Рекомбинация (космология)

Часть серии по
Физическая космология
Большой взрыв  · Вселенная Возраст вселенной Хронология Вселенной
Ранняя вселенная Эпоха Планка Эпоха великого объединения Электрослабая эпоха Эпоха кварков Адронная эпоха Эпоха лептона Фотонная эпоха Нуклеосинтез Большого взрыва Инфляция Темные времена Звездная эра Фоны Космический фоновый радиационный фон (CBR) Фон гравитационных волн (ФГВ) Космический микроволновый фон (CMB)  · Космический нейтринный фон (CNB) Космический инфракрасный фон (ИНБ)
Расширение  · Будущее Закон Хаббла  · Красное смещение Расширение Вселенной Ускоряющееся расширение Вселенной Сопутствующие и правильные расстояния Метрика FLRW  · Уравнения Фридмана Неоднородная космология Хронология далекого будущего Будущее расширяющейся Вселенной Конечная судьба вселенной Тепловая смерть вселенной Большой разрыв Большой хруст Большой отскок Распад ложного вакуума Маленький Рип Распад протона Виртуальная черная дыра
Компоненты  · Структура Составные части Лямбда-CDM модель Барионная материя Экзотическая материя Вырожденная материя Нейтроний КХД имеет значение Странное дело Отрицательное вещество Энергия Отрицательная энергия Нулевая энергия Энергия вакуума Радиация Фоновое излучение Темная энергия Квинтэссенция Фантомная энергия Темная материя Холодная темная материя Теплая темная материя Смешанная темная материя Горячая темная материя Светлая темная материя Самовзаимодействующая темная материя Скалярное поле темной материи Темное излучение Темная жидкость Темный поток Зеркальная материя Структура Форма вселенной Реионизация  · Формирование структуры Формирование галактики Мультивселенная Вселенная Наблюдаемая Вселенная Объем Хаббла Крупномасштабная конструкция Большая группа квазаров Нить галактики Сверхскопление Скопление галактик Группа галактик Местная группа Галактика Ореол темной материи Звездное скопление Солнечная система Планетная система Пустота
Эксперименты Бумеранг Исследователь космического фона (COBE) Обзор темной энергии Евклид Проект Illustris Обсерватория Веры К. Рубин Космическая обсерватория Планка Слоан цифровой обзор неба (SDSS) Обзор красного смещения галактики 2dF ("2dF") ВселеннаяМашина Микроволновый датчик анизотропии Wilkinson (WMAP)
Ученые Ааронсон Альфвен Альфер Бхарадвадж Коперник де Ситтер Дике Эддингтон Элерс Эйнштейн Эллис Фридман Галилео Гамов Гут Хаббл Лемэтр Linde Mather Ньютон Penzias Вбивать в голову Шмидт Шварцшильд Smoot Старобинский Steinhardt Suntzeff Сюняев Толман Уилсон Зельдович
История темы Открытие космического микроволнового фонового излучения История теории большого взрыва Религиозные интерпретации теории большого взрыва Хронология космологических теорий
Категория  Астрономический портал
v т е

В космологии , рекомбинации относится к эпохе , при котором заряженный электроны и протоны впервые стали связаны с образованием электрически нейтральные водородные атомы . Рекомбинация произошло около 370000 лет ^{[1] [1] примечания} после Большого взрыва (при красном смещении от г  = 1100 ^[2] ). Слово «рекомбинация» вводит в заблуждение, поскольку теория Большого взрыва не утверждает, что протоны и электроны были объединены раньше, но это название существует по историческим причинам, поскольку оно было названо до того, как гипотеза Большого взрыва стала первичной теорией создания Вселенная.

Сразу же после Большого взрыва , Вселенная была горячей, плотной плазмы из фотонов , лептонов и кварков : в кварковой эпохи . За ^10-6 секунд Вселенная расширилась и остыла достаточно, чтобы позволить образование протонов : адронная эпоха . Эта плазма была эффективно непрозрачной для электромагнитного излучения из-за томсоновского рассеяния на свободных электронах, так как длина свободного пробега каждого фотона до встречи с электроном была очень короткой. Это текущее состояние внутренней части Солнца. По мере того, как вселенная расширялась, она тоже остыла. В конце концов, Вселенная остыла до такой степени, что образование нейтрального водорода было энергетически благоприятным, а доля свободных электронов и протонов по сравнению с нейтральным водородом уменьшилась до нескольких частей на 10 000.

