Кога Вселената стана прозрачна за светлина?

В зависимост от начина, по който го измервате, има два различни отговора, които биха могли да бъдат правилни.

Ако искате да видите какво има във Вселената, първо трябва да можете да видите. Днес приемаме за даденост, че Вселената е прозрачна за светлина и че светлината от далечни обекти може да пътува безпрепятствено през пространството, преди да достигне до очите ни. Но не винаги е било така.

Всъщност има два начина, по които Вселената може да спре светлината да се разпространява по права линия. Единият е да се изпълни Вселената със свободни, несвързани електрони. След това светлината ще се разпръсне с електроните, отскачайки в произволно определена посока. Другото е да запълним Вселената с неутрални атоми, които могат да се спъват и струпват заедно. След това светлината ще бъде блокирана от този въпрос, по същия начин, по който повечето твърди предмети са непрозрачни за светлината. Нашата действителна Вселена прави и двете, и няма да стане прозрачна, докато и двете препятствия не бъдат преодолени.

В най-ранните етапи на Вселената атомите, които съставят всичко, което знаем за, не бяха свързани в неутрални конфигурации, а по-скоро бяха йонизирани: в състояние на плазма. Когато светлината пътува през достатъчно плътна плазма, тя ще се разпръсне от електроните, бивайки абсорбирана и повторно излъчвана в различни непредвидими посоки. Докато има достатъчно свободни електрони, фотоните, които преминават през Вселената, ще продължат да бъдат ритани наоколо.

Съществува обаче конкуриращ се процес, дори и в тези ранни етапи. Тази плазма е изградена от електрони и атомни ядра и за тях е енергийно благоприятно да се свързват. Понякога, дори и в тези ранни времена, те правят точно това, само с входа на достатъчно енергичен фотон, способен да ги раздели отново.

Тъй като Вселената се разширява, тя не само става по-малко гъста, но частиците в нея стават по-малко енергични. Тъй като самата тъкан на космоса е това, което се разширява, тя засяга всеки фотон, пътуващ през това пространство. Тъй като енергията на фотона се определя от неговата дължина на вълната, тогава, когато тази дължина на вълната се разтяга, фотонът се измества - пренасочен - към по-ниски енергии.

Тогава е само въпрос на време, докато всички фотони във Вселената не паднат под критичния праг на енергия: енергията, необходима за избиване на електрон от отделните атоми, които съществуват в ранната Вселена. Необходими са стотици хиляди години след Големия взрив за фотоните да загубят достатъчно енергия, за да направят образуването на неутрални атоми дори възможно.

През това време се случват много космически събития: най-ранните нестабилни изотопи се разпадат радиоактивно; материята става по-важна от радиацията; гравитацията започва да дърпа материята на бучки, когато семената на структурата започват да растат. Тъй като фотоните стават все по-червени, изместени, се появява още една бариера пред неутралните атоми: фотоните, излъчвани, когато електроните се свързват с протоните за първи път. Всеки път, когато електрон успешно се свърже с атомно ядро, той прави две неща:

1. Той излъчва ултравиолетов фотон, тъй като атомните преходи винаги каскадират в енергийни нива по предвидим начин.
2. Той е бомбардиран от други частици, включително милиони или около фотони, които съществуват за всеки електрон във Вселената.

Всеки път, когато образувате стабилен неутрален атом, той излъчва ултравиолетов фотон. След това тези фотони продължават по права линия, докато не срещнат друг неутрален атом, който след това йонизират.

Чрез този механизъм няма нетно добавяне на неутрални атоми и следователно Вселената не може да стане прозрачна за светлина сама по този път. Вместо това идва друг ефект, който доминира. Това е изключително рядко, но като се имат предвид всички атоми във Вселената и повече от 100 000 години, от които атомите са необходими, за да станат окончателно и стабилно неутрални, това е невероятна и сложна част от историята.

Повечето пъти, във водороден атом, когато имате електрон, заемащ първото възбудено състояние, той просто пада до състояние с най-ниска енергия, излъчвайки ултравиолетов фотон с конкретна енергия: алфа фотон на Лиман. Но около 1 път на 100 милиона прехода падащото падане ще се случи по различен път, вместо това да се излъчат два фотона с по-ниска енергия. Това е известно като двуфотонно разпад или преход и е това, което е главно отговорно за вселената да стане неутрална.

Когато излъчвате един фотон, той почти винаги се сблъсква с друг водороден атом, вълнувайки го и в крайна сметка води до неговото повторно въвеждане. Но когато излъчвате два фотона, е изключително малко вероятно и двамата да ударят атом едновременно, което означава, че свързвате един допълнителен неутрален атом.

Този преход от два фотона, макар и да е рядък, е процесът, чрез който първо се образуват неутрални атоми. Преминава ни от гореща, изпълнена с плазма Вселена до почти еднакво гореща Вселена, изпълнена със 100% неутрални атоми. Въпреки че казваме, че Вселената е образувала тези атоми на 380 000 години след Големия взрив, това всъщност е бил бавен, постепенен процес, който отне около 100 000 години от двете страни на тази фигура. След като атомите са неутрални, светлината на Големия взрив не може да се разпръсне. Това е произходът на CMB: космическият микровълнов фон.

Това отбелязва първия път, когато Вселената става прозрачна за светлина. Останалите фотони от Големия взрив, вече дълги на дължина на вълната и ниско енергийни, най-накрая могат да пътуват свободно през Вселената. С изчезналите свободни електрони - свързани в стабилни, неутрални атоми - фотоните няма какво да ги спрат или забавят.

