Wir wissen nicht, wie ein Stern erscheint, aber wir möchten wissen, wie 10 Milliarden Sterne erscheinen
- Carlos Frank
Wenn wir in die entlegenen Teile des Universums schauen, schauen wir in seine Vergangenheit. Je weiter das Objekt entfernt war, desto länger ging sein Licht zu unseren Augen. Und jedes Mal, wenn wir weiter als bisher schauen, blicken wir in eine tiefere Vergangenheit - näher am Urknall.
Das früheste, was wir gesehen haben, ist natürlich Reliktstrahlung, das restliche Leuchten des Urknalls. Wenn wir diese Hintergrundstrahlung beobachten, die zu einer Zeit emittiert wird, als das Universum schließlich auf Temperaturen abgekühlt ist, die die Bildung von Atomen ermöglichen, erhalten wir ein Bild des Universums im Alter von 380.000 Jahren!
Es gibt jedoch eine theoretische Vorhersage bezüglich des Urknalls, die aus noch früheren Zeiten stammt. Dies ist vielleicht die früheste aller Vorhersagen, die überprüft werden können! Der Urknall spricht nicht nur darüber, wann sich die Atome zum ersten Mal bilden sollten, sondern auch darüber, welche Art von Atomen sie sein sollten.
Wie ist das Schneller Vorlauf zu den frühesten Stadien, über die wir sprechen können und bei denen wir uns immer noch zu 100% der Richtigkeit der Physik sicher sind.
Denken Sie daran, dass sich das Universum ausdehnt und abkühlt, was bedeutet, dass es in der Vergangenheit heißer und dichter war! Als das Universum weniger als 380.000 Jahre alt war, war es natürlich zu heiß für neutrale Atome, aber was ist, wenn wir noch weiter gehen?
Einmal war es sogar für Kerne zu heiß und dicht und noch früher - zu energisch für die Existenz von Protonen und Neutronen! Als das Alter des Universums einen Bruchteil einer Sekunde nicht überschritt, hatten wir nur ein Meer von Quarks, Gluonen, Leptonen, Antileptonen und superschneller Strahlung, und all dies schwebte in der Primärsuppe des frühen Universums!
In diesem Zustand kollidiert alles extrem schnell und befindet sich im thermischen Gleichgewicht. Die Erzeugung und Vernichtung von Teilchen / Antiteilchen-Paaren erfolgt sehr schnell. Fast alle Partikel sind jedoch instabil. Mit der Expansion und Abkühlung des Universums zerfallen schwere Leptonen und Quarks, überschüssige Materie und Antimaterie treten auf und vernichten sich, und die verbleibenden Quarks (obere und untere Quarks in ungefähr gleichen Mengen) kühlen genug ab, um zu einzelnen Protonen und Neutronen zu kondensieren. Wenn das Universum 10 Mikrosekunden erreicht, gibt es ungefähr die gleiche Anzahl von Protonen und Neutronen.
Das Universum ist jedoch auch mit Elektronen und Antielektronen gefüllt, besser bekannt als Positronen. Jedes Mal, wenn ein Proton mit einem ausreichend energetischen Elektron kollidiert, wird ein Neutron (und Neutrino) geboren, und jedes Mal, wenn ein Neutron mit einem ausreichend energetischen Positron kollidiert, wird ein Proton (und Antineutrino) geboren. Anfangs laufen diese Reaktionen ungefähr mit der gleichen Geschwindigkeit ab, und wir erhalten ein Universum mit normaler Materie, das zu 50% aus Protonen und zu 50% aus Neutronen besteht.
Aufgrund der Tatsache, dass Protonen leichter als Neutronen sind, wird es rentabler,
die Anzahl der Protonen energetisch zu
erhöhen und die Anzahl der Neutronen zu verringern . Bis das Universum 3 Sekunden alt ist und alle Transformationen praktisch gestoppt sind, befinden sich bereits
85% der Protonen und 15% der Neutronen im Universum. Und zu diesem Zeitpunkt ist es immer noch heiß und dicht genug, damit Protonen und Neutronen versuchen können, die Kernfusion von Deuterium, dem ersten schweren Wasserstoffisotop, zu starten!
Aber im Universum gibt es mehr als eine Milliarde Photonen pro Proton oder Neutron, und die Temperatur ist immer noch zu hoch, als dass das resultierende Deuterium nicht sofort zerstört werden könnte. Also warten wir, warten und warten, bis sich das Universum abgekühlt hat, um Deuterium zu erzeugen und es nicht sofort zu zerbrechen. In der Zwischenzeit besteht das Problem darin, dass das Neutron instabil ist und einige Neutronen in Protonen, Elektronen und Antineutrinos zerfallen.
