Kovo pradžioje prestižiniame žurnale Nature buvo paskelbta apie pirmųjų Visatos žvaigždžių pėdsako atradimą. Šis pėdsakas – žvaigždžių spinduliuotės sukeltų aplinkinės medžiagos savybių pasikeitimas, užfiksuotas radijo bangų diapazone, maždaug ties 78 MHz dažniu. Ir nors tai nėra tiesioginis žvaigždžių aptikimas, šis atradimas leidžia labai tvirtai teigti, kad pirmosios žvaigždės Visatoje pradėjo formuotis praėjus ne daugiau nei 180 milijonų metų po Didžiojo sprogimo. Čia šiek tiek plačiau pristatysiu, kaip šis atradimas buvo padarytas ir kodėl galima teigti tai, kas yra teigiama.

Šio straipsnio nebūtų buvę, jei ne mano rėmėjai Patreon platformoje. Ačiū jiems! Jei manote, kad mano tekstai to verti, jūs taip pat galite paremti šį blogą finansiškai.

Pradėkime nuo kai kurių bazinių žinių apie žvaigždžių formavimąsi. Žvaigždės atsiranda, kai tarpžvaigždinių dujų debesis, veikiamas savo paties gravitacijos ir netvarkingo (turbulentiško) dujų judėjimo, subyra į gabalus, o tie gabalai susitraukia. Traukdamiesi jie tankėja ir įkaista, kol galiausiai pasiekia pakankamą tankį ir temperatūrą, kad prasidėtų termobranduolinės reakcijos – tą momentą vadiname žvaigždės gimimu. Ne visi gabalai yra vienodų matmenų, taigi ir žvaigždės yra įvairių masių – nuo 8% Saulės masės iki 200 kartų masyvesnių už mūsų žvaigždę. Kuo žvaigždė masyvesnė, tuo ryškiau ir mėlyniau ji šviečia, ir tuo trumpiau gyvena. Masyvios, trumpai gyvenančios žvaigždės skleidžia daug ultravioletinių ir rentgeno spindulių, mažos ilgaamžės – daug infraraudonųjų. Bet kokioje žvaigždžių populiacijoje masyvesnių žvaigždžių yra mažiau, nei mažesnės masės, ir ši proporcija yra beveik visur vienoda. Tačiau masyvių žvaigždžių spinduliuotė, būdama daug ryškesnė, nustelbia skaitlingesnes blausesnes mažąsias. Taigi jaunos žvaigždžių grupės švyti mėlynai, o sendamos ima rausti, kai viena po kitos savo gyvenimus baigia masyvios narės.

Pačioje Visatos pradžioje žvaigždžių nebuvo. Praėjus 300 tūkstančių metų po Didžiojo sprogimo, Visatą sudarantis vandenilis tapo neutralus: protonai pasigavo elektronus ir daugiau nebepaleido, o fotonai ėmė sklisti dideliais atstumais nesąveikaudami su medžiaga. Fotonai neturėjo ko apšviesti, ir nebuvo jokių spinduliuotės šaltinių – prasidėjo Tamsieji amžiai. Jie tęsėsi kelis šimtus milijonų metų, iki susiformuojant pirmosioms žvaigždėms ir įsižiebiant pirmiesiems aktyviems galaktikų branduoliams. Naujasis atradimas mums leidžia nustatyti, kada šie Tamsieji amžiai baigėsi, nes pirmųjų žvaigždžių spinduliuotės pėdsakas parodo ir tai, kada tos žvaigždės susiformavo.

Žvaigždžių formavimosi procesas ankstyvojoje Visatoje turėjo būti panašus į aukščiau aprašytąjį. Šiek tiek skyrėsi jo detalės – greičiausiai žvaigždės buvo masyvesnės, nei dabartinės, nes vien iš vandenilio ir helio, be jokių sunkesnių elementų, sudaryti dujų telkiniai ne taip efektyviai byra į dalis. Tačiau vis tiek buvo ir masyvių, ir mažesnės masės žvaigždžių; masyvios žvaigždės skleidė ultravioletinę ir rentgeno spinduliuotę; o ši spinduliuotė darė poveikį aplinkinei medžiagai.

