Ο Κοσμικός Μεσαίωνας του Σύμπαντος

Άρθρο, Νοέμβριος 2006

Οι αστρονόμοι προσπαθούν να γεμίσουν τις λευκές σελίδες στο άλμπουμ των φωτογραφιών του βρεφικού σύμπαντος

Όταν κοιτάω στο νυχτερινό ουρανό συχνά αναρωτιέμαι εάν εμείς οι άνθρωποι είμαστε απορροφημένοι μόνο με τους εαυτούς μας. Γιατί υπάρχουν πολύ περισσότερα πράγματα  εκεί έξω στο σύμπαν, από αυτά που συναντά το μάτι μας στη Γη. Σαν αστροφυσικός έχω το προνόμιο να πληρώνομαι για να το σκέφτομαι, και αυτό με χαρακτηρίζει. Υπάρχουν πράγματα που αν δεν ήμουν αστροφυσικός θα με ενοχλούσαν, παραδείγματος χάριν ο θάνατος μου. Ο καθένας μας θα πεθάνει κάποτε, αλλά όταν βλέπω το σύμπαν συνολικά, μου δίνει μια αίσθηση της μακροζωίας. Δεν φροντίζω τόσο πολύ τον εαυτό μου, όπως θα έκανα σε σε άλλη περίπτωση, λόγω της αίσθησης που μου μεταδίδει η απεραντοσύνη του σύμπαντος.

Μερικά από τα θεμελιώδη ζητήματα που  οι άνθρωποι προσπαθούν να επιλύσουν αιώνες τώρα μέσω της φιλοσοφικής σκέψης, οι κοσμολόγοι τα εξετάζουν στηριζόμενοι στη συστηματική παρατήρηση και την ποσοτική μεθοδολογία.

Ίσως ο μέγιστος θρίαμβος του προηγούμενου αιώνα είναι ένα μοντέλο του σύμπαντος που υποστηρίζεται από ένα μεγάλο αριθμό στοιχείων. Η αξία ενός τέτοιου μοντέλου στην κοινωνία μας είναι μερικές φορές ανεκτίμητη. Οι σημερινές ειδήσεις συχνά ξεχνιούνται μερικές ημέρες αργότερα. Αλλά όταν ανοίγει κάποιος τα αρχαία κείμενα που έχουν απευθυνθεί σε ευρύ ακροατήριο, για αιώνες, όπως η Βίβλος, συχνά βρίσκει εκεί μέσα μια συζήτηση για το πώς δημιουργήθηκαν τα συστατικά του κόσμου - το φως, τα αστέρια, η ζωή. Αν και οι άνθρωποι συχνά ασχολούνται με τα εγκόσμια προβλήματα, είναι περίεργοι για τη μεγάλη εικόνα όλου του σύμπαντος. Σαν πολίτες του σύμπαντος θα αναρωτιέστε πώς σχηματίστηκαν οι πρώτες πηγές του φωτός, πώς ξεκίνησε η ζωή και εάν είμαστε μόνο εμείς ως ευφυή όντα μέσα σε αυτό το απέραντο διάστημα. Οι αστρονόμοι στον 21ο αιώνα τοποθετούνται μεμονωμένα για να απαντήσουν σε αυτές τις μεγάλες ερωτήσεις.

Αυτό που κάνει τη σύγχρονη κοσμολογία μια εμπειρική επιστήμη είναι ότι είμαστε κυριολεκτικά ικανοί να αναζητήσουμε απαντήσεις στο παρελθόν. Όταν βλέπετε την εικόνα σας σε έναν καθρέφτη 1 μέτρο μακριά σας, βλέπετε πώς είσαστε έξι νανοδευτερόλεπτα πριν - ο χρόνος που θέλει το φως να φθάσει στον καθρέφτη και να γυρίσει πίσω. Ομοίως, οι κοσμολόγοι δεν χρειάζεται να υποθέτουν πώς εξελίχθηκε το σύμπαν,  μπορούν να παρατηρήσουν την ιστορία του μέσω των τηλεσκοπίων.

Επειδή ο κόσμος εμφανίζεται να είναι στατιστικά ίδιος σε κάθε κατεύθυνση, αυτό που βλέπουμε δισεκατομμύρια έτη φωτός μακριά, πιθανώς αντιπροσωπεύει αρκετά καλά  αυτό που ήταν ένα κομμάτι του διαστήματος πριν δισεκατομμύρια χρόνια.

