Astronomiya

İlk kainatdakı kütləvi paylanma

İlk kainatdakı kütləvi paylanma

Təxmini kütləsi 12 milyard M with olan ~ 12,8 milyard LJ-də son böyük kvazar tapıldı (bax: məsələn http://www.newscientist.com/article/mg22530104.000-ancient-black-hole-had-an-inexplicable- growth-spurt.html) mövcud qara dəlik əmələ gətirən fərziyyələri şübhə altına alır. Bağlı məqalədə izah edildiyi kimi, alim, maddənin içərisinə düşən radiasiyanın xaricə itələmə qüvvəsi səbəbiylə maddənin çoxunun qısa müddətdə çuxura keçə biləcəyinə şübhə edir.

Sualım daha doğrudur, BH-nin bu qədər yaxınlığında bu ölçüdə böyüyə biləcək qədər maddə varmı? Böyük partlayışdan 900 milyon il əvvəl hiss edirəm ki, çətinliklə var yetər tələb olunan maddənin BH ətrafındakı yığılma baş verə biləcəyi həcmdən keçməsi üçün vaxt.


Təəssüf ki, adi zəif jurnalistika qara dəliyin böyüməsini "izah oluna bilməz" kimi yazır və sonra məqalədə daha aşağıda bəzi mümkün izahlara istinad edir.

Əsas problem böyümə vaxt ölçüsüdür. Radiasiya təzyiqi mənfi bir geribildirim gətirir, beləliklə kvars Eddington parlaqlığında şüalanarkən meydana gələn Eddington həddi adlanan kürə yığılması üçün "nəzəri" bir maksimum var. Kütlənin parlaqlığa çevrildiyi səmərəliliyin az olduğu təqdirdə ən qısa böyümə vaxtı ölçüsü əldə edilir; lakin çox aşağı olsaydı kvarı heç görməzdik. Problemin mahiyyəti budur. Daha çox məlumat üçün bu Fizika SE cavabına baxa bilərsiniz.

Məsələ burasındadır ki, bu həddi aşmağın yolları və vasitələri var - birinə görə sferik olmayan artma - buna görə buna necə nail olmaq barədə çoxlu fikir var. Başqa bir ehtimal budur ki, bəlkə də birləşmə nəticəsində başlamaq üçün olduqca böyük bir toxum qara dəliyi ilə başlamısınız. Yoxsa kvazar keçmişdə daha az səmərəli ola bilərdi və indi daha effektivdir, buna görə bunu görə bilərik.

Kifayət qədər maddə varmı? Bəli, qalaktikaların bu qara dəliyin kütləsindən çox daha böyük ola biləcək kütlələri var. Nadirdirlər, amma təbii ki> 1 milyard günəş kütləsindəki qara dəliklər var və bunlar> 10 milyard işıq ili məsafələrində görə biləcəyimiz yeganədir.

Fizibiliyi qiymətləndirməyin bir yolu yalnız bir enmə vaxtının necə olacağını soruşmaq olar. 10 kpc radiuslu bir sferada $ 10 ^ {11} M _ { odot} $ deyirsənsə (böyük qalaktika üçün tipik ədədlərdən istifadə edirəm), onda orta sıxlıq $ 5 dəfə 10 ^ {- 22} kq / m ^ {3} $ və 200 milyon illik bir boşalma müddəti $ sim (G rho) ^ {- 1/2} dollardır. Əlbəttə ki, bucaq impulsunun tökülməsi kimi başqa problemlər də var, amma deyəsən bu zaman şkalası cazibə qüvvəsinin öz işini görməsi üçün kifayət qədər qısadır (radiasiya təzyiqi olmadıqda).

Əlbətdə sualınıza qısa cavab budur ki, bəli, kifayət qədər vaxt olmalıdır, çünki bu, bu cür obyektlərin populyasiyasındakı sonuncudur. Bilirik ki, böyük partlayışdan sonra milyard il ərzində superkütləvi qara delikli kvazarlar əmələ gəldi.


