Астрономы обнаружили возможные доказательства того, что первые звезды существовали во Вселенной уже через 180 миллионов лет после Большого Взрыва и участвовали в нагреве нейтрального газа. Результаты исследований также показывают, что температура газа в ранней Вселенной в два раза меньше, чем считалось ранее, что может быть объяснено его взаимодействием с темной материей. Статьи опубликованы (1, 2) в журнале Nature.
Спустя 300 000 лет после Большого взрыва расширяющаяся Вселенная остыла настолько, что горячая первичная плазма смогла рекомбинировать, в результате чего стали образовываться нейтральные атомы водорода и гелия, а Вселенная стала прозрачной для излучения. Однако яркие источники в ней отсутствовали — первые звезды и галактики только начинали формироваться из сгустков материи под воздействием сил гравитации, поэтому эта эпоха развития Вселенной получила название Темных веков. В дальнейшем, по мере образования первых звезд и квазаров, потоки ультрафиолетового излучения от них ионизировали нейтральный газ — началась эпоха реионизации (подробнее про этот период жизни Вселенной читайте в нашем материале) или вторичной ионизации водорода, продолжавшаяся около 450 миллионов лет, после которой началась Эра вещества, длящаяся до сих пор, в которую Вселенная приобрела вид, который мы наблюдаем сейчас.
Один из интересных вопросов в истории ранней Вселенной — понимание того, как выглядели первые звезды и когда они образовались. Это необходимо для определения основного источника реионизации водорода (звёзды или квазары), именно поэтому подсчёт этих первичных звёзд важен. Кроме того, теория нуклеосинтеза позволяет довольно точно определить возраст звёзд, поэтому если обнаружатся звёзды, с возрастом сравнимым с возрастом Вселенной или старше нее, то это может помочь обнаружить несостыковки в космологии.
Модели предсказывают, что такие звезды были массивными, голубыми и короткоживущими (они получили обозначение звезд населения III). Более ранние работы показывают, что первые звезды могли генерировать большое количество ультрафиолетового излучения, которое при взаимодействии с окружающими атомами водорода, изменяло состояние возбуждения сверхтонкой линии на длине волны 21 сантиметр. Это изменение заставляло газ поглощать фотоны космического микроволнового фона, создавая спектральный «провал», который должен наблюдаться сегодня на радиочастотах в диапазоне от 65 до 95 МГц, из-за сдвига частоты в красную область спектра.
Чтобы обнаружить эту особенность спектра группа исследователей во главе с Джаддом Боуменом (Judd Bowman) провела наблюдения неба в диапазоне частот от 50 до 100 МГц при помощи наземной станции EDGES (Experiment to Detect the Global Epoch of Reionization Signature), расположенной в радиотихой области западной Австралии, которые начались в августе 2015 года. Полученные спектры обрабатывали и калибровали с учетом множества факторов, в том числе влияния галактической среды, туманностей, ионосферы и атмосферы Земли и других радиошумов. В результате им удалось получить профиль поглощения с центром на частоте 78 МГц и шириной около 19 МГц. Астрономы считают, что этот «провал», имеющий статистическую значимость 3,8 сигма, создается излучением первых звезд, а другие какие-либо известные нам астрономические или атмосферные процессы не способны его создать.
Интенсивность наблюдаемого 21-сантиметрового сигнала из ранней Вселенной задается как яркостная температура относительно микроволнового фона, которые связаны в ранней Вселенной через комптоновское рассеяние. Наблюдаемый профиль поглощения имеет центр на частоте, соответствующей красному смещению z≈17, и охватывает диапазон 20> z>15. Это означает, что через 180 миллионов лет после Большого Взрыва первые звезды начинали нагревать газ своим ультрафиолетовым излучением, в дальнейшем нагрев продолжился за счет рентгеновского излучения, генерирующегося аккреционными дисками вокруг компактных объектов, образовавшихся после смерти звезд. Через менее чем 100 миллионов лет газ стал более горячим, чем температура фонового излучения и спектральный «провал» исчез.
Результаты работы также показывают, что газ в ранней Вселенной был намного холоднее, чем ожидалось, с кинетической температурой менее 3,2 Кельвинов, тогда как минимально возможное значение в стандартном сценарии составляет 7 Кельвинов. Есть несколько различных объяснений такому несоответствию, одно из них, предложенное Реннаном Барканой (Rennan Barkana) и описанное во второй статье, заключается в слабых негравитационных взаимодействиях газа (барионной материи) с более холодной темной материей, которая могла остыть гораздо быстрее. Интенсивность такого взаимодействия может меняться в зависимости от температуры или, более конкретно, от скорости рассеянного бариона относительно частицы темного вещества. Если рассеяние барион-темной материи сильнее всего при малых относительных скоростях, то его эффект может проявляться только в период «космического рассвета», когда зажигались первые звезды. Проведенные расчеты и их анализ показывают, что частицы темного вещества должны быть легче 4,3 ГэВ (несколько масс протона), что значительно ниже оценки массы для слабовзаимодействующих массивных частиц (около 100 ГэВ), сильно нерелятивистские и, по крайней мере, умеренно холодные, имеющие скорости, предсказанные моделями теплого темного вещества. Эти результаты показывают, что наблюдения на длине волны 21 сантиметр могут использоваться для изучения темной материи.
Ранее мы рассказывали о том, что вода в ранней Вселенной могла появиться в значительных количествах уже в течение первого миллиарда лет, как астрономы обнаружили следы пика образования массивных галактик в ранней Вселенной и почему компактные галактики играли ключевую роль в эпоху реионизации.
Александр Войтюк