Η ιστορία του Κόσμου

Η Σκοτεινή Εποχή ήρθε μετά την εποχή που εκπέμφθηκε η Μικροκυματική Ακτινοβολία Υποβάθρου (~380.000 χρόνια μετά το big bang). Συγκεκριμένα, άρχισε 1.000.000 χρόνια μετά το Big Bang και τελείωσε την εποχή που άρχισαν να σχηματίζονται τα πρώτα άστρα και ξεκινούσε να επαναϊονίζεται το διαγαλαξιακό αέριο (κάπου 100 εκατ. χρόνια μετά το Big Bang)  [κτυπήστε εδώ για μια πιο αναλυτική φωτογραφία]

1 δισ. χρόνια μετά το Big Bang σχηματίστηκαν οι μεγάλοι γαλαξίες και η φάση του επαναϊονισμού τελείωσε [κτυπήστε εδώ για μια πιο αναλυτική φωτογραφία]

Ο τελευταίος στόχος της παρατηρησιακής κοσμολογίας είναι να συλλάβει όλη την ιστορία του Κόσμου, δίνοντας μας μια πλήρη εικόνα - χωρίς κενά - για το πως ξεκίνησε από ένα άμορφο αέριο υποατομικών σωματιδίων. Από τις μέχρι τώρα παρατηρήσεις, έχουμε ήδη στα χέρια μας ένα στιγμιότυπο του σύμπαντος, όπως ήταν 400.000 χρόνια μετά τη Μεγάλη Έκρηξη -  την μικροκυματική κοσμική ακτινοβολία υποβάθρου - όπως και τις εικόνες μεμονωμένων γαλαξιών δισεκατομμύρια έτη αργότερα. Από τα μέσα της επόμενης δεκαετίας, στη NASA προγραμματίζουν να προωθήσουν ένα νέο διαστημικό τηλεσκόπιο,  το James Webb Space Telescope (JWST), που πρέπει να είναι σε θέση να πάρει εικόνες των πρώτων γαλαξιών. Κάποιοι θεωρητικοί προβλέπουν ότι σχηματίστηκαν όταν η ηλικία του σύμπαντος ήταν εκατοντάδες εκατομμύρια έτη.

Και με αυτό όμως μένει ακόμα ένα τεράστιο χάσμα. Μεταξύ της εποχής που δημιουργήθηκε το κοσμικό υπόβαθρο μικροκυμάτων και της εποχής που εκπέμφθηκαν οι πρώτες ακτίνες των άστρων, υπήρξε μια περίοδος που το σύμπαν ήταν σκοτεινό και το κοσμικό υπόβαθρο των μικροκυμάτων δεν μπορεί να μας πληροφορήσει για την κατανομή της ύλης στο στάδιο αυτό.

Δεν ξέρουμε ακόμα πολλά για το τι συνέβη σε αυτή τη Σκοτεινή Εποχή ή τον Κοσμικό Μεσαίωνα του σύμπαντος όπως λέγεται : πώς η αρχέγονη σούπα εξελίχθηκε στο μεγάλο ζωολογικό κήπο των ουράνιων σωμάτων που βλέπουμε τώρα. Μέσα στη μαυρίλα, οι δυνάμεις της βαρύτητας συγκέντρωναν την ύλη  φτιάχνοντας τα ουράνια σώματα.

Η κατάσταση που αντιμετωπίζουν οι αστρονόμοι είναι παρόμοια με την περίπτωση ενός λευκώματος φωτογραφιών, που περιέχει μια εικόνα με υπέρηχους που έβγαλε κάποιος όταν ήταν αγέννητος και μερικές φωτογραφίες του ως έφηβος και ενήλικος. Εάν προσπαθήσετε να υποθέσετε από αυτές οι εικόνες τι συνέβη στο μεσοδιάστημα, φυσικά θα κάνατε λάθος. Ένα παιδί δεν είναι απλά ένα μεγεθυσμένο έμβρυο ή ελαττωμένος ενήλικος. Το ίδιο πράγμα συμβαίνει και με τους γαλαξίες. Αυτοί δεν ακολουθούν μια απλή πορεία ανάπτυξης από την αρχική συγκέντρωση της ύλης στο στάδιο του υπόβαθρου μικροκυμάτων. Οι παρατηρήσεις υπαινίσσονται ότι ο Κόσμος υποβλήθηκε σε μια απότομη μετάβαση κατά τη διάρκεια της Σκοτεινής Εποχής.

Και έτσι οι αστρονόμοι ψάχνουν αυτήν την περίοδο για τις σελίδες που λείπουν από το κοσμικό λεύκωμα των φωτογραφιών. Οι σελίδες αυτές θα μας δείξουν πώς εξελίχθηκε ο Κόσμος κατά τη διάρκεια της παιδικής ηλικίας του και έφτιαξε τις δομικές μονάδες του, τους γαλαξίες σαν τον δικό μας Γαλαξία. Μια δεκαετία πριν, μόνο μια χούφτα ερευνητών ενδιαφέρονταν για αυτή την εποχή. Τώρα υπάρχουν πολλά παρατηρησιακά προγράμματα που δίνουν υποσχέσεις ότι θα είναι από τα πιο ενδιαφέροντα θέματα της κοσμολογίας κατά τη διάρκεια της επόμενης δεκαετίας.