Stipriausias žvaigždžių spinduliuotės poveikis vadinamas rejonizacija. Tai – elektronų atplėšimas nuo vandenilio ir helio atomų, pakeitęs didžiosios Visatos tūrio dalies būseną iš neutralios į jonizuotą. Taip medžiaga Visatoje vėl tapo panaši į buvusią pirmuosius 300 tūkstančių metų po Didžiojo sprogimo. Šį procesą tyrinėjame jau seniai ir gana neblogai žinome, jog jis baigėsi Visatai esant maždaug milijardo metų amžiaus; tuo metu jau beveik visą jos tūrį užpildė iš naujo jonizuota medžiaga. Tik galaktikų viduje tankesni debesys buvo atsparūs šiam poveikiui ir liko neutralūs. Kada rejonizacija prasidėjo, nėra labai aišku, nes pirmieji jonizuotos medžiagos burbulai buvo gaubiami neutralių dujų, kurios efektyviai sugerdavo jų spinduliuotę.

Bet koks atomas jonizuojamas tada, kai į jį pataiko fotonas, kurio energija viršija elektrono ir protono ryšio energiją atome. Vandenilio ryšio energija, dar vadinama jonizacijos potencialu, yra 13,6 eV. eV, arba elektronvoltas, yra atomo fizikoje naudojamas energijos matas, lygus $$1.6\times10^{-19}$$ džaulio. Energija labai maža, bet ir kalbame apie labai mažus objektus. Fotonų energija atvirkščiai proporcinga jų bangos ilgiui: regimosios šviesos fotonų energija svyruoja tarp 1,6 ir 2,7 eV, taigi jonizuojantys fotonai yra trumpesnės, ultravioletinės ir rentgeno, bangos. Tačiau ir mažesnės energijos spinduliai gali paveikti aplinkines dujas.

Šio poveikio pagrindas yra fotonų sugėrimas ir elektrono energijos padidėjimas. Elektronas, pagautas protono, gali egzistuoti įvairiuose energijos lygmenyse – būti stipriau ar silpniau pririštas. Sugėręs tinkamo dažnio fotoną, net jei energijos neužtenka atomui jonizuoti, elektronas gali pašokti į aukštesnį energijos lygmenį. Toks atomas (ir elektronas) vadinamas sužadintu, o po sužadinimo seka deeksitacijos (lietuviškai turbūt galima būtų pavadinti „nurimimo“) procesas, kai elektronas nukrenta į žemesnį lygmenį ir išspinduliuoja fotoną. Galiausiai, po vieno ar kelių šuolių, elektronas pasiekia vieną iš dviejų žemiausių lygmenų. Jų energija skiriasi labai menkai – yra vos 6 mikroelektronvoltai ir atitinka radijo bangą, kurios ilgis siekia 21 centimetrą. 21 centimetro linijos spinduliuotė, kylanti dėl elektronų šokinėjimų tarp šių žemiausių lygmenų, duoda labai daug informacijos apie atominio (t.y. nejonizuoto ir į molekules nesusijungusio) vandenilio išsidėstymą Visatoje.

Šuoliai tarp bet kurių energijos lygmenų, taip pat ir dviejų žemiausių, gali vykti ir sugeriant/išspinduliuojant fotonus (kaip rašiau aukščiau), ir susiduriant dujų dalelėms. Kuris iš šių procesų dominuoja, priklauso nuo dujų tankio, temperatūros, spinduliuotės lauko intensyvumo ir energijos lygmenų skirtumo. Šuolių dažnumas taip pat nulemia ir elektronų populiacijų balansą, t.y. elektronų, esančių kiekviename lygmenyje, skaičių santykį. Iki atsirandant pirmosioms žvaigždėms, vandenilio dujų balansą nulėmė daugiausiai foninė spinduliuotė, kurią šiuo metu matome mikrobangų ruože, bet tuo laiku ji dar buvo infraraudonoji. Kitaip tariant, elektronų pasiskirstymas dviejuose žemiausiuose vandenilio energijos lygmenyse tuo metu atitiko tokį, koks būtų dujoms esant maždaug 45-60 kelvinų (laipsnių virš absoliutaus nulio) temperatūros. Tačiau iš tikro dujų temperatūra (išmatuojama pagal jų tipinį judėjimo greitį) turėjo būti gerokai žemesnė – 5-10 laipsnių.