Schließlich werden Photonen zwischen 3 und 4 Minuten nach der Existenz des Universums ausreichend abgekühlt, um Deuterium nicht schneller aufzubrechen, als Protonen und Neutronen es erzeugen können. Das Universum durchläuft einen mit Deuterium verbundenen Engpass. In diesem Moment gibt es im Universum aufgrund von Zerfällen 88% Protonen und 12% Neutronen.
Wenn sich im Universum Deuterium zu bilden beginnt, fügt es sofort Protonen und / oder Neutronen hinzu und klettert die Leiter der Elemente zu Tritium oder Helium-3 und dann zu extrem stabilem Helium-4!
Fast alle Neutronen wurden in Helium-4-Atomen gefunden, die nach dieser Nukleosynthese 24 Massen-% aller Atome ausmachen. Wasserstoffkerne - nur einzelne Protonen - machten die restlichen 76% aus. Es gab auch einen kleinen Anteil (von 0,001% bis 0,01%) an Helium-3, Tritium (Zerfall zu Helium-3) und Deuterium und einen noch geringeren Anteil verschiedener Formen von Lithium und Beryllium, die aus der Nukleosynthese mit dem Helium-4-Kern resultierten.
Aufgrund einer Kombination von Faktoren - dem Fehlen stabiler Kerne mit einer Masse von 5 oder 8, der zu diesem Zeitpunkt relativ niedrigen Temperatur und Dichte des Universums und der starken elektrischen Abstoßung schwerer Isotope - wurde nichts Schwereres gebildet.
Und solche Elemente wurden von der Urknalltheorie vorhergesagt. Mit unserem Wissen über CMB können wir mit unglaublicher Genauigkeit bestimmen, wie viel spezifisch Helium-4, Helium-3, Deuterium und Lithium-7 heute sein sollten. Diese Vorhersage - die anfängliche Fülle an Lichtelementen - ist eine der größten Vorhersagen, die aus dem Urknallmodell hervorgegangen sind.
Danach dehnt sich das Universum einfach aus und kühlt sich ab, und instabile Isotope (wie Tritium) zerfallen in stabile, bis diese im Urknall-Kernofen erzeugten Atomkerne Elektronen fangen und sich in neutrale Atome verwandeln.
Natürlich ist es eine besonders schwierige Aufgabe, diese Atome zu sehen und ihre Häufigkeit zu messen. Warum? Schauen wir uns an, was Sie sehen können, wenn Sie in das frühe Universum schauen.
Wir wollen die allerersten Atome sehen: jene, die in den dunklen Zeiten des Weltraums existierten. Aber es ist extrem schwierig.
Wir bestimmen das Vorhandensein von Elementen im Universum anhand ihrer atomaren Übergänge. Sie zeigen entweder Emissionslinien, wenn die Atome heiß genug sind und ihre angeregten Elektronen sich in einen Zustand niedrigerer Energie bewegen, oder Absorptionslinien, wenn sich die Atome in einem kalten Zustand mit niedriger Energie befinden, aber hinter ihnen befindet sich eine heiße Quelle, deren Photonen auf dem richtigen Energieniveau absorbiert werden Atome.
Das Problem ist natürlich, dass diese Atome des „dunklen Zeitalters“ selbst zu kalt sind, um Emissionslinien abzugeben, und die Strahlung dahinter zu schwach ist, um Absorptionslinien zu verursachen! Deshalb müssen wir warten, bis die Schwerkraft ihre Aufgabe erfüllt und genug davon an einen Ort zieht, damit wir etwas verwenden können, das energetisch genug ist, um Absorptionslinien zu verursachen!
Nach einem ausreichend starken Gravitationskollaps wird das Universum an einigen Stellen dicht genug, um zum ersten Mal Sterne zu bilden! Regionen, die schneller dichter werden als andere, bilden zuerst Sterne - 50-150 Millionen Jahre nach dem Urknall - und andere Regionen bleiben neutral, sternfrei und unberührt.
Das erste Problem ist, dass bei der Erzeugung dieser ersten Sterne das Licht von ihnen durch neutrale Atome blockiert wird, genau wie das Sternenlicht durch eine dichte Wolke interstellaren Gases blockiert wird.
Wenn wir also das Licht dieser Sterne (oder einer Lichtquelle) sehen wollen, müssen wir diese neutralen Atome loswerden. Dazu ist es notwendig, genügend Sterne im Universum zu bilden, um die meisten (99% +) neutralen Atome zu reionisieren. Glücklicherweise tut das Universum dies alleine und in weniger als einer Milliarde Jahren.