Από τα ιόντα στα ιόντα

Σύμφωνα με τη θεωρία της Μεγάλης Έκρηξης, ο Κόσμος στις πρώτες-πρώτες στιγμές του ήταν γεμάτος με ένα καυτό πλάσμα - ένα καζάνι με πρωτόνια, ηλεκτρόνια και φωτόνια, ενώ έχουμε αποσπασματική γνώση των άλλων σωματιδίων. Τα ελεύθερα κινούμενα ηλεκτρόνια αλληλεπίδρασαν με τα φωτόνια μέσω μιας διαδικασίας, γνωστής ως σκέδαση Thomson, η οποία σύνδεσε μαζί την ύλη με την ακτινοβολία.

Καθώς το σύμπαν επεκτείνεται σε μέγεθος ψύχεται, και όταν μειώθηκε η θερμοκρασία του σε 3.000 Kelvin, τα πρωτόνια και τα ηλεκτρόνια συνδυάστηκαν για να κάνουν τα ηλεκτρικά ουδέτερα άτομα του υδρογόνου. Η διαδικασία σκέδασης κατά Thomson τελείωσε, και τότε τα φωτόνια έπαψαν να αλληλεπιδρούν με την ύλη τόσο εντατικά, κι έτσι προέκυψε η μικροκυματική ακτινοβολία υποβάθρου. Αυτή η ακτινοβολία δεν είναι άλλη από τα φωτόνια εκείνης της εποχής που τώρα κυκλοφορούσαν πια ελέυθερα. Η κοσμική διαστολή από την άλλη συνέχισε να ψύχει το αέριο, γι αυτό και κάποιος θα περίμενε το κοσμικό αέριο να είναι σήμερα ψυχρό και ουδέτερο.

Είναι εκπληκτικά ωραίο αλλά δεν είναι έτσι τα πράγματα. Αν και ο κόσμος γύρω μας αποτελείται από άτομα, ο κύριος όγκος της συνηθισμένης ύλης του σύμπαντος σήμερα είναι υπό μορφή πλάσματος, που βρίσκεται βαθιά στο διαγαλαξιακό χώρο. Τα παρατηρηθέντα φάσματα των πιο απόμακρων (και ως εκ τούτου των παλαιότερων) γνωστών κβάζαρ, γαλαξιών και  εκρήξεων ακτίνων γάμμα, δείχνουν ότι αυτό το διάχυτο κοσμικό υδρογόνο ιονίστηκε πλήρως γύρω στο 1 δισεκατομμύριο χρόνια μετά τη Μεγάλη Έκρηξη.

Ένας υπαινιγμός για το τι ακριβώς συνέβη ήρθε πριν τρία χρόνια, όταν η διαστημοσυσκευή Ελέγχου της Ανισοτροπίας της Μικροκυματικής Ακτινοβολίας (WMAP) έδειξε ότι η ακτινοβολία που προέρχεται από το υπόβαθρο των μικροκυμάτων είναι ελαφρώς πολωμένη. Είναι γνωστό ότι το ουδέτερο υδρογόνο δεν πολώνει αυτήν την ακτινοβολία, μόνο το ιονισμένο υδρογόνο μπορεί. Μάλιστα, το μέγεθος της πόλωσης δείχνει ότι το αέριο ιονίστηκε πολύ νωρίς στην κοσμική ιστορία, λίγες εκατοντάδες εκατομμύρια χρόνια μετά από το big bang. Κατά συνέπεια, τα άτομα του υδρογόνου πρέπει να διασπάστηκαν σε πρωτόνια και ηλεκτρόνια σαν τερματίστηκε η Σκοτεινή Εποχή.

Οι περισσότεροι ερευνητές συνδέουν αυτήν την διαδικασία του επαναιονισμού του υδρογόνου με την πρώτη γενεά των αστεριών. Ο ιονισμός ενός ατόμου του υδρογόνου χρειάζεται μια ενέργεια 13,6 eV, μια ενέργεια που μπορεί να δοθεί στα άτομα, από τα φωτόνια του υπεριώδους φωτός. Δεν είναι ένα μεγάλο ποσό ενέργειας  - περίπου 10⁹ τζάουλ ανά χιλιόγραμμο υδρογόνου, πολύ λιγότερο από τα 10¹⁵ τζάουλ που απελευθερώνονται από την πυρηνική σύντηξη της ίδιας ποσότητας υδρογόνου. Εάν όμως μόνο το ένα εκατομμυριοστό του αερίου στον Κόσμο υποβληθεί σε σύντηξη μέσα στα αστέρια, θα είχε παραγάγει αρκετή ενέργεια για να ιονίσει όλο το υπόλοιπο.

