Астрономи успяха да измерят възможно най-назад във времето температурата на Вселената - само 880 милиона години след Големия взрив. Това става възможно благодарение на космически воден облак, който преди около 12,9 милиарда години поглъща малко светлина от космическия микровълнов фон – първата светлина, която може да се движи свободно във Вселената.

Средната температура на наблюдаваната вселена, получена от космическия микровълнов фон, в момента е около 2,73 Келвина (-270,42 °C), само няколко градуса над абсолютната нула. Вселената е започнала в горещо плътно състояние и оттогава се охлажда.

Проучване, публикувано в списание Nature, прави нова оценка, че температурата преди 880 милиона години е била между 16,4 и 30,2 Келвина.

Това е в съответствие с температурата от 20 Келвина, предвидена за Вселената по това време от Стандартния модел на космологията, нашата водеща теория за това как работи Вселената в големи мащаби. Това изисква съществуването на два загадъчни компонента: тъмна материя и тъмна енергия, които имат измерими ефекти, които можем да видим, но които астрономите в момента не са успели да докажат, че съществуват.

Алтернативните теории и модификации понякога могат да предскажат различни температури за различно време. Някои от тях имат различни видове тъмна енергия – в други тъмна енергия не съществува. Това е най-древното време, чиято температура е била измерената, и позволява на изследователите да премахнат някои от възможните алтернативни обяснения.

"Ако има някакви отклонения от очакваните тенденции, това може да има преки последици за естеството на неуловимата тъмна енергия", заявява Доминик Ричърс (Dominik Riechers), водещ автор от Университета в Кьолн.

Въпросният облак се намира в галактика HFLS3 и е толкова отдалечен, че го виждаме такъв, какъвто е бил само 880 милиона години след Големия взрив. Космическият микровълнов фон достига до нас от края на горещата фаза на Големия взрив на Вселената и може да се наблюдава по цялото небе. Галактиката, анализирана в настоящото изследване, хвърля сянка върху това фоново лъчение при дължини на вълните, свързани с излъчването от водни молекули. Фотоните (частиците светлина) на космическия микровълнов фон по това време все още имат достатъчно енергия, за да взаимодействат с водни молекули, създавайки такъв сигнал. С разширяването на Вселената фотоните на космическия микровълнов фон губят енергия, така че вече не могат да създават такива взаимодействия.

Охлаждаща се Вселена

Преди около 13,8 милиарда години, в това, което космолозите наричат ​​фаза на Големия взрив, Вселената е била в изключително горещо и изключително плътно състояние, изпълнена с плазма от радиация и елементарни частици. Но дори по това време Вселената се разширява, като плътността й намалява бързо с течение на времето. Според законите, управляващи термодинамиката, такова намаляване на плътността съответства на понижаване на температурата - плазмата се разширява, става по-малко плътна и се охлажда. Заедно с плазмата се охлажда и топлинното излъчване – светлинните частици (фотони), прелитащи през плазмата, взаимодействайки с електрически заредените частици, стават с все по-малко енергия.

След няколко стотици хиляди години плазмата се охлажда достатъчно, за да се образуват атоми. Преди това време температурата е била толкова висока, че ако, да речем, протон и електрон се съберат, за да образуват водороден атом, този атом почти моментално ще бъде разделен (йонизиран), електронът ще бъде изгонен от високоенергийно фотон, не оставяйки атом след себе си.

Наблюдение на горещото и гъсто минало

Но тъй като плазмата и топлинното излъчване се охлаждат, все по-малко се срещат високоенергийни фотони. Все повече и повече атоми могат да се образуват, без електроните им да бъдат изгонени от високоенергийни фотони. До 380 000-години след Голения взрив почти всички атомни ядра (предимно водород, с малко хелий-4) са се комбинирали с електрони, за да образуват електрически неутрални атоми. От това време нататък се случват много малко взаимодействия между тези атоми и останалата топлинна радиация. Тази радиация, която астрономите наричат ​​космически микровълнов фон или реликтово излъчване, продължава да се разпространява в космоса практически непроменена.