İlk kainatdakı kütləvi paylanma - Astronomiya

Daha sonra (2) düşünün. Tutaq ki, uzunluğumuzu (məs. Metrlə) kosmik bir dövrün funksiyası olaraq tanıdığımız bir cisim var. Bu hökmdarın qırmızıya sürüşmə funksiyası kimi bükdüyü bucağı ölçərək bucaq diametri məsafəsini, d (z) şəklini çəkirik. Bu məsafə ilə əlaqəli qırmızı sürüşmə intervalını ölçərək Hubble parametrini, H (z) ilə uyğunlaşdırırıq.

Qaranlıq enerjidə rəqabətli məhdudiyyətlər əldə etmək üçün H (z) -də% 1 səviyyəsində dəyişiklikləri görə bilməliyik - bu bizə O vəziyyətinin (10%) DE tənliyində statistik səhvlər verəcəkdir.

  • Kainatın yaşının çox hissəsində hökmdarı dəqiq bir şəkildə kalibr etməyi bacarmalıyıq.
  • Kainatın həcminin çox hissəsində hökmdarı ölçməyi bacarmalıyıq.
  • Hökmdarın ultra dəqiq ölçülərini edə bilməliyik.

Kosmoloji obyektlər, ehtimal ki, heç vaxt kifayət qədər vahid ola bilməz, buna görə maddənin və radiasiyanın geniş miqyaslı paylanması statistikasından istifadə edirik. Böyük miqyasda və ya erkən dövrlərdə işləyiriksə, narahat edici müalicə etibarlıdır və hesablamalar nəzarət altındadır. İlk kainatın fizikasından irəli gələn üstünlüklü uzunluqlar, kütlə və şüalanmanın paylanmasına həkk olunur və zamandan asılı olmayan hökmdarları meydana gətirir.

Enerji fotonları və ionlaşmış hidrogen (protonlar və elektronlar) üstəgəl digər iz elementləri və sirli qaranlıq maddənin birləşdiyi bir plazmadan ibarət olan ilk kainatı nəzərdən keçirək. Tək bir narahatlıqla başlayın. Plazma mənşəli maddənin çox olması istisna olmaqla tamamilə bərabərdir. Yüksək təzyiq qaz + foton mayesini işıq sürətinə yaxınlaşan sürətlərdə xaricə aparır. Aşağıdakı panellərdə, sol paneldə barion sıxlığı, sağ paneldə foton sıxlığı və son paneldə qrafika şəklində kütlə profili ilə bu prosesdən bəzi anlar əks etdirir. Əvvəlcə həm fotonlar, həm də bariyonlar birlikdə kənara doğru hərəkət edir, qabığın radiusu işıq sürətinin yarısından çoxunda hərəkət edir Bu genişlənmə 10 5 il davam edir 10 5 ildən sonra kainat protonların neytral hidrogen meydana gətirməsi üçün elektronları tutacaq qədər soyudu. Bu fotonları bariyonlardan ayırır. Birincisi, sürətlə uzaqlaşır, baryon zirvəsini dayandırır. Fotonlar, təzyiqlərini itirən bariyonlar yerində qalarkən uzaqlaşmağa davam edir. Fotonlar demək olar ki, tamamilə vahid hala gəldi, lakin baryonlar radiusda 100Mpc qabıqda həddindən artıq qaldı. Bundan əlavə başladığımız böyük cazibə potensialı quyuya yenidən material çəkməyə başlayır. Narahatlıq O (1000) böyüdükcə, bariyonlar və DM Wb / Wm nisbətində tarazlıq sıxlığına çatırlar. Son konfiqurasiya mərkəzdəki orijinal zirvəmizdir (əllə qoyduğumuz) və radiusda təxminən 100Mpc bir qabıqdakı əks-səda. Bu qabığın radiusu səs üfüqü kimi tanınır.

  • Barionlu modellərin firma proqnozu
  • Bir dəfə (fiziki) maddə və barion sıxlığı yaxşı bilinən - QMİ tərəfindən kalibrlənmiş mövqelər.
  • Salınımlar güc spektrinin digər xüsusiyyətlərindən fərqli olaraq kəskindir.
  • Daxili qarşılıqlı yoxlama: d H (z) nin ayrılmaz hissəsi olmalıdır.
  • Bir neçə z üçün d (z) olduğundan məkan düzlüyünü yoxlaya bilərsiniz: d (z1 + z2) = d (z1) + d (z2) + O (əyrilik)
  • Aşağı z məsafəsi ölçülərini (məsələn, SNe) QMİ tərəfindən müəyyən edilmiş mütləq miqyasa bağlayır.