Άλλοι ερευνητές υποθέτουν ότι το υλικό που έπεφτε στις μαύρες τρύπες εξέπεμψε την ακτινοβολία που προκάλεσε τον ιονισμό. Πέφτοντας η ύλη μέσα στις μαύρες τρύπες ελευθέρωσε 10¹⁶ τζάουλ ανά χιλιόγραμμο, έτσι αρκούσε μόνο το 1/10.000.000 του κοσμικού υδρογόνου να πέσει στις μαύρες τρύπες για να ιονίσει το υπόλοιπο.

Τα αστέρια και οι μαύρες τρύπες προκύπτουν μέσα στους γαλαξίες, έτσι προτού πραγματοποιηθεί ο επαναϊονισμός, πρέπει οι γαλαξίες να έχουν σχηματιστεί. Αν και οι περισσότεροι άνθρωποι σκέφτονται τους γαλαξίες ως μια συλλογή των άστρων, οι κοσμολόγοι τους θεωρούν απλά σαν μεγάλες μάζες της ύλης στις οποίες τα άστρα σχετικά αργοπόρησαν να έρθουν. Στην πραγματικότητα, οι γαλαξίες αποτελούνται συνήθως από σκοτεινή ύλη, ένας μέχρι τώρα μη αναγνωρισμένος τύπος υλικού που είναι εγγενώς αόρατος. Οι γαλαξίες θεωρούνται πως έχουν διαμορφωθεί ως εξής: όταν μια περιοχή του σύμπαντος άρχισε να γίνεται ελαφρώς πυκνότερη από το μέσο όρο, τότε άρχισε να έλκεται προς τα μέσα από τη βαρύτητά της. Αν και η περιοχή αρχικά διαστελλόταν όπως το υπόλοιπο τμήμα του Κόσμου, η πρόσθετη βαρύτητά της επιβράδυνε την διαστολή της, την περιέστρεψε και προκάλεσε την κατάρρευση της περιοχής, για να δημιουργήσει τέλος ένα αντικείμενο με συνοχή των τμημάτων του, δηλαδή ένα γαλαξία.

Σύμφωνα με τα τρέχοντα μοντέλα, οι νάνοι γαλαξίες άρχισαν να παίρνουν τη μορφή τους όταν το σύμπαν ήταν μόνο 100 εκατομμυρίων ετών. Αυτοί αργότερα συγχωνεύτηκαν και έφτιαξαν όσο περνούσε ο χρόνος μεγαλύτερους γαλαξίες. Ένας σύγχρονος γαλαξίας όπως ο δικός μας συμπεριέλαβε εκατομμύρια τέτοιες δομικές μονάδες. Μέσα στους εμβρυακούς γαλαξίες, το αέριο ψύχθηκε και χωρίστηκε σε ανεξάρτητα τμήματα για να δημιουργήσει τα αστέρια. Η υπεριώδης ακτινοβολία των άστρων διέρρευσε στο διαγαλαξιακό διάστημα, απομάκρυνε τα ηλεκτρόνια από τα άτομά τους και δημιούργησε μια διαστελλόμενη φυσαλίδα ιονισμένου αερίου. Και όταν εμφανίστηκαν νέοι γαλαξίες δημιουργήθηκαν ακόμα περισσότερες φυσαλίδες, και το διαγαλαξιακό αέριο έμοιαζε με το ελβετικό τυρί.

Οι φυσαλίδες άρχισαν να επικαλύπτονται και τελικά γέμισαν όλο το διάστημα

Αν και η πιο πάνω ακολουθία των γεγονότων ακούγεται εύλογη, αυτή βρισκόταν μέχρι τώρα μόνο στα μυαλά των θεωρητικών. Οι πρακτικοί κοσμολόγοι θα επιθυμούσαν να δουν άμεσα αποδεικτικά στοιχεία για την εποχή του επαναϊονισμού πριν προσθέσουν το κεφάλαιο που έλειπε στα εγχειρίδιά τους. Επιπλέον, μόνο οι παρατηρήσεις μπορούν να απαντήσουν στο ερώτημα εάν τα αστέρια ή οι μαύρες τρύπες εξουσίαζαν τον επαναϊονισμό και ποιες ήταν οι ιδιότητες της σκοτεινής ύλης. Αλλά πώς είναι δυνατές τέτοιες παρατηρήσεις εάν, αρχικά τουλάχιστον, η Σκοτεινή Εποχή ή Κοσμικός Μεσαίωνας ήταν σκοτεινή; 