Рекомбинация включает связывание электронов с протонами (ядрами водорода) с образованием нейтральных атомов водорода . Поскольку прямые рекомбинации в основное состояние (с самой низкой энергией) водорода очень неэффективны, эти атомы водорода обычно образуются с электронами в состоянии с высокой энергией, и электроны быстро переходят в свое состояние с низкой энергией, испуская фотоны . Существуют два основных пути: из состояния 2p путем испускания фотона Лаймана-a - эти фотоны почти всегда будут повторно поглощаться другим атомом водорода в его основном состоянии - или из состояния 2s путем испускания двух фотонов, что очень медленно.

Это производство фотонов известно как разделение , которое приводит к рекомбинации, иногда называемой разделением фотонов , но рекомбинация и разделение фотонов - разные события. После того, как фотоны отделились от материи, они свободно путешествовали по Вселенной, не взаимодействуя с материей, и представляют собой то, что сегодня наблюдается как космическое микроволновое фоновое излучение (в этом смысле космическое фоновое излучение является инфракрасным [и некоторым красным] излучением черного тела, испускаемым, когда Вселенная имела температуру около 3000 К, смещенную в красную сторону в несколько раз.1100 от видимого спектра до микроволнового ).

История рекомбинации водорода [ править ]

История космической ионизации обычно описывается в терминах доли свободных электронов x _e как функции красного смещения . Это отношение количества свободных электронов к общему содержанию водорода (как нейтрального, так и ионизированного). Обозначая n _e плотность свободных электронов, n _H плотность атомарного водорода и n _p плотность ионизированного водорода (т.е. протонов), x _e определяется как

${\ displaystyle x _ {\ text {e}} = {\ frac {n _ {\ text {e}}} {n _ {\ text {p}} + n _ {\ text {H}}}}.}$

Поскольку водород рекомбинирует только тогда, когда гелий становится полностью нейтральным, нейтральность заряда подразумевает, что n _e = n _p , то есть x _e также является долей ионизированного водорода.

Грубая оценка из теории равновесия [ править ]

Можно найти грубую оценку красного смещения эпохи рекомбинации, если предположить, что реакция рекомбинации достаточно быстра и протекает вблизи теплового равновесия. Относительное содержание свободных электронов, протонов и нейтрального водорода определяется уравнением Саха :${\displaystyle p+e^{-}\longleftrightarrow H+\gamma }$

${\displaystyle {\frac {n_{\text{p}}n_{\text{e}}}{n_{\text{H}}}}=\left({\frac {m_{\text{e}}k_{\text{B}}T}{2\pi \hbar ^{2}}}\right)^{\frac {3}{2}}\exp \left(-{\frac {E_{\text{I}}}{k_{\text{B}}T}}\right),}$

где m _e - масса электрона , k _B - постоянная Больцмана , T - температура, ħ - приведенная постоянная Планка , а E _I = 13,6 эВ - энергия ионизации водорода. ^[3] Зарядовая нейтральность требует n _e  =  n _p , и уравнение Саха можно переписать в терминах доли свободных электронов x _e :

${\displaystyle {\frac {x_{\text{e}}^{2}}{1-x_{\text{e}}}}=(n_{\text{H}}+n_{\text{p}})^{-1}\left({\frac {m_{\text{e}}k_{\text{B}}T}{2\pi \hbar ^{2}}}\right)^{\frac {3}{2}}\exp \left(-{\frac {E_{\text{I}}}{k_{\text{B}}T}}\right).}$

Все величины в правой части являются известными функциями красного смещения : температура определяется выражением T = 2,728 (1 + z) K , ^[4], а общая плотность водорода (нейтрального и ионизированного) определяется выражением n _p + n _H = 1,6 (1 + z) ³ м ⁻³ .

Решение этого уравнения для 50-процентной доли ионизации дает температуру рекомбинации примерно 4000  К , что соответствует красному смещению z  = 1500 .

Эффективный трехуровневый атом [ править ]

В 1968 году физики Джим Пиблз ^[5] из США и Яков Борисович Зельдович с сотрудниками ^[6] в СССР независимо вычислили историю неравновесной рекомбинации водорода. Основные элементы модели следующие.