Beləliklə, BAO proqramı (prinsipcə) sadədir. Biri kütlə sıxlığı sahəsinin izləyicisini tapır (məsələn, qalaktikalar və ya Ly-a meşəsi) və onun 2 nöqtəli funksiyasını hesablayır. 2 nöqtəli funksiyanın xüsusiyyətləri səs üfüqünə, təxminən 100Mpc ölçüyə uyğundur. Bucağı (və qırmızı sürüşmə intervalı) bilməklə bu məsafə bir ölçüyə d (z) bərabərdir. Z-dəki dəyərlə müqayisə edin

10 3 qaranlıq enerjinin təkamülünü məhdudlaşdırmağa imkan verir.

Problem istifadə etdiyimiz cetvelin əlverişsiz dərəcədə böyük olmasıdır. BAO siqnalının dəqiq ölçülməsi üçün lazım olan giga-parsec həcmlərini yalnız son nəsil böyük qalaktika qırmızı sürüşmə tədqiqatları ilə araşdıra bilərik.

Bu fikri işlək bir ölçüyə çevirmək üçün nəzərə alınması lazım olan daha yüksək sifariş effektləri var. Bunlar, qalaktikanın qırmızı sürüşmə tədqiqatında statistikanın necə ölçülməsinin və qeyri-xətti, qalaktikanın qərəzli və qırmızı sürüşmə boşluğu təhriflərinin düzəldilməsinin təfərrüatlarını əhatə edir. Aşağıdakı linkləri izləyərək bu texniki cəhətdən daha ətraflı məlumat əldə edə bilərsiniz.

Daha çox texniki məlumat üçün 2007 Santa Fe kosmoloji atelyesində və ya 2008 IUCCA məktəbində verilmiş bu Mühazirələrə baxın. və ya 2010 Santa Fe kosmoloji atelyesindəki bu Mühazirələr.


Yerli kosmik şəbəkənin xəritələnməsi: Qaranlıq maddə xəritəsi, qalaktikalar arasındakı gizli körpüləri ortaya qoyur

Beynəlxalq bir tədqiqatçı qrupu, yerli kainatdakı qaranlıq maddənin bir xəritəsini hazırladı və bu, qalaktikalardakı (qara nöqtələr) cazibə qüvvəsinə görə yerini müəyyənləşdirdi. Bu sıxlıq xəritələri - hər biri fərqli ölçülərdə bir eninə - kainatın məlum, görkəmli xüsusiyyətlərini (qırmızı) çoxaldır və eyni zamanda qalaktikalar arasında gizli körpü rolunu oynayan daha kiçik iplik xüsusiyyətlərini (sarı) ortaya qoyur. X Süd Yolu qalaktikasını və oxlar cazibə qüvvəsi sayəsində yerli kainatın hərəkətini göstərir. Kredit: Hong et. al., Astrophysical Journal

Yerli kainatdakı yeni bir qaranlıq maddənin xəritəsi, qalaktikaları birləşdirən əvvəllər kəşf edilməmiş bir neçə filament quruluşu ortaya qoyur. Penn State astrofizikinin də daxil olduğu beynəlxalq bir qrup tərəfindən maşın öyrənilməsindən istifadə edərək hazırlanan xəritə, qaranlıq maddənin təbiəti ilə yanaşı yerli kainatımızın tarixi və gələcəyi haqqında da araşdırmalara imkan yarada bilər.

Qaranlıq maddə kainatın 80% -ni təşkil edən tutulmayan bir maddədir. Eyni zamanda kosmoloqların kosmik şəbəkə adlandırdıqları, cazibə qüvvəsi sayəsində qalaktikaların və digər kosmik materialların hərəkətini diktə edən kainatın genişmiqyaslı quruluşunun skeletini verir. Bununla birlikdə, yerli qaranlıq maddənin paylanması birbaşa bilinməməsi səbəbindən hazırda bilinmir. Tədqiqatçılar bunun əvəzinə qalaktikalar kimi kainatdakı digər cisimlər üzərindəki cazibə təsirinə əsaslanaraq paylanması barədə nəticə çıxarmalıdırlar.