Ευτυχώς, ακόμη και το ψυχρό υδρογόνο μπορεί να εκπέμψει κάποια μορφή φωτός. Τα υποατομικά σωματίδια έχουν έναν εγγενή προσανατολισμό του σπιν, που μπορεί να δείχνει είτε προς τα "πάνω" είτε προς τα "κάτω." Το ηλεκτρόνιο και το πρωτόνιο σε ένα άτομο υδρογόνου μπορεί να έχουν και τα δύο την ίδια κατεύθυνση (ευθυγραμμισμένα σπιν) ή αντίθετες κατευθύνσεις (αντιπαράλληλα σπιν). Με τα αντιπαράλληλα σπιν το άτομο έχει χαμηλότερη ενέργεια. Εάν, παραδείγματος χάριν, τα σπιν του ηλεκτρονίου και πρωτονίου δείχνουν πάνω, και ξαφνικά το σπιν του ηλεκτρονίου δείχνει προς κάτω, τότε η ενέργεια του ατόμου μειώνεται και εκπέμπει ένα φωτόνιο με το γνωστό μήκος κύματος των 21 εκατοστόμετρων. Αντιθέτως, εάν το άτομο απορροφήσει ένα φωτόνιο αυτού του μήκους κύματος, τότε το σπιν του ηλεκτρονίου αλλάζει κατεύθυνση προς τα πάνω.

Ένα φωτόνιο μήκους 21 εκατοστών έχει πολύ λιγότερη ενέργεια από τα φωτόνια που εκπέμπονται από το υδρογόνο όταν τα ηλεκτρόνια μεταπηδούν μεταξύ των τροχιών του. Για αυτόν τον λόγο, η διαδικασία αλλαγής κατεύθυνσης του σπιν ήταν ικανή να λειτουργήσει ακόμα και όταν δεν είχε αρχίσει η φωτοβολία των άστρων. Ενέργεια από την ακτινοβολία υποβάθρου και από τις συγκρούσεις μεταξύ των ατόμων θα είχαν προσφέρει ικανή ενέργεια για να μετατρέψουν τον προσανατολισμό στα ηλεκτρόνια και να αναγκάσουν το υδρογόνο να λάμπει εξασθενημένα. Οι σχετικοί αριθμοί των ατόμων με παράλληλα και αντιπαράλληλα σπιν καθόρισε την αποκαλούμενη θερμοκρασία σπιν του αερίου. Μια υψηλή θερμοκρασία σπιν, παραδείγματος χάριν, θα έδειχνε ότι ένα υψηλό τμήμα των ατόμων είχαν ευθυγραμμισμένο σπιν.

Η θεωρία επομένως δείχνει ότι η Σκοτεινή Εποχή καθορίστηκε από τρεις ευδιάκριτες θερμοκρασίες: τη θερμοκρασία σπιν (ένα μέτρο του σχετικού πληθυσμού των ατόμων με διαφορετική κατάσταση σπιν), τη συνηθισμένη, κινητική θερμοκρασία (ένα μέτρο των κινήσεων των ατόμων) και τη θερμοκρασία της ακτινοβολίας (ένα μέτρο της ενέργειας των φωτονίων υποβάθρου). Αυτές οι τρεις θερμοκρασίες θα μπορούσαν να διαφέρουν μεταξύ τους, ανάλογα με ποιες φυσικές διαδικασίες λειτούργησαν.

Σε ένα παράξενο ιψενικό τρίγωνο, η θερμοκρασία σπιν ταίριαξε πρώτα με την κινητική θερμοκρασία, έπειτα με τη θερμοκρασία ακτινοβολίας και τελικά με την κινητική θερμοκρασία άλλη μια φορά. Και καθώς ο χώρος επεκτείνεται, τότε το αέριο και η ακτινοβολία ψύχεται. Αν ήταν μόνο του το αέριο θα είχε ψυχθεί γρηγορότερα, αλλά αρχικά ένας μικρός αριθμός ελεύθερων ηλεκτρονίων που είχε μείνει από το σχηματισμό των ατόμων του υδρογόνου αντέδρασαν σε αυτήν την τάση. Αυτά τα ελεύθερα ηλεκτρόνια ενέργησαν ως μεσάζοντες για να μεταβιβάσουν την ενέργεια από το κοσμικό υπόβαθρο μικροκυμάτων στα άτομα, διατηρώντας ίσες και τις τρεις θερμοκρασίες. Δέκα εκατομμύριο χρόνια μετά από τη Μεγάλη Έκρηξη, εντούτοις, τα ηλεκτρόνια υποχώρησαν στο ρόλο τους επειδή η μικροκυματική ακτινοβολία υποβάθρου είχε γίνει πάρα πολύ αραιή. Η ισορροπία μεταξύ αερίου και ακτινοβολίας έσπασε, και το αέριο άρχισε να ψύχεται γρήγορα. Οι ατομικές συγκρούσεις διατήρησαν ίση την κινητική θερμοκρασία με τη θερμοκρασία σπιν. Σε αυτήν την φάση το υδρογόνο ήταν καθαρός απορροφητής των φωτονίων 21 εκατοστών και απορρόφησε την ενέργεια από την ακτινοβολία υποβάθρου (αν και δεν ήταν αρκετή ποτέ πια για να αποκαταστήσει την ισορροπία).