Но неутралните атоми вече са навсякъде и те служат с коварната цел. Въпреки че могат да направят Вселената прозрачна за тези нискоенергийни фотони, тези атоми ще се скупчат в молекулни облаци, прах и колекции от газ. Неутралните атоми в тези конфигурации могат да бъдат прозрачни за нискоенергийна светлина, но по-високоенергийната светлина, като тази, излъчвана от звезди, се поглъща от тях.

Когато всички атоми във Вселената вече са неутрални, те вършат невероятно добра работа, като блокират звездната светлина. Същата дългоочаквана конфигурация, която ни беше необходима, за да направим Вселената прозрачна, сега я прави отново непрозрачна за фотоните с различна дължина на вълната: ултравиолетовата, оптичната и близката инфрачервена светлина, произведена от звезди.

За да направим Вселената прозрачна за този друг вид светлина, ще трябва да ги йонизираме отново. Това означава, че се нуждаем от достатъчно високоенергийна светлина, за да изгоним електроните от атомите, към които са свързани, което изисква интензивен източник на ултравиолетова емисия.

С други думи, Вселената трябва да образува достатъчно звезди, за да реионизира успешно атомите вътре в нея, като прави тънкото мегалактично средство с ниска плътност прозрачно за звездна светлина.

Това виждаме дори в нашата собствена галактика: галактическият център не може да се види във видима светлина. Галактическата равнина е богата на неутрален прах и газ, което е изключително успешно за блокиране на ултравиолетовата и видимата светлина с по-висока енергия, но инфрачервената светлина преминава ясно. Това обяснява защо космическият микровълнов фон няма да бъде погълнат от неутрални атоми, но звездната светлина ще.

За щастие, звездите, които образуваме, могат да бъдат масивни и горещи, където най-масивните са много по-светещи и по-горещи дори от нашето Слънце. Ранните звезди могат да бъдат десетки, стотици или дори хиляда пъти по-масивни от нашето собствено Слънце, което означава, че те могат да достигнат повърхностни температури от десетки хиляди градуси и яркости, които са милиони пъти по-сияещи от нашето Слънце. Тези бехемоти представляват най-голямата заплаха за неутралните атоми, разпространени в цялата Вселена.

Това, което трябва да се случи, е да се образуват достатъчно звезди, които да могат да наводнят Вселената с достатъчен брой ултравиолетови фотони. Ако успеят да йонизират достатъчно от тази неутрална материя, запълвайки междугалактическата среда, те могат да изчистят път във всички посоки, за да може звездната светлина да пътува безпрепятствено. Освен това трябва да се случи в достатъчно количество, че йонизираните протони и електрони не могат да се съберат отново. Няма място за шейниганите в стил Рос и Рейчъл в усилията да реионизират Вселената.

Първите звезди правят малка вдлъбнатина в това, но най-ранните звездни клъстери са малки и краткотрайни. През първите няколкостотин милиона години от нашата Вселена всички звезди, които се образуват, едва успяват да вдлъбнат част от материята във Вселената остава неутрална. Но това започва да се променя, когато звездни клъстери се сливат заедно, образувайки първите галактики.

Докато големи струпвания от газ, звезди и други вещества се сливат заедно, те предизвикват огромен изблик на образуване на звезди, осветявайки Вселената, както никога досега. С течение на времето един куп явления се случват наведнъж:

• регионите с най-големи колекции от материя привличат още повече ранни звезди и звездни клъстери към тях,
• регионите, които все още не са образували звезди, могат да започнат,
• и регионите, в които са направени първите галактики, привличат други млади галактики,

всичко това служи за увеличаване на общата скорост на образуване на звезди.

Ако искахме да картографираме Вселената по това време, това, което щяхме да видим, е, че скоростта на образуване на звезди нараства със сравнително постоянна скорост за първите няколко милиарда години от съществуването на Вселената. В някои благоприятни региони достатъчно количество материя се йонизира достатъчно рано, че можем да видим през Вселената, преди повечето региони да бъдат реионизирани; при други може да отнеме два или три милиарда години, за да бъде издухана последната неутрална материя.

Ако трябваше да очертаете неутралната материя на Вселената от началото на Големия взрив, ще откриете, че тя започва да преминава към йонизирана материя на бучки, но също така ще откриете, че са били необходими стотици милиони години, предимно да изчезнат. Това става неравномерно и за предпочитане по местата на най-плътните части на космическата мрежа.

Средно минават 550 милиона години от създаването на Големия взрив, за да се превърне в реионизирана Вселена и прозрачна за звездна светлина. Това виждаме от наблюдаването на свръхдалечни квазари, които продължават да показват абсорбционните характеристики, които причиняват само неутрални, намесени вещества. Но реионизацията не се случва навсякъде наведнъж; той достига завършване в различно време в различни посоки и на различни места. Вселената е неравномерна, както и звездите, галактиките и струпването на материя, които се образуват вътре в нея.

Вселената става прозрачна за светлината, останала от Големия взрив, когато е била приблизително на 380 000 години, и остава прозрачна за светлината с дълги вълни след това. Но едва когато Вселената навърши възраст около половин милиард години, тя стана напълно прозрачна за звездна светлина, като някои локации изпитват прозрачност по-рано, а други я преживяват по-късно.

За да се изследват отвъд тези граници е необходим телескоп, който отива на по-дълги и по-дълги вълни. С късмет космическият телескоп Джеймс Уеб най-накрая ще отвори очите ни за Вселената, както беше през тази епоха между тях, където е прозрачен за сиянието на Големия взрив, но не и за звездната светлина. Когато отвори очи за Вселената, най-накрая можем да научим как е израснала Вселената през тези слабо разбирани тъмни векове.

Starts With A Bang вече е на Forbes и е публикуван отново на Medium благодарение на нашите привърженици на Patreon. Итън е автор на две книги, „Отвъд галактиката“ и „Трекнология: Наука за звездното пътуване от трикрилите до Warp Drive“.