Ein weiteres Problem ist, dass Gravitationskollaps und das Erscheinen der ersten Sterne nicht nur das Universum mit den von ihnen erzeugten schweren Elementen verstopfen, sondern auch diese mageren leichten Elemente - Deuterium, Lithium, Helium-3 - zerstören, die wir messen möchten!
Sie könnten also denken, dass
Trick-22 hier funktioniert. Wie können wir diese ersten, unberührten Atome messen, wenn wir sie erst nach einer Milliarde Jahren messen können, wenn alles, was passiert, die Atome des Universums verschmutzt?
Aber es gibt Hoffnung.
Im Universum gibt es - obwohl sie schwer zu finden sind - isolierte Galaxien von ultrakleiner Masse, wie die oben abgebildete Zwerggalaxienpumpe (aus der Konstellationspumpe).
Theoretisch könnten extrem isolierte Materiestücke, deren Masse ungefähr 0,0001% der Masse unserer Milchstraßengalaxie beträgt, überleben, ohne überhaupt Sterne zu bilden, und nicht länger als eine Milliarde Jahre durch die poststellare Masse neben ihnen kontaminiert werden. Aber um ein solches Stück zu finden, mussten wir sehr viel Glück haben.
Wir
hatten genau so viel
Glück , wie wir gehofft hatten.
Die hellsten und hellsten Objekte, die an den äußersten Rändern des Universums sichtbar sind, sind
Quasare , von denen die meisten im allerletzten Stadium der Reionisierung - wenn Materie für Licht transparent wird - im Universum sichtbar sind. Der glückliche Unfall ermöglichte es nach
58 Jahren spektroskopischer Untersuchung von Quasaren , die vom Team von Fumagali, Omear und Prochask angezeigt wurden, zwei Wolken aus makellosem, unverschmutztem Gas zu finden, die aus dem Urknall in den Spektren von Quasaren erhalten waren!
Oben auf dem Bild ist ein
Quasarspektrum abgebildet, das aus der
Arbeit von Fumagali und anderen stammt. Ein Fehler in einem Zick-Zack-Diagramm ist ein Zeichen für die Absorptionslinie! In diesem Fall zeigen die Absorptionslinien die Eigenschaften einer Wolke aus neutralem Wasserstoffgas mit einer Rotverschiebung von etwas mehr als 3, dh etwa 2 Milliarden Jahre nach dem Urknall (und etwa 1 Milliarde Jahre nachdem das erste Licht diesen Quasar verlassen hat). ) Es gibt jedoch normalerweise Anzeichen für eine lebenswichtige Aktivität früherer Sterne - wie "umweltschädliche" Elemente wie Kohlenstoff, Sauerstoff, Silizium usw. - nicht nur klein, sondern sehr klein,
weniger als 0,01% der in unserer Sonne enthaltenen Menge. Dies ist, wenn wir berücksichtigen, dass die nächste „Reinheitswolke“, die wir im Universum entdeckt haben, bereits
mehr als 0,1% der Anzahl schwerer Elemente in der Sonne enthält.
Dies ist also nicht nur die am wenigsten verschmutzte und unberührteste Menge von Atomen, die wir gefunden haben, sondern es ist auch der beste aller Tests, bei denen die Häufigkeit von Lichtelementen - gemessen an der Stärke ihrer spektralen Absorptionslinien - mit den Vorhersagen der Urknalltheorie übereinstimmt!
Was sind die Ergebnisse? Schauen Sie sich den makellosesten Punkt ganz links auf der Karte an. Dies sind die zuverlässigsten Daten, die wir jemals zu diesem Thema erhalten haben!
Die Arbeit sagt:
Auf der Sichtlinie der Quasare wird das gemessene log (D / H) = –4,55 ± 0,03 in Ωb, 0h2 (BBN) = 0,0213 ± 0,0010 neu berechnet, was vollständig mit der Menge übereinstimmt, die aus dem Leistungsspektrum des CMB, Ωb, 0h2 (CMB) = folgt 0,02249 ± 0,00057. Dieser schöne Zufall zwischen zwei unabhängigen Experimenten markiert den Triumph der Urknalltheorie.
Und was ist das Beste - wenn wir die in diesen Gaswolken gefundenen Elemente besser messen wollen, müssen wir sie nur etwas länger untersuchen! Ja, wir können Glück haben und noch mehr dieser unberührten Gaswolken finden (die Faustregel besagt, dass ein Fall ein Unfall ist und zwei bereits ein mögliches Muster sind), aber selbst wenn wir sie nicht finden, müssen wir nur länger und sorgfältig suchen diese Quasare, und wir können die Anzahl der Elemente in ihnen noch besser klären!
Auf diese Weise haben wir die ersten Atome des Universums entdeckt und die Richtigkeit einer weiteren Vorhersage der Urknalltheorie bewiesen.