Kai dujas pradėjo veikti pirmųjų žvaigždžių spinduliuotė, elektronai ėmė šokinėti į aukštesnius ir žemesnius lygmenis kaip pašėlę. Tačiau dujų temperatūra kilo labai lėtai. Daug greičiau įvyko elektronų balanso persiskirstymas – šokinėdami iš aukštesnių lygmenų į du žemiausius, jie pastaruosiuose pasiskirstė taip, kaip turėtų pagal tikrąją dujų temperatūrą. Kitaip tariant, staiga gerokai išaugo elektronų skaičius pačiame žemiausiame lygmenyje, o truputį aukštesniame – gerokai sumažėjo.

Kosminė foninė spinduliuotė ir toliau sąveikavo su dujomis. Nors atkurti ankstesnio elektronų pasiskirstymo ji nepajėgė, tačiau nemažai foninių fotonų buvo sugeriama ir toliau nebesklido. Taigi ir mūsų teleskopus iš šio laikotarpio pasiekia truputį mažiau kosminės foninės spinduliuotės, nei iš anksčiau – matome sugerties (absorbcijos) signalą. Šį signalą irgi galima išreikšti temperatūros pokyčiu, bet šios temperatūros nereikėtų painioti su skirtumu tarp spinduliuotės ir dujų temperatūrų pirmųjų žvaigždžių formavimosi laikotarpiu.

Būtent tokį absorbcijos signalą ir aptiko mokslininkai, naudodamiesi Vakarų Australijoje esančios Murchison radijo observatorijos įranga. Netoli šios observatorijos yra statomas milžiniškas radijo teleskopų masyvas SKA (Square Kilometre Array), kurio vienas iš tikslų bus ankstyvosios Visatos procesų tyrinėjimas. Naujasis atradimas yra gana netikėtas tuo, kad buvo padarytas su gerokai mažesniais pajėgumais, nei suteiks SKA. Bet dėl to atradimo reikšmingumas tik išauga – signalas yra patikimas, aptinkamas įvairiomis kryptimis (taigi nesusijęs su jokiu konkrečiu, tik dar neaptiktu, dujų telkiniu, o su visa ankstyvąja Visata), ir duoda daug informacijos apie pirmąsias žvaigždes.

Teoriškai šis efektas nagrinėtas dar šeštajame praeito amžiaus dešimtmetyje, tik tuo metu niekas jo nesiejo su pirmosiomis Visatos žvaigždėmis. Gerokai vėliau, 2006 metais, teoriškai apskaičiuotas tokio absorbcijos signalo tikėtinas gylis. Tada nustatyta, kad jis turėtų siekti apie dešimtadalį kelvino. Bet dabartinis rezultatas yra bene penkis kartus didesnis – absorbcija siekia pusę kelvino. Net įskaitant visas įmanomas paklaidas, atsirandančias dėl instrumentų netobulumo ir duomenų variacijų, stebima absorbcija yra didesnė už prognozuojamą. Paprasčiausi šio neatitikimo paaiškinimai yra du: arba foninė spinduliuotė stebimu metu buvo energingesnė (šiltesnė), arba dujos buvo šaltesnės. Antrasis paaiškinimas yra daug tikėtinesnis, nes spinduliuotės temperatūra priklauso tik nuo Visatos plėtimosi, kurį suprantame palyginus neblogai.