Това е мястото, където една основна истина на астрономията става важна. Винаги е нужно известно време светлината от астрономически обекти  да достигне до нас. В резултат на това ние никога не виждаме, да речем, Слънцето такова, каквото е в този момента. Нашите наблюдения винаги показват Слънцето такова, каквото е било преди 8 минути, когато светлината, достигаща до нашите телескопи, напусна повърхността на Слънцето. По същия начин винаги виждаме галактиката Андромеда такава, каквато е била преди около 2,5 милиона години, тъй като на светлината са необходими 2,5 милиона години, за да измине пътя от тази галактика до нашите телескопи тук на Земята.

Нашият прозорец към горещата фаза на Големия взрив

Но това означава, че все още можем да наблюдаваме тази първично космическо излъчване днес. Все пак пространството е сравнително празно. Ако успеем да избегнем облаците прах на нашата собствена галактика Млечен път и в звездите на далечни галактики, тогава можем да виждаме все по-далеч и по-далеч в космоса – тоест докато не спрем погледа си в области, които са толкова далеч, че на светлината ще ѝ са нужни 13,8 милиарди години, за да стигне до нас. Тези области виждаме такива, каквито са били преди 13,8 милиарда години – и да не забравяме - по това време Вселената е била в горещо, плътно плазмено състояние.

По-конкретно, нищо не можем да видим в тази плазма, тъй като плазмата от този вид е непрозрачна. Но можем да видим след времето, когато е излъчена космическата фонова радиация. Казано по друг начин: има места във Вселената, които са точно на такова разстояние от нас, така че тяхното космическо фоново излъчване да достига до нас сега. Днес можем да видим и измерим светлината от края на горещата фаза на Големия взрив и измерванията от този вид дават ценна информация за ранната гореща Вселена.

Има един важен допълнителен ефект - ние не виждаме просто това излъчване от много далечни региони в иначе непроменящата се Вселена. Вместо това, от това ранно време до наши дни, Вселената се разширява и космическото разширение има ефект на охлаждане на ранната топлинна радиация още повече. Топлинното излъчване от този вид се описва напълно от един-единствен параметър, неговата температура, а в нашите космологични модели ефектът от космическото разширение върху тази температура е ясен: във времето, когато разстоянията между далечните галактики са се увеличили 2 пъти, космическият фон радиационната температура пада наполовина.

Разширяваща се Вселена, охлаждаща се радиация

От времето, когато космическата фонова радиация е била освободена до наши дни, Вселената се е разширила с коефициент около 1100. Космическото фоново лъчение, което първоначално е било с температура от около 3000 Келвина и приличало на светлината от някои от използваните прожектори за осветяване на спортни игрища (металхалогенни лампи), охладени от същия фактор. В наши дни той достига до Земята предимно под формата на нискоенергийно микровълново лъчение, поради което другото му име е „космическият микровълнов фон”, съкратено CMB.

Пряката връзка между разширяването на нашата Вселена и температурата на CMB означава, че с течение на времето космическото фоново излъчване наистина носи много ценна информация. Ако можехме да измерим температурата на CMB в различни моменти от космическата история, бихме могли да реконструираме как, в детайли, се е разширявал нашият космос. Тази „хронология на разширяването“ е един от най-основните набори от данни, които можем да получим за историята на нашата вселена. Тя е пряко свързана с едно от големите неизвестни на съвременната космология - така наречената тъмна енергия, съставка, изпълваща нашата вселена, която е отговорна за факта, че в момента скоростта на разширяване на нашия космос се увеличава – космическото разширение се ускорява.

Проследяване на космическото разширение, една температура в даден момент

Това, което директно измерване би могло да покаже, е дали тази пряка връзка между разширяването на нашата Вселена и охлаждането на CMB наистина е валидна. Сравнение с алтернативна мярка за космическо разширение, така нареченото космологично червено изместване, може да изключи някои по-екзотични предложения за природата на тъмната енергия. 

"Ако има някакви отклонения от очакваните тенденции, това може да има преки последици за естеството на неуловимата тъмна енергия", заявява Доминик Ричърс.

По-специално, отклонение от директната връзка би се очаквало при модели, при които тъмната енергия се "разпада", прехвърляйки част от енергията си към обикновената материя и радиация във Вселената, което би забавило охлаждането на CMB. Някои модели за другото голямо неизвестно в космологията, тъмната материя, биха включвали подобни ефекти - някои екзотични (и все още неоткрити) елементарни частици, предложени като съставни части на тъмната материя, така наречените светлинни аксиони, биха могли да взаимодействат с космическата фонова радиация, влияят върху начина, по който се охлажда с течение на времето.

Но измерването на температурата на CMB в различни моменти от космическата история е доста трудно. Има някои точки от данни: За космическата история през последните 6 милиарда години (червени отмествания z между 0 и 1), така нареченият ефект на Суняев-Зелдович осигурява начин за такива измервания. Малко по-далеч, между 10 и 11,7 милиарда години преди настоящето (z между 1,8 и 3,3) има точки от данни, показващи, че температурата на CMB има точната стойност за възбуждане на специфични енергийни нива в определени видове атоми или молекули.

Измерването на температурата на космоса, 880 милиона години след Големия взрив

Настоящите резултати надхвърлят значително това, като допринасят за точка с данни за температурата на CMB от време, близо 13 милиарда години преди настоящето - само милиард години след фазата на Големия взрив.

Главният герой е облак от студена вода в галактика с избухващи звезди с каталожен номер HFLS3, която виждаме така, както е била около 880 милиона години след Големия взрив. Точно както самият CMB, светлината от тази галактика е със силно червено изместване. Всички наблюдения за тази работа са направени с телескопния масив IRAM NOEMA във френските Алпи, радиообсерватория, която наблюдава милиметрови дължини на вълната.

Галактиката HFLS3 наскоро е произвела необичайно голям брой нови звезди за кратък период от време. Тази конкретна галактика с избухващи звезди съдържа значителен облак от водна пара, H2O, и CMB действа като източник на светлина, който от гледна точка на наблюдателите е зад облака. Астрономите познават подобни ситуации, докато наблюдават звезди. В една звезда по-ниските, по-горещи слоеве на така наречената фотосфера произвеждат почти цялата светлина на звездата. Но точно отгоре има малко по-хладни слоеве газ. Резултатът са така наречените абсорбционни линии - специфични дължини на вълната, при които звездната светлина се абсорбира от по-хладните слоеве. Когато астрономите погледнат спектъра на звездата, подобен на дъга, тези линии на абсорбция изглеждат като по-тъмни сенки с форма на линия върху дъгата.

Издайническа сянка върху космическото фоново излъчване

Простата версия на новия резултат е много подобна - облакът от водна пара е по-хладен от космическото фоново излъчване. Поради тази причина той хвърля сянка върху космическия микровълнов фон, нещо, което астрономите никога преди не са виждали в ранната Вселена - абсорбционна линия в спектъра на CMB, със силата на абсорбцията, показваща температурната разлика до облака, и, по подразбиране, температурата на CMB, докато преминава през облака 880 милиона години след Големия взрив.

Дребните подробности на ситуацията са малко по-сложни. Въпросната температура на облака не е температурата на облака като цяло, а температурата, съответстваща на това колко от водните молекули са в леко възбудено състояние спрямо основното състояние с най-ниска енергия. Съществува основна формула, свързваща фракцията на водните молекули във възбудено състояние с температурата; обратно, чрез измерване колко възбудени водни молекули има, може да се определи тази специфична температура.

Ограничаване на космическата еволюция

Независимо дали в по-простия или в по-сложния вариант: Крайният резултат зависи от температурата на CMB. От своите наблюдения астрономите заключват, че CMB по това време трябва да е имал температура между 16,4 и 30,2 Келвина. Това е в съответствие с температурата от 20 Келвина, предвидена за това време, 880 милиона години след Големия взрив, от настоящите космологични модели, като се има предвид пряката връзка между охлаждането на CMB и историята на космическото разширение.

С този резултат могат да бъдат изключени екзотичните модели, които предвиждат прекъсване на връзката между температурата и скоростта на разширение. По-общо казано, сега имаме точка от данни за космическото разширение от период в космическата история, от който има много малко данни за началото.

Екипът се надява, че това първо далечно измерване ще бъде само едно от многото.

„Тази нова техника предоставя важни нови прозрения за еволюцията на Вселената и ни показва, че Вселената в зародиш е имала някои необичайни свойства, съвсем различни от днешните“, отбелязва съавторът Фабиан Уолтър () от Института по астрономия Макс Планк.

Riechers, D.A., Weiss, A., Walter, F. et al. Microwave background temperature at a redshift of 6.34 from H2O absorption. Nature 602, 58–62 (2022). https://doi.org/10.1038/s41586-021-04294-5

Taking the temperature of our cosmos, less than a billion years after the Big Bang, Max-Planck-Gesellschaft