• Прямые рекомбинации в основное состояние водорода очень неэффективны: каждое такое событие приводит к фотону с энергией более 13,6 эВ, который почти сразу же реионизирует соседний атом водорода.
• Таким образом, электроны эффективно рекомбинируют только в возбужденные состояния водорода, из которых они очень быстро переходят в первое возбужденное состояние с главным квантовым числом n = 2.
• Из первого возбужденного состояния электроны могут достичь основного состояния n = 1 двумя путями:
  • Распад из состояния 2p путем испускания фотона Лаймана-α . Этот фотон почти всегда будет поглощаться другим атомом водорода в основном состоянии. Однако космологическое красное смещение систематически снижает частоту фотона, и есть небольшая вероятность того, что он избежит повторного поглощения, если он будет сдвинут на достаточно большое красное смещение от резонансной частоты линии Лаймана-α до встречи с другим атомом водорода.
  • Распад из состояния 2s путем испускания двух фотонов. Этот двухфотонный процесс распада очень медленный, со скоростью ^[7] 8,22 с ^-1 . Однако он конкурирует с медленной скоростью ускользания Lyman-α в производстве водорода в основном состоянии.
• Атомы в первом возбужденном состоянии также могут быть повторно ионизированы окружающими фотонами реликтового излучения, прежде чем они достигнут основного состояния. В этом случае создается впечатление, что рекомбинации в возбужденное состояние вообще не произошло. Чтобы учесть эту возможность, Пиблс определяет фактор C как вероятность того, что атом в первом возбужденном состоянии достигнет основного состояния любым из двух путей, описанных выше, перед тем, как подвергнуться фотоионизации.

Эта модель обычно описывается как «эффективный трехуровневый атом», поскольку она требует отслеживания водорода в трех формах: в его основном состоянии, в его первом возбужденном состоянии (при условии, что все более высокие возбужденные состояния находятся в равновесии с ним по Больцману ), и в ионизированном состоянии.

С учетом этих процессов история рекомбинации затем описывается дифференциальным уравнением

${\displaystyle {\frac {dx_{\text{e}}}{dt}}=-C\left(\alpha _{\text{B}}(T)n_{\text{p}}x_{e}-4(1-x_{\text{e}})\beta _{\text{B}}(T)e^{-E_{21}/T}\right),}$

где α _B - коэффициент рекомбинации «случай B» с возбужденными состояниями водорода, β _B - соответствующая скорость фотоионизации, а E ₂₁ = 10,2 эВ - энергия первого возбужденного состояния. Обратите внимание, что второй член в правой части приведенного выше уравнения может быть получен с помощью аргумента детального баланса . Результат равновесия, приведенный в предыдущем разделе, можно было бы восстановить, установив левую часть на ноль, то есть предполагая, что чистые скорости рекомбинации и фотоионизации велики по сравнению со скоростью расширения Хаббла , которая устанавливает общую шкалу времени эволюции для температуры. и плотность. Однако C α _B n _p сравнимо со скоростью расширения Хаббла и даже становится значительно ниже при малых красных смещениях, что приводит к эволюции доли свободных электронов намного медленнее, чем можно было бы получить из расчета равновесия Саха. При современных значениях космологических параметров оказывается, что Вселенная на 90% нейтральна при z ≈ 1070.

Современные разработки [ править ]

Описанная выше простая эффективная трехуровневая модель атома учитывает наиболее важные физические процессы. Однако он полагается на приближения, которые приводят к ошибкам в предсказанной истории рекомбинации на уровне 10% или около того. Из-за важности рекомбинации для точного предсказания анизотропии космического микроволнового фона ^[8] несколько исследовательских групп пересмотрели детали этой картины за последние два десятилетия.

Уточнения теории можно разделить на две категории:

• Учет неравновесных заселенностей высоковозбужденных состояний водорода. Это фактически сводится к модификации коэффициента рекомбинации а _B .
• Точное вычисление скорости выхода Лаймана-α и влияния этих фотонов на переход 2s-1s . Это требует решения нестационарного уравнения переноса излучения . Кроме того, необходимо учитывать переходы Лаймана более высокого порядка . Эти уточнения фактически представляют собой модификацию C- фактора Пиблза .

