Pravěké chladné náznaky u interakcí temné hmoty v ranném vesmíru

Jednoduchý experiment zjistil signál od prvních hvězd, které se vytvořily pouhých 180 milionů let po Velkém třesku. Pozorování mají zajímavé důsledky pro povahu temné hmoty.

První hvězdy začaly svítit pouhých 180 milionů let po Velkém třesku, podle nových pozorování týmu amerických radioastronomů. Důkazy pocházejí z pozorování neutrálního vodíkového plynu, který prostupoval raným vesmírem. Avšak překvapivě stejná pozorování ukazují na neočekávaný chill v tomto plynu - výsledek, který by mohl naznačovat gravitační interakce s temnou hmotou.

„Je to opravdu skvělý výsledek, “ říká Michiel Brentjens (Nizozemský institut pro radioastronomii), který se studie nezúčastnil. „Je to důležitý první krok k odhalení toho, jak se choval velmi raný vesmír.“

Astronomové, jako je Brentjens, se po léta pokoušejí detekovat neutrální vodík z počátku vesmíru prostřednictvím své vyzařovací 21 centimetrové radiové emise. Zejména chtějí vidět, jak energetické záření z prvních hvězd a galaxií zahřívá a ionizuje okolní plyn. K tomu došlo během tzv. Epochy reionizace (EoR), kdy bubliny ionizovaného plynu rostly a šířily se po celém vesmíru, přibližně 300 až 500 milionů let po Velkém třesku.

Časová osa vesmíru ukazuje, kdy se objevily první hvězdy, 180 milionů let po Velkém třesku. Jejich energetické záření ionizovalo neutrální vodíkový plyn, který pak pronikl do vesmíru.
NRFuller / National Science Foundation

Úspěch jim však dosud unikl. Jak rádiové vlny cestují přes rozšiřující se prostor po více než 13, 7 miliard let, jsou nataženy na vlnové délky pár metrů, což odpovídá obtížně detekovatelným frekvencím pod 200 megahertzů. Navíc je signál zaplaven zdroji v popředí, jako je záření z elektronů, které se točí kolem magnetických siločar v naší Galaxii Mléčná dráha, umělé rádiové interference a instrumentální šum.

Detekce prvních hvězd

Nyní, Judd Bowman (Arizonská státní univerzita), Alan Rogers (MIT Haystack Observatory) a jejich kolegové se naladili do kojeneckého vesmíru na ještě nižších frekvencích, mezi 50 a 100 megahertzů, což odpovídá delší době zpětného vyhledávání. Použili relativně levný detektor zvaný EDGES (Experiment k detekci globální epochy reionizačního podpisu), financovaný Národní vědeckou nadací a umístěný v radioklidním australském vnitrozemí. Pokud jde o velikost velkého stolu, EDGES je velmi dobře kalibrován na tyto nižší frekvence. Jednoduché nastavení také obsahuje co nejméně elektroniky, aby se zabránilo nízkofrekvenčnímu rušení.

Pozemní rádiový spektrometr EDGES na observatoře Murchison Radio-astronomy CSIRO v západní Austrálii.
CSIRO Austrálie

V této velmi rané fázi kosmického vývoje, která odpovídala červeným posunům mezi 15 a 20, by bylo kosmické mikrovlnné pozadí - dosvit blednutí Velkého třesku - teplejší než všudypřítomný neutrální plynný vodík. V důsledku toho by se plyn neukázal emitováním rádiových vln 21 centimetrů, ale jejich absorpcí .

Jak tým uvádí v 1. vydání časopisu Nature, EDGES úspěšně detekoval tuto absorpční funkci průměrováním měření po obloze. Jemný pokles v rádiovém spektru je vystředěn na frekvenci 78 megahertzů (vlnová délka 3, 84 metrů). Jde-li skutečně o absorpční signál o 21 centimetrů s červeným posunem, odpovídá epocha pouhých 180 milionů let po Velkém třesku. Podle Rogerse jde o nejranější přímou detekci plynného vodíku.