Εκατό εκατομμύρια χρόνια μετά από τη Μεγάλη Έκρηξη, συνέβη μια δεύτερη μετάπτωση, αλλαγή. Η κοσμική διαστολή είχε αραιώσει την πυκνότητα του αερίου σε σημείο όπου οι συγκρούσεις ήταν πάρα πολύ σπάνιες για να εξισώσουν τις θερμοκρασίες σπιν και κινητικής. Τα σπιν έπειτα πήραν ενέργεια από το υπόβαθρο μικροκυμάτων. Όταν η θερμοκρασία σπιν επέστρεψε στην ισορροπία με την θερμοκρασία της ακτινοβολίας, το υδρογόνο δεν ήταν ούτε καθαρός απορροφητής ούτε ένα δίκτυο εκπομπών φωτονίων 21 εκατοστών. Κατά τη διάρκεια αυτής της περιόδου το αέριο δεν θα μπορούσε να ξεχωρίσει από το μικροκυματικό υπόβαθρο. 

Όταν τα πρώτα αστέρια και οι μαύρες τρύπες ξεκίνησαν να λάμπουν, πραγματοποιήθηκε μια τρίτη μετάβαση. Οι ακτίνες X που αυτές εξέπεμψαν ανέβασαν την κινητική θερμοκρασία. Το υπεριώδες φως τους απορροφήθηκε και επανακτινοβολήθηκε από το υδρογόνο, και η επόμενη πτώση των ηλεκτρονίων ανάμεσα στις ατομικές τροχιές έφερε σε ισορροπία τις θερμοκρασίες της κινητικής και του σπιν. Η θερμοκρασία σπιν αυξήθηκε πάνω από τη θερμοκρασία υποβάθρου των μικροκυμάτων, κι έτσι το υδρογόνο επισκίασε το υπόβαθρο. Η αναστροφή των ηλεκτρονίων θέλει πολύ λιγότερη ενέργεια από τον ιονισμό των ατόμων, έτσι οι γαλαξίες αναγκάζουν το υδρογόνο να λάμψει πολύ πριν αυτο επαναϊονιστεί. Τελικά, καθώς το υδρογόνο ιονίστηκε, εξέπεμψε φως με διαφορετικούς τρόπους και η διαγαλαξιακή εκπομπή των 21εκατοστών εξασθένισε κατά πολύ.

Αρχέγονη τομογραφία

Λόγω αυτού του ιψενικού τριγώνου, ο ουρανός στα 21 εκατοστά θα είναι είτε φωτεινότερος είτε σκοτεινότερος από το υπόβαθρο των μικροκυμάτων, ανάλογα με το χρόνο και τη θέση. Ένα άλλο φαινόμενο που οι παρατηρητές πρέπει να λάβουν υπόψη τους είναι ότι η κοσμική διαστολή έχει διαστείλει  τα αρχικά μήκη κύματος των φωτονίων σε πιο μεγάλα μήκη κύματος.

Από την έναρξη της Σκοτεινής Εποχής, το σύμπαν έχει επεκταθεί κατά έναν παράγοντα 1.000, έτσι ένα φωτόνιο λ=21 εκατοστών που εκπέμφθηκε εκείνη την εποχή φθάνει στη Γη με ένα μήκος κύματος 210 μέτρων. Ένα φωτόνιο που εκπέμπεται προς το τέλος της Σκοτεινής Εποχής μετατοπίζεται σε ένα μήκος κύματος ενός έως δύο μέτρων.

Αυτό το εύρος των μηκών κύματος βρίσκεται στην περιοχή των ραδιοκυμάτων του ηλεκτρομαγνητικού φάσματος. Την εκπομπή αυτών των κυμάτων μπορεί να την συλλάβουμε με ένα δίκτυο κεραιών χαμηλής συχνότητας παρόμοιων με αυτές που χρησιμοποιούνται για την τηλεόραση και τις ραδιοεπικοινωνίες. Αρκετές ομάδες αυτήν την περίοδο κατασκευάζουν τέτοιες σειρές κεραιών. Το δίκτυο Mileura Widefield Array (MWA) στη Δυτική Αυστραλία θα αποτελείται από 8.000 κεραίες διεσπαρμένες σε μια περιοχή μήκους 1,5 χιλιομέτρων και ευαίσθητες σε μήκος κύματος από 1 έως 3,7 μέτρα. Έχει μια γωνιακή ανάλυση λίγων λεπτών της μοίρας, που αντιστοιχεί σε μια φυσική κλίμακα περίπου τριών εκατομμυρίων ετών φωτός κατά τη διάρκεια της Σκοτεινής Εποχής. Άλλες προσπάθειες περιλαμβάνουν το Χαμηλής Συχνότητας Δίκτυο κεραιών (LOFAR),το Primeval Structure Telescope (PaST) και στο πιο μακρινό μέλλον το Square Kilometer Array (SKA).

