Загадка 21 сантиметра: как слабейший сигнал раскрыл тайны мёртвого времени Вселенной

Вселенная начала нагреваться через 800 миллионов лет после Большого взрыва — астрономы

Сначала — Большой взрыв: Вселенная раскалена, плотна и похожа на кипящую "кашу" из частиц и света. Фотоны есть в изобилии, но далеко улететь они не могут — их постоянно рассеивают электроны и ионизированные ядра. И лишь примерно через 380 тысяч лет космос остывает настолько, что электроны начинают "прилипать" к ядрам, образуя нейтральные атомы. Пространство становится прозрачным, и освобождённый свет уходит в свободный полёт на миллиарды лет — сегодня мы видим его как реликтовое микроволновое излучение. Об этом сообщает издание Рlanet today.

Что было после реликтового излучения: время без звёзд

Когда фотоны реликтового излучения уже разлетелись, наступила странная пауза. Газа вокруг много — в основном водород и гелий, но источников яркого света почти нет. Огромные облака вещества ещё не успели схлопнуться под действием гравитации и разжечь первые звёзды, поэтому космос долго оставался тусклым. Этот промежуток между "включением прозрачности" (рекомбинацией) и "вторым включением ионизации" (реионизацией) называют космическими тёмными веками.

Название звучит драматично, но смысл простой: привычных маяков — звёзд и галактик — ещё нет, а значит наблюдать такую Вселенную напрямую крайне трудно. По сути, мы знаем, что период должен существовать по теории и по общей хронологии формирования структур, но добыть убедимые прямые наблюдательные следы долгое время было почти невозможно.

Единственная подсказка из "темноты": линия 21 сантиметр

Во время тёмных веков атомы в основном находятся в своих самых низкоэнергетических состояниях. А свет, который мы видим в быту и в телескопы, чаще всего рождается, когда электрон падает с более высокого уровня на более низкий и отдаёт энергию фотоном. Если "падать" некуда — яркого свечения не будет.

Но у нейтрального водорода есть хитрый обходной путь: он способен излучать очень слабую радиоволну с длиной около 21 сантиметра. Источник не в переходе между орбитальными уровнями, а в спиновом взаимодействии протона и электрона. Когда их спины ориентированы одинаково, система содержит чуточку больше энергии; при перевороте спина электрона разница высвобождается фотоном. Отсюда и название — "линия 21 см".

Казалось бы, сигнал микроскопический, но водорода во Вселенной больше всего. Поэтому, если научиться ловить эту линию, можно составлять карты распределения вещества и изучать, как газ двигался и менялся со временем. Доплеровский сдвиг (а в космологии особенно важен ещё и красный сдвиг из-за расширения пространства) позволяет по одной и той же "паспортной" длине волны понять, насколько далеко и из какой эпохи пришёл сигнал.

Зачем это нужно: от карт материи до истории нагрева

Линия 21 см давно ценится как инструмент космической "томографии": по сути, это шанс увидеть не отдельные яркие объекты, а фон — структуру межгалактического газа. В более поздние эпохи похожая логика помогала изучать движения газа в галактиках и делать выводы о том, что видимого вещества недостаточно для объяснения скоростей вращения — так укреплялись аргументы в пользу тёмной материи.

Но для тёмных веков ставка ещё выше: линия 21 см может рассказать, когда газ начал прогреваться, когда появились первые источники излучения и как быстро шла подготовка к рождению первых звёзд и галактик. Астрономы особенно внимательно смотрят на участок истории, близкий к эпохе реионизации — времени, когда первые светила постепенно начали снова ионизировать водород вокруг себя.

Почему наблюдать 21 см в ранней Вселенной очень сложно

Есть две главные проблемы. Первая — слабость сигнала: он тонет в море радиошума, который создают и земные источники, и сама наша Галактика. Вторая — красный сдвиг: чем дальше и древнее сигнал, тем в более длинноволновую (низкочастотную) область он уходит. А именно там земная атмосфера, радиопомехи и особенности инструментов делают работу особенно капризной.

Поэтому долгие годы тёмные века оставались скорее теоретической главой. Ситуация начала меняться лишь тогда, когда появились достаточно чувствительные радиомассивы, новые методы калибровки и способность суммировать данные очень долгих наблюдений, по сути "выкапывая" космологический шёпот из общего гула.

Что показали новые наблюдения: "темно, но не холодно"

В одном из недавних исследований команда использовала данные радиотелескопа Murchison Widefield Array в Западной Австралии. Чтобы отделить космологический сигнал от фона, исследователи объединили наблюдения, накопленные примерно за десять лет, и оценили спектр мощности водородной линии 21 см в эпоху реионизации.

Интерпретация получилась любопытной: водород в межгалактическом пространстве начал нагреваться примерно через 800 миллионов лет после Большого взрыва. То есть поздний этап тёмных веков мог быть действительно тёмным — ярких звёзд ещё мало, — но при этом газ уже перестал быть "ледяным". Другими словами, подготовка к "звёздному рассвету" шла заранее и не обязательно требовала того, чтобы звёзды уже массово светили.

Кто мог подогревать Вселенную до первых звёзд

Как только появляется вывод о раннем нагреве, тут же возникает вопрос об источнике энергии. Одна из обсуждаемых гипотез — вклад рентгеновского излучения от самых ранних чёрных дыр или связанных с ними объектов. Рентгеновские фотоны обладают достаточной проникающей способностью, чтобы влиять на межгалактический газ и менять его температуру и состояние ещё до того, как ультрафиолет от первых звёзд начнёт повсеместно ионизировать водород.

Какой бы механизм ни оказался главным, такие результаты, по смыслу, плохо согласуются с моделью "холодного старта" реионизации — сценарием, где межгалактический водород остаётся холодным вплоть до момента, когда первые источники света начинают резко менять картину. Вместо этого вырисовывается более "плавная" история: даже в эпоху, которую мы называем тёмной, Вселенная уже активно перестраивалась и подготавливала условия для появления устойчивых звёздных систем.

Сравнение: "холодный старт" и ранний нагрев перед реионизацией

Модель "холодного старта". Межгалактический газ долго остаётся очень холодным, а значимый нагрев и изменения начинаются почти одновременно с массовым появлением первых звёзд и галактик. Наблюдательный сигнал 21 см в таком случае должен вести себя определённым образом, отражая резкий перелом.
Сценарий раннего нагрева. Газ начинает теплеть заранее — до яркого "рассвета" первых звёзд. Тогда линия 21 см несёт следы более ранней энергетической подпитки, а реионизация выглядит как продолжение уже начавшихся процессов.

Такое сравнение важно не ради терминов, а чтобы понимать, какие именно физические истории мы проверяем наблюдениями.

Советы шаг за шагом: как ориентироваться в новостях про тёмные века

Определите, о какой эпохе речь: тёмные века, эпоха реионизации или уже сформировавшиеся галактики — это разные "главы" с разными физическими процессами.
Уточните, что именно измеряли: прямой сигнал линии 21 см, его статистику (например, спектр мощности) или косвенные следы через поглощение и фон.
Смотрите на метод борьбы с шумом: суммирование данных за годы, калибровка, фильтрация помех — без этого результат трудно оценить.
Разделяйте "газ нагрелся" и "звёзды зажглись": нагрев может начаться раньше массового звездообразования.
Держите в голове альтернативы: ранний нагрев могут объяснять разные источники энергии, а не только один "подозреваемый".