Brentjens je ohromen výsledkem týmu. "Podařilo se jim obejít většinu instrumentálního šumu, který je při těchto velmi nízkých frekvencích tak znepokojivý, " říká. "Doufám, že to nebude příliš dlouho, než také detekujeme emisní signál plynného vodíku z poněkud pozdější epochy." Pohled na neutrální plyn jeho emisemi spíše než absorpcí by poskytl cenné další informace o tom, kdy přesně a jak reionizace postupovala napříč vesmírem.

Mezi nástroje, které sledují tuto emisi, patří dalekohled LOFAR (Low-Frequency Array) v Nizozemsku, Murchison Wide-Field Array v západní Austrálii a HERA (Hydrogen Epoch of Reionization Array) v Jižní Africe. Dosud tato zařízení dosud nezjistila emisní signál, i když se blíží.

Objev absorpčního signálu EDGES znamená, že první hvězdy musely vzniknout již ve věku pouhých 180 milionů let, vysvětluje Bowman.

"Poté, co se vytvoří hvězdy, jejich ultrafialové světlo mění energetické stavy atomů vodíku a vyrazí je z rovnováhy s mikrovlnným pozadím, " říká. "To způsobí, že vodík absorbuje část záření v pozadí a vytváří malý pokles, který jsme schopni pozorovat." Bez hvězd by vodík nemohl vydat tento signál. “

Rady tmavé hmoty

K překvapení vědců byla absorpce, kterou pozorovali, silnější, než se očekávalo. Protože teplotní rozdíl mezi kosmickým pozadím a vodíkovým plynem určuje hloubku absorpčního prvku, hlubší ponoření by mohlo znamenat buď to, že záření pozadí bylo teplejší, než se očekávalo, nebo že plynný vodík byl chladnější, než se očekávalo.

Je těžké si představit, jak by kosmické mikrovlnné pozadí mohlo být v kosmickém věku 180 milionů let teplejší než očekávaných 50 K (50 stupňů nad absolutní nulou), protože toto pozadí můžeme velmi přesně měřit. Místo toho, neutrální plynný vodík v časném vesmíru musel být chladnější, než teorie předpovídá: těsně nad 3 K namísto očekávaných 7 K.

Umělecké vykreslení prvních hvězd ve vesmíru.

NRFuller / National Science Foundation

Ve společném článku ve stejném vydání časopisu Nature teoretický astrofyzik Rennan Barkana (Tel Aviv University, Izrael) tvrdí, že plyn by mohl podstoupit další ochlazení tím, že nebude gravitačně interagovat s částicemi temné hmoty. Většina teorií temné hmoty skutečně předpovídá některé velmi slabé interakce mezi „normální“ hmotou a tmavými částicemi prostřednictvím kolize a rozptylu. Na základě výsledků EDGES Barkana předpovídá relativně nízkou hmotnost částic temné hmoty - nanejvýš několikrát hmotnost protonu - a také relativně nízké rychlosti. "Tyto výsledky ukazují, že kosmologii 21 centimetrů lze použít jako sondu temné hmoty, " píše.

Rogers je této myšlence otevřený. "Zatím si myslím, že interakce temné hmoty jsou jediným navrhovaným způsobem, jak dosáhnout dostatečně nízké teploty, aby bylo dosaženo pozorovaného množství absorpce." Ale dodává: "Myslím, že je ještě příliš brzy na to, aby bylo možné vyvodit pevné závěry."

Vzhledem k neuvěřitelné obtížnosti detekce absorpčního signálu je jeho opatrnost pochopitelná. Koneckonců, při 78 megahertzech je kosmické pozadí v pozadí asi 10 000krát slabší než všechny kombinované zdroje hluku v popředí. Jak komentuje Peter Kurczynski (Národní vědecká nadace): „Je to jako být uprostřed hurikánu a pokoušet se slyšet klapku křídla kolibříka.“

"Byli jsme jednou z prvních skupin, která začala s touto technikou, " říká Bowman. Po 12 letech měření a dvou letech testů, aby se vyloučily instrumentální chyby, chce znovu vidět stejné výsledky. „Několik dalších skupin po celém světě zahájilo podobné experimenty a jsou blízko k provedení stejného měření. Dalším krokem ve vědeckém procesu je, aby jiná skupina potvrdila naši detekci pomocí jiného nástroje. “