Πώς μπορούμε να δούμε στο σκοτάδι του Κοσμικού Μεσαίωνα

Ανιχνεύοντας σε αυτά τα μήκη κύματος, αυτές οι διατάξεις των κεραιών θα εξετάσουν την εκπομπή των 21 εκατοστών σε διαφορετικούς χρόνους στην κοσμική ιστορία. Οι αστρονόμοι τότε θα είναι σε θέση να χτίσουν έναν τρισδιάστατο χάρτη της κατανομής του ουδέτερου υδρογόνου. Θα είναι δε σε θέση να παρατηρήσουν τις διακυμάνσεις της πυκνότητας κατά 1 μέρος προς 100.000 (όπως στο υπόβαθρο μικροκυμάτων). Στις θέσεις της μέγιστης πυκνότητας, θα πρέπει να έχουν πάρει σχήμα οι γαλαξίες και να έχουν δημιουργήσει φυσαλίδες ιονισμένου υδρογόνου. Οι φυσαλίδες θα πολλαπλασιαστούν και θα συγχωνευτούν, ξεκαθαρίζοντας τελικά το διαγαλαξιακό χώρο από το ουδέτερο υδρογόνο. Η οξύτητα των ορίων των φυσαλίδων θα απαντήσουν στο ζήτημα εάν ο επαναϊονισμός προκλήθηκε από τα πολύ μεγάλα αστέρια ή από τις μαύρες τρύπες. Τα αστέρια με μεγάλη μάζα έστειλαν το μεγαλύτερο μέρος της ενέργειάς τους στο υπεριώδες φως, που εύκολα εμποδίζεται από το διαγαλαξιακό υδρογόνο, ενώ οι μαύρες τρύπες παράγουν συνήθως ακτίνες X, οι οποίες εισχωρούν βαθειά μέσα στο αέριο. Έτσι, οι μαύρες τρύπες παράγουν πιο συγκεχυμένα όρια.

Για διάφορους λόγους, ο χάρτης των 21 εκατοστών μπορεί να φέρει περισσότερες πληροφορίες από οποιαδήποτε άλλη έρευνα στην κοσμολογία, περισσότερες και από το κοσμικό υπόβαθρο μικροκυμάτων. Κατ' αρχάς, ενώ η εικόνα του υποβάθρου μικροκυμάτων είναι δισδιάστατη, επειδή δημιουργήθηκε σε μια μόνο στιγμή στον χρόνο (όταν το σύμπαν ψύχθηκε κάτω από 3.000 Κelvin), ο χάρτης των 21 εκατοστών, όπως αναφέρθηκε πιο πάνω, θα είναι πλήρως τρισδιάστατος. Δεύτερον, το υπόβαθρο των μικροκυμάτων είναι κάπως θολό επειδή η απελευθέρωση του δεν εμφανίστηκε συγχρόνως παντού. Το σύμπαν πέρασε από μια περίοδο που δεν ήταν ούτε πλήρως αδιαφανές, ούτε πλήρως διαφανές, σαν μια ομίχλη που διαλύεται βαθμιαία. Κατά τη διάρκεια εκείνης της εποχής, η ακτινοβολία διαχέεται σε κλίμακες μικρής απόστασης, θολώνοντας το λεπτό σχήμα στον ουρανό του υποβάθρου των μικροκυμάτων.

Σε αντίθεση, όταν προέκυψε η ακτινοβολία των 21 εκ. από τα άτομα του υδρογόνου, τίποτα δεν εμπόδισε τη διάδοσή της μέσα στο χώρο, κι έτσι αυτή ανιχνεύει τη κατανομή του αερίου χωρίς τέτοιο θόλωμα. Τρίτον, το υπόβαθρο των μικροκυμάτων φέρνει πληροφορίες για τις διακυμάνσεις της πυκνότητας της ύλης που έσπειραν τους γαλαξίες, ενώ ο χάρτης των 21 εκ. θα απεικονίσει και τους σπόρους των γαλαξιών και την επίδραση που είχαν οι γαλαξίες μόλις σχηματίστηκαν, στα περίχωρά τους.

Για να ανιχνεύσουν το σήμα των 21 εκ., οι παρατηρητές πρέπει να υπερνικήσουν πολυάριθμα εμπόδια. Οι χαμηλής συχνότητας ραδιοφωνικές μεταδόσεις στη Γη πρέπει να φιλτραριστούν. Ακόμη περισσότερο δύσκολο θα είναι να εξεταστεί η ραδιοεκπομπή από το Γαλαξία μας, που είναι 10.000 φορές εντονότερη από το σήμα που εκπέμφθηκε την εποχή του επαναϊονισμού. Ευτυχώς, ο γαλαξιακός θόρυβος είναι κατά προσέγγιση ο ίδιος σε ελαφρώς διαφορετικά μήκη κύματος, αν και το σήμα κυμαίνεται ανάλογα με το μήκος κύματος, που ανακλά τη χωρική δομή από τις ιονισμένες φυσαλίδες. Αυτή η διαφορά κάνει δυνατή την εξαγωγή του σήματος. Οι αστρονόμοι πρέπει να είναι σε θέση να συγκρίνουν τους χάρτες των 21 εκ. με τις εικόνες από όργανα όπως είναι το μελλοντικό διαστημικό τηλεσκόπιο JWST. Οι γαλαξίες που φαίνονται στο υπέρυθρο φως θα πρέπει να συσχετιστούν με τις ιονισμένες φυσαλίδες στο ουδέτερο υδρογόνο.

Εκτός από τις ανωτέρω παρατηρητικές προκλήσεις, παραμένουν αρκετοί στόχοι για τους θεωρητικούς. Το σημαντικότερο είναι ότι χρειάζονται να τρέξουν μεγαλύτερες προσομοιώσεις σε υπολογιστές για να ανιχνεύσουν γεγονότα σε έναν όγκο αρκετά μεγάλο (δισεκατομμύρια έτη φωτός) για να είναι ένα αντιπροσωπευτικό στατιστικό δείγμα του Κόσμου μας και με πολύ υψηλή ανάλυση για να συλλάβει τους νάνους γαλαξίες. Η προσομοίωση, επίσης, πρέπει να επισημάνει τη διάδοση της ακτινοβολίας ιονισμού από τους γαλαξίες μέσω του περιβάλλοντος αερίου, μια διαδικασία που προσομοιώθηκε χωρίς καλή επεξεργασία μέχρι τώρα. Οι παρατηρητές μπορούν να δουν τον επαναϊονισμό καλά προτού να προβλέψουν οι θεωρητικοί τι πρέπει να δουν.

Αυτή η κοινή παρατηρησιακή και θεωρητική προσπάθεια θα πρέπει να ρίξει φως στα διάφορα μυστήρια που σκιάζουν τώρα τη θεωρία του σχηματισμού των γαλαξιών. Πολλές ερωτήσεις αφορούν τις τεράστιες μαύρες τρύπες στα κέντρα των γαλαξιών. Κατά τη διάρκεια της προηγούμενης δεκαετίας οι αστρονόμοι συνειδητοποίησαν ότι σχεδόν κάθε γαλαξίας στο σημερινό σύμπαν, συμπεριλαμβανομένου και του δικού μας Γαλαξία, φιλοξενεί μια υπερβαρεία μαύρη τρύπα. Αυτές οι τρύπες θεωρούνται ότι τροφοδοτούνται με αέριο κατά τις συγχωνεύσεις των γαλαξιών. Κατά τη διάρκεια αυτών των περιόδων αύξησης της μάζας των μαύρων τρυπών, το αέριο που πέφτει μέσα λάμπει πιο λαμπρά από ολόκληρο τον υπόλοιπο γαλαξία, δημιουργώντας έτσι ένα κβάζαρ. Η Ψηφιακή Έρευνα του Ουρανού Sloan έχει αποκαλύψει ότι κβάζαρ με μαύρες τρύπες μάζας περισσότερο από ένα δισεκατομμύριο ηλιακές μάζες υπήρχαν ήδη στην κοσμική εποχή του ενός δισεκατομμυρίων ετών.

Πώς όμως φτιάχτηκαν τόσο νωρίς τέτοιες ογκώδεις μαύρες τρύπες; Γιατί σταμάτησαν να αυξάνονται;

Ένα άλλο σύνολο ζητημάτων αφορά την κατανομή του μεγέθους των γαλαξιών. Οι θεωρητικοί νομίζουν ότι η υπεριώδης ακτινοβολία που παράγεται από τους νάνους γαλαξίες κατά τη διάρκεια της εποχής του επαναϊονισμού θέρμανε το κοσμικό αέριο και κατέστειλε το σχηματισμό των νέων γαλαξιών χαμηλής μάζας. Πώς όμως αυτή η καταστολή ξετυλίχτηκε όσο περνούσε ο χρόνος; Ποιοι νάνοι γαλαξίες από αυτούς που βρίσκουμε σήμερα υπήρχαν ήδη στην αρχή του κόσμου;

Αυτές είναι μόνο μερικές από τις πολλές ερωτήσεις οι απαντήσεις των οποίων βρίσκονται στην Σκοτεινή Κοσμική Εποχή.
 

Πηγή: Scientific American (Συγγραφέας ABRAHAM LOEB)