Современная теория рекомбинации считается точной на уровне 0,1% и реализована в общедоступных кодах быстрой рекомбинации. ^{[9] [10]}

Первичная рекомбинация гелия [ править ]

Ядра гелия образуются во время нуклеосинтеза Большого взрыва и составляют около 24% от общей массы барионной материи . Энергия ионизации гелия больше, чем у водорода, поэтому он рекомбинирует раньше. Поскольку нейтральный гелий несет два электрона, его рекомбинация происходит в два этапа. Первая рекомбинация протекает вблизи равновесия Саха и имеет место около красного смещения z ≈ 6000. ^[11] Вторая рекомбинация медленнее, чем то, что можно было бы предсказать из равновесия Саха, и происходит около красного смещения z ≈ 2000. ^[12]${\displaystyle \mathrm {He} ^{2+}+\mathrm {e} ^{-}\longrightarrow \mathrm {He} ^{+}+\gamma }$${\displaystyle \mathrm {He} ^{+}+\mathrm {e} ^{-}\longrightarrow \mathrm {He} +\gamma }$Детали рекомбинации гелия менее важны, чем детали рекомбинации водорода для предсказания анизотропии космического микроволнового фона , поскольку Вселенная все еще очень оптически толстая после рекомбинации гелия и до того, как водород начал свою рекомбинацию.

Первозданный световой барьер [ править ]

До рекомбинации фотоны не могли свободно перемещаться по Вселенной, поскольку они постоянно рассеивались на свободных электронах и протонах. Это рассеяние вызывает потерю информации, и «поэтому существует фотонный барьер на красном смещении» рядом с барьером рекомбинации, который не позволяет нам напрямую использовать фотоны для изучения Вселенной на больших красных смещениях. ^{[13] Однако,} как только произошла рекомбинация, длина свободного пробега фотонов значительно увеличилась из-за меньшего количества свободных электронов. Вскоре после рекомбинации длина свободного пробега фотона стала больше, чем длина Хаббла , и фотоны свободно перемещались, не взаимодействуя с веществом. ^[14]По этой причине рекомбинация тесно связана с последней рассеивающей поверхностью, которая является названием последнего времени, когда фотоны космического микроволнового фона взаимодействовали с веществом. ^[15] Однако эти два события различны, и во Вселенной с разными значениями отношения барионов к фотонам и плотности материи рекомбинация и разделение фотонов не обязательно должны происходить в одну и ту же эпоху. ^[14]

См. Также [ править ]

• Хронология Вселенной
• Возраст вселенной
• Большой взрыв

Заметки [ править ]

Ссылки [ править ]

Библиография [ править ]

• Бромм, Фолькер (17 апреля 2014 г.). "Космология AST 376 - Конспект лекций: фон космического микроволнового излучения (CMB)" (PDF) . Остин, Техас: факультет астрономии Техасского университета в Остине . Архивировано (PDF) из оригинала 23 декабря 2018 года . Проверено 1 января 2020 года .
• Лонгэр, Малкольм (2008). Формирование галактики . Springer . ISBN 978-3-540-73477-2.
• Маоз, Дэн (2016). Астрофизика в двух словах (2-е изд.). Принстон, штат Нью-Джерси; Оксфорд, Великобритания: Издательство Принстонского университета . ISBN 978-0-691-16479-3. LCCN  2015956047 . OCLC  950932058 .
• Падманабхан, Тану (1993). Формирование структуры во Вселенной . Издательство Кембриджского университета . ISBN 978-0-521-42486-8.
• Пиблз, PJE (1968). «Рекомбинация первобытной плазмы». Астрофизический журнал . 153 : 1. Bibcode : 1968ApJ ... 153 .... 1P . DOI : 10.1086 / 149628 .
• Райден, Барбара (2003). Введение в космологию . Эддисон-Уэсли . ISBN 978-0-8053-8912-8.
• Танабаши, М .; и другие. ( Группа данных по частицам ) (2018). «Обзор физики элементарных частиц» . Physical Review D . Колледж-Парк, доктор медицины: Американское физическое общество . 98 (3): 1–708. Bibcode : 2018PhRvD..98c0001T . DOI : 10.1103 / PhysRevD.98.030001 . ISSN  1550-7998 . OCLC  7814919666 . PMID  10020536 .
• Зельдович Ю.Б .; Курт В.Г.; Сюняев, Р.А. (1968). «Рекомбинация водорода в горячей модели Вселенной». Журнал экспериментальной и теоретической физики . 55 : 278. Bibcode : 1968ZhETF..55..278Z .