Статья для сегодняшнего обзора называется так: «Космическая реионизация после Планка». Название, конечно, удачным не назовешь: все-таки сам Нобелевский лауреат покинул нас без малого 70 лет назад, телескоп его имени уже два года как выключен, а сама космическая реионизация закончилась почти 13 миллиардов лет до этого. Тем не менее, за этим названием скрывается очень важная работа о той эпохе, когда после долгих «Веков мрака» во Вселенной вновь появился свет.
Давайте немного освежим в памяти, что такое плазма. В школе нам говорили, что это четвертое (после жидкого, твердого и газообразного) и последнее (что на самом деле неверно) состояние вещества. Если говорить точнее, то плазма — это газ, частицы которого имеют ненулевой заряд. При этом полный заряд всей плазмы в какой-то области вполне может быть нулевым.
Представить плазму очень просто: берем водород в герметичном контейнере и отрываем у каждого атома по электрону — теперь при сохранении прежнего нулевого заряда в контейнере летают положительные и отрицательные частицы. Это коренным образом меняет свойства среды — помимо гравитации теперь здесь присутствуют электрические силы, которые влияют на динамику поведения частиц: их распределение по скоростям может не быть максвелловским, а значит, к ней неприменимы уравнения Менделеева-Клапейрона, Гей-Люссака и Шарля. Для описания плазмы применяют магнитогидродинамические (или газодинамические) уравнения.
Довольно экзотическая на Земле, плазма в космосе — это самое распространенное состояние вещества. Любая звезда практически полностью состоит из плазмы: температура звезды настолько велика, что у электронов на внешних уровнях элементов просто нет шансов удержаться, они отрываются от ядра, образуя тот самый ионизованный газ. Межгалактический газ, остатки сверхновых, протозвезды, падающий на черную дыру газ, солнечный ветер — все это плазма.
Некоторая часть межзвездного газа тем не менее может быть нейтральной, эти области не испытывают кулоновского отталкивания частиц с одинаковым зарядом и поэтому быстрее собираются в плотные области, именно в таких холодных областях нейтрального водорода образуются новые звезды.
И теперь мы подходим к главному — а как эта плазма образовалась? В истории Вселенной было всего два периода, когда глобально менялось состояние вещества: это эпоха рекомбинации и эпоха реионизации.
Опуская подробности (очень интересные), дело обстояло так: после Большого взрыва температура вещества была так высока, что электроны и протоны, сталкиваясь, не могли образовать стабильные атомы. По мере расширения Вселенная охлаждалась, и спустя 379 000 лет после Большого взрыва она остыла настолько, что горячая первичная плазма смогла рекомбинировать (то есть из отдельных протонов и электронов сформировались атомы водорода и гелия). Именно в этот момент наша Вселенная стала прозрачной. После этого началась Темная эпоха — атомы уже появились, а звезды еще нет. Света не было вообще, тьма объяла всю Вселенную. А все вещество в этот момент было нейтральным.
А дальше, по мере формирования первых галактик, в них начали образовываться звезды и самые ранние мощные квазары. Их ультрафиолетовое излучение осветило Вселенную, но при попадании на атом водорода, заодно возбуждало электрон и отрывало его от ядра. Вселенная при этом продолжала расширяться и все ее параметры были так хорошо подобраны, что оторваться электрон успевал, а вот снова рекомбинировать с ядром — уже нет, потому что средняя плотность вещества стремительно падала и шансы встретиться с этим ядром у электрона были исчезающе маленькие.
Вот именно этот процесс, когда фотоны звезд и квазаров превратили холодный и нейтральный газ в плазму, и называется эпохой реионизации.
Заметим, что когда мы говорим о реионизации, обычно подразумеваются только атомы водорода. Некоторое количество гелия также образовалось сразу после Большого взрыва, и он тоже в основном ионизован. Этот процесс называется гелиевой реионизацией и довольно редко рассматривается в контексте эволюции Вселенной.
Разобравшись с сутью эффекта, давайте вернемся к статье. Астрофизики Сурав Митра, Рой Чодури и Андреа Феррара используют последние опубликованные данные космического аппарата Планк, а также спектры квазаров и подставляют их в полуаналитическую модель, разработанную самими авторами.
Вообще говоря, телескоп «Планк» (и его предшественник, WMAP) были созданы для исследования Реликтового излучения, не совсем понятно — при чем здесь реионизация? Действительно, телескопы известны тем, что составили карту температуры Реликтового излучения и обнаружили там анизотропию (то есть неоднородности), которые нельзя списать на неточности измерений. У этих неоднородностей есть много объяснений — это и влияние пыли, и эффект Сюняева-Зельдовича, но некоторая часть этих неоднородностей может быть объяснена Томсоновским рассеянием, то есть падением фотона на заряженную частицу.
Так вот, измеряя оптическую толщину томсоновского рассеяния (то есть степень непрозрачности среды для проходящего сквозь нее излучения) можно установить, насколько ионизована была среда в ту далекую эпоху. Команда, работающая с результатами телескопа «Планк», планирует закончить обработку информации (полученной всего лишь за 4 года работы телескопа) только к 2016-му году. Однако результаты этой миссии настолько важны, что по мере уточнения обработанной информации команда телескопа выпускает все новые и новые релизы, которые тут же идут в дело.
Теперь рассмотрим свет квазаров: как он может помочь нам узнать что-то о реионизации. Дело в том, что если он проходит сквозь нейтральный водород, то поглощается, а если сквозь уже ионизованный — то проходит как есть. Мы видим пики на левой части графиков у более близких к нам квазаров (снизу) и они снижаются по мере увеличения расстояний до квазаров (чем выше строчка, тем квазар дальше) — это значит, что свет от самых дальних квазаров проходил сквозь еще нейтральный водород (реионизация не закончилась), в то время как ближние уже могли доносить до нас свое излучение почти не теряя его облаках нейтрального водорода (реионизация завершилась). Этот метод датировки реионизации называется впадиной Ганна-Петерсона
Модель авторов статьи учитывает неоднородное распределение межгалактического вещества, отдельную реионизацию водорода и гелия, самостоятельный вклад разных поколений звезд, изменение темпов звездообразования в разреженных участках галактик, наличие темной материи и множество других параметров. Затем по методу Монте-Карло с использованием цепей Маркова модель считает логнормальное распределение вероятности темпа реионизации, количества нейтрального водорода, томсоновской оптической толщины — тех ключевых параметров, по которым и восстанавливается история образования плазмы во Вселенной.
Новые данные телескопа «Планка», по мнению авторов статьи, свидетельствуют о том, что реионизация проходила на красных смещениях 5.8 < z < 9.3, то есть началась 527 миллионов лет спустя после Большого взрыва и закончилась еще через 450 миллионов лет (вот простенькая программа, которая считает возраст и размеры Вселенной для любого красного смещения).
Дело в том, что это не просто сдвигает начало реионизации на 100 миллион лет вперед, но, что намного более важно, устраняют известное противоречие между наблюдениями и теорией: предыдущие данные указывали на более раннее начало реионизации, а это не согласуется с современными моделями эволюции звезд, галактик и квазаров. До сих пор получалось, что Вселенная ионизуется, когда самих источников ионизации просто не должно было быть в достаточном количестве. А это нехорошо. Более точное измерение томсоновской оптической толщины говорит в пользу начала реионизации в тот период, когда звезды и квазары уже точно светили во Вселенной.
Еще одним результатом статьи следует признать тот факт, что скорее всего реионизация прошла без влияния самых первых звезд (так называемых звезд населения III) и скорее всего была непродолжительным процессом, протекающим без пауз. Все-таки 450 миллионов лет — это очень мало. Для сравнения, 450 миллионов лет назад на Земле появились первые скорпионы.
В заключение можно сказать, что уточнение параметров реионизации важно как само по себе, но может быть использовано и в более практических, — по меркам астрофизики, конечно, — целях. Например, для уточнения
(то есть распределения галактик в заданном объеме в зависимости от их светимости, а значит и размеров) на ранних этапах эволюции Вселенной. Тоже немало.