Penn əyalətinin astronomiya və astrofizika üzrə dosenti və tədqiqatın müvafiq müəllifi Donghui Jeong, "Qəribədir ki, qaranlıq maddənin çox az keçmişi əks etdirdiyindən, daha az qarışıq maddələrin yayılmasını öyrənmək daha asandır" dedi. . "Zaman keçdikcə kainatın genişmiqyaslı quruluşu böyüdükcə kainatın karmaşıqlığı artdı, buna görə də yerli olaraq qaranlıq maddə ilə bağlı ölçülər aparmaq daha çətindir."

Kosmik ağı xəritəyə salmaq üçün əvvəlki cəhdlər ilk kainat modeli ilə başlamış və sonra milyardlarla il ərzində modelin təkamülünü simulyasiya etmişdir. Lakin bu metod hesablama baxımından intensivdir və indiyə qədər yerli kainatı görmək üçün kifayət qədər təfərrüatlı nəticələr əldə edə bilməyib. Yeni araşdırmada, tədqiqatçılar qaranlıq maddənin paylanmasını proqnozlaşdırmaq üçün qalaktikaların paylanması və hərəkəti haqqında məlumatdan istifadə edən bir model qurmaq üçün maşın öyrənməyi istifadə edərək tamamilə fərqli bir yanaşma etdilər.

Tədqiqatçılar, modellərini qalaktikaları, qazları, digər görünən maddələri və qaranlıq maddələri özündə birləşdirən Illustris-TNG adlı böyük bir qalaktika simulyasiya dəsti istifadə edərək hazırladılar və öyrəddilər. Ekip, Samanyolu ilə müqayisə edilə bilən süni qalaktikaları xüsusi olaraq seçdi və nəticədə qaranlıq maddənin paylanmasını proqnozlaşdırmaq üçün hansı qalaktikaların xüsusiyyətlərinə ehtiyac olduğunu müəyyənləşdirdi.

Jeong, "Müəyyən bir məlumat verildikdə, model əvvəlcə baxdıqlarına əsasən boşluqları doldura bilər" dedi. "Modellərimizdəki xəritə simulyasiya məlumatlarına tamamilə uyğun gəlmir, lakin yenə də çox detallı strukturları yenidən qura bilərik. Dağıldığına əlavə olaraq qalaktikaların hərəkəti - radial özünəməxsus sürətləri də daxil olmaqla xəritənin keyfiyyətini kəskin şəkildə artırdığını gördük. və bu detalları görməyimizə imkan verdi. "

Tədqiqat qrupu daha sonra modellərini Cosmicflow-3 qalaktika kataloqundan yerli kainatdakı real məlumatlara tətbiq etdi. Kataloq, Samanyolu yaxınlığında - 200 meqaparseklik ərazidə 17 mindən çox qalaktikanın paylanması və hərəkəti barədə geniş məlumatları özündə cəmləşdirir. Yerli kosmik veb xəritəsi 26 May tarixində onlayn görünən bir sənəddə dərc edilmişdir Astrofizika jurnalı.

Xəritə, yerli kainatdakı tanınmış görkəmli strukturları, o cümlədən 'yerli təbəqə' - Samanyolu əhatə edən bir kosmik bölgə, 'yerli qrup' dakı yaxın qalaktikalar və Qız bürcündəki qalaktikalar və 'yerli boşluq' - yerli qrupun yanında nisbətən boş bir bölgə. Əlavə olaraq, qalaktikaları birləşdirən daha kiçik filament strukturlar da daxil olmaqla, daha çox araşdırma tələb edən bir neçə yeni quruluş müəyyənləşdirdi.

Jeong, "Yerli bir kosmik veb xəritəsinə sahib olmaq, yeni bir kosmoloji tədqiqat fəsli açır" dedi. "Qaranlıq maddənin paylanmasının qaranlıq maddənin təbiətini anlamağımıza kömək edəcək digər emissiya məlumatları ilə necə əlaqəli olduğunu öyrənə bilərik. Bu filament yapıları, qalaktikalar arasındakı bu gizli körpüləri birbaşa öyrənə bilərik."