Kaip galėtų medžiaga atvėsti iki 2-3 kartus žemesnės temperatūros, nei prognozuoja tipiniai modeliai? Vienas galimas būdas – dujų sąveika su tamsiąja materija. Jei pastaroji gali kažkiek sąveikauti su įprasta medžiaga ne tik gravitaciškai, bet ir elektromagnetiškai, tokiu atveju įprasta medžiaga gali prarasti dalį energijos, atiduodama ją tamsiajai. Deja, kol kas bandymai aptikti tamsiosios materijos daleles yra nesėkmingi. Taigi negalime ir pasakyti, ar šis paaiškinimas yra teisingas. Galbūt ateities detalesni stebėjimai sustiprins jo tikėtinumą, o gal kaip tik pasiūlys kitokių idėjų.

Kitos dvi išvados, kurias leidžia daryti šis atradimas, susijusios su absorbcijos signalo pradžia ir pabaiga. Sugeriama spinduliuotė yra 21 centimetro bangos ilgio, tačiau kol pasiekia mus, šie fotonai išsitempia dėl Visatos plėtimosi. Taigi matome juos didesnio bangos ilgio, arba atitinkamai mažesnio dažnio, diapazone. Priklausomai nuo to, kada fotonai buvo sugerti, absorbciją matysime ties skirtingu dažniu. Taigi faktas, jog absorbciją stebime tarp 68 ir 87 MHz dažnių, leidžia pasakyti, kada ji prasidėjo ir kada pasibaigė. 68 MHz yra 21 kartą mažesnis dažnis, nei laboratorinis 21 centimetro linijos dažnis (1,42 GHz), o 87 MHz – 16 kartų mažesnis. Taigi absorbcija vyko laikotarpiu, kai Visata buvo 16-21 kartą mažesnė, nei yra dabar. Pasinaudodami kosmologiniu modeliu ir jo duodamais matematiniais sąryšiais, susiejančiais Visatos dydžio pokyčius su laiku, galime nustatyti, kad šis laikotarpis atitinka maždaug 180-270 milijonų metų po Didžiojo sprogimo. Taigi pirmosios žvaigždės pradėjo formuotis, kai Visatos amžius buvo apie 180 milijonų metų.

O kodėl absorbcija pranyksta po 270 milijonų metų? Tikrai ne todėl, kad žvaigždės kur nors išnyko; priešingai – jų tik daugėjo. Ir jų spinduliuotė po truputį šildė dujas. Mat kartais fotonas ne sužadina elektroną, bet perduoda dalį energijos visam atomui, pagreitindamas jį. O didesnis atomų greitis reiškia didesnę dujų temperatūrą. Kuo aukštesnė dujų temperatūra, tuo daugiau elektronų yra aukštesniajame iš dviejų žemiausių energijos lygmenų, ir tuo mažiau jos sugeria foninės spinduliuotės fotonus. Kai dujų temperatūra pakilo iki maždaug 45 kelvinų, t.y. susilygino su foninės spinduliuotės temperatūra, absorbcija baigėsi.

Beje, iškart po absorbcijos periodo turėjo prasidėti stipresnės spinduliuotės periodas – radijo bangų iš žemesnių nei 68 MHz dažnių turėtume užfiksuoti šiek tiek daugiau, nei didesnio už 87 MHz dažnio. Kol kas stebėjimai nebuvo pakankamai detalūs, kad galėtume šį signalą aptikti, be to, šiame atradime buvo ieškoma tik absorbcijos. Tačiau ateityje – galbūt su jau minėtu SKA radijo teleskopų masyvu – turėtume aptikti ir jį. Tada galėsime įvertinti ne tik kada pradėjo formuotis žvaigždės, bet ir kaip sparčiai jos formavosi pačioje Visatos jaunystėje.

Atradimo straipsnis publikuotas kovo pradžioje žurnale Nature. Taip pat galite pasiklausyti vieno iš atradėjų, Alano Rogerso, pranešimo apie atradimą, daryto Harvardo universiteto Astrofizikos tyrimų centre.

Laiqualasse