίδιες περιοχές που μπορούμε να δούμε σήμερα στο αποτύπωμα της CMB από τις πρώιμες εποχές του σύμπαντος), οδήγησε στο σχηματισμό ολοένα και πιο ισχυρών δομών στο ουδέτερο μέσο, ​​και τελικά στα πρώτα αστέρια, τους γαλαξίες και τα κβάζαρ. Ο ακριβής μηχανισμός και η φύση αυτού του σχηματισμού, είναι ένα θέμα έρευνας και πολύ μεγάλης σημασίας. Γνωρίζουμε με τι έμοιαζε το σύμπαν κατά τη στιγμή της CMB, και ξέρουμε με τι μοιάζει τώρα, αλλά πώς πήγε από τη μία στην άλλη μορφή;

Μόλις προχώρησε η κατάρρευση των πυκνών περιοχών, αναπτύχθηκαν οι διακυμάνσεις της θερμοκρασίας. Σταδιακά, η ενεργητική ακτινοβολία που εκπέμπεται από τις πρώτες πηγές προκάλεσε μια τοπική θέρμανση, και στη συνέχεια τον ιονισμό του υδρογόνου στο Σύμπαν. Αυτό θα ξεκίνησε με «φυσαλίδες» από ιονισμένο πλάσμα που περιέβαλλε τις πιο ενεργητικές πηγές. Καθώς αυτές οι φυσαλίδες μεγάλωσαν και έγιναν περισσότερες, άρχισαν να επικαλύπτονται, ενώ όλο και περισσότερο ουδέτερο μέσο εκτίθεται στην σκληρή ιονίζουσα ακτινοβολία, η οποία ταξίδευε ανεμπόδιστα μέσα από ιονισμένες περιοχές. Η τελική φάση του επαναϊονισμού του Σύμπαντος μπορεί να είχε συμβεί αρκετά γρήγορα. Μόλις το μεγαλύτερο μέρος του σύμπαντος επαναϊονίστηκε, θα μπορούσε να ξεφύγει από τους πρώτους γαλαξίες και τα κβάζαρ φως – σε πολλά μήκη κύματος, φως που μας αποκαλύπτει το μακρινό Σύμπαν που βλέπουμε σήμερα με τα οπτικά και τα υπέρυθρα τηλεσκόπια.

Η εποχή του επαναϊονισμού ολοκληρώθηκε περίπου 1 δισεκατομμύριο χρόνια μετά το Big Bang, που αντιστοιχεί σε μια, περίπου, ερυθρή μετατόπιση z = 6.5. Πριν από εκείνη την εποχή, οι παρατηρήσεις γίνονται πιο δύσκολες. Σε γενικές γραμμές ελπίζουμε να βρούμε απομονωμένα, πολύ φωτεινά αντικείμενα η ακτινοβολία των οποίων στη μία ή την άλλη μορφή καταφέρνει να φτάσει σε μας μέσω ενός ολοένα αυξανόμενου ουδέτερου μέσου. Ίσως η πιο ελπιδοφόρα ακτινοβολία από αυτές τις πρώιμες εποχές είναι η γραμμή 21 εκατοστών της υπέρλεπτης μετάβασης του ουδέτερου υδρογόνου, που έχει μετατοπιστεί σε συχνότητες κάτω από 200 MHz.

Ευαίσθητες παρατηρήσεις της εκπομπής και της απορρόφησης σε αυτή τη γραμμή μπορεί να μας δώσει απαντήσεις στις εποχές της αναθέρμανσης και του επαναϊονισμού, δηλαδή να πάρουμε μια λεπτομερή εικόνα της πυκνότητας, της θερμοκρασίας και την ταχύτητα του υλικού. Έτσι, θα πάρουμε ένα θησαυρό πληροφοριών για να συμπεράνουμε την πρώιμη ιστορία του σχηματισμού των δομών, και την προέλευση των άστρων, των γαλαξιών, των σμηνών και των κβάζαρ που βλέπουμε σήμερα.