Məsələn, Samanyolu və Andromeda qalaktikalarının yavaş-yavaş bir-birlərinə doğru irəlilədikləri, ancaq bir çox milyardlarla il ərzində toqquşub-çarpmayacaqları bəlli deyil. İki qalaktikanı bir-birinə bağlayan qaranlıq maddə filamentlərinin öyrənilməsi onların gələcəyinə dair mühüm fikirlər verə bilər.

Jeong, "qaranlıq maddə kainatın dinamiklərinə hakim olduğu üçün, əsasən taleyimizi təyin edir" dedi. "Beləliklə, bir kompüterdən yerli kainatda nə olacağını görmək üçün xəritəni milyardlarla il inkişaf etdirməsini istəyə bilərik. Və kosmik qonşuluğumuzun tarixini anlamaq üçün modeli keçmişdə inkişaf etdirə bilərik."

Tədqiqatçılar, daha çox qalaktika əlavə edərək xəritələrinin dəqiqliyini artıracaqlarına inanırlar. Planlaşdırılan astronomik tədqiqatlar, məsələn, James Web Space Teleskopundan istifadə etməklə, hələ müşahidə olunmamış zəif və ya kiçik qalaktikaları və uzaqdakı qalaktikaları əlavə etməyə imkan verə bilər.


Kainatdakı ilk ulduzlar

Parlaq cisimlərlə dolu bir kainatda yaşayırıq. Açıq bir gecədə minlərlə ulduzu çılpaq gözlə görmək olar. Bu ulduzlar, Samanyolu qalaktika teleskoplarının yaxınlıqdakı kiçik bir hissəsini tutur, milyardlarla qalaktikanın işığı ilə parlayan çox böyük bir aləm göstərir. İndiki kosmologiya anlayışımıza görə, kainat ilk tarixinin uzun bir hissəsində xüsusiyyətsiz və qaranlıq idi. İlk ulduzlar, böyük partlayışdan bəlkə də 100 milyon il sonra meydana gəlmədi və kosmosda qalaktikaların çoxalmasından təxminən bir milyard il keçdi. Astronomlar çoxdan düşünürlər: Qaranlıqdan işığa bu dramatik keçid necə baş verdi?

Onilliklər ərzində davam edən tədqiqatlardan sonra tədqiqatçılar bu sualı cavablandırmaq üçün son zamanlarda böyük addımlar atdılar. Mürəkkəb bir kompüter simulyasiya texnikasından istifadə edərək kosmoloqlar böyük partlayışdan qalan sıxlıq dalğalanmalarının ilk ulduzlara necə çevrilə biləcəyini göstərən modellər hazırladılar. Bundan əlavə, uzaq kvazarların müşahidələri alimlərin vaxtında araşdırmalar aparmasına və & ldquocosmic qaranlıq dövrünün son günlərinə bir nəzər salmağa imkan verdi. & Rdquo

Yeni modellər, ilk ulduzların böyük ehtimalla olduqca nəhəng və işıqlı olduqlarını və meydana gəlmələrinin kainatı və sonrakı təkamülünü kökündən dəyişdirən epoxal bir hadisə olduğunu göstərir. Bu ulduzlar ətrafdakı qazları qızdıraraq ionlaşdıraraq kosmosun dinamikasını dəyişdirdi. Ən erkən ulduzlar da ilk ağır elementləri meydana gətirdi və dağıtdı, nəhayət bizimki kimi günəş sistemlərinin meydana gəlməsinə yol açdı. Bəzi ilk ulduzların çökməsi, qalaktikaların qəlbində əmələ gələn və kvazarların möhtəşəm güc mənbəyinə çevrilmiş supermassive qara dəliklərin böyüməsinə səbəb ola bilər. Qısacası, ilk ulduzlar bu gün gördüyümüz kainatın meydana gəlməsini və qalaktika və kvazarlardan planetlərə və insanlara qədər hər şeyi mümkün etdi.

Qaranlıq əsrlər İlk kainatın öyrənilməsinə birbaşa müşahidələrin olmaması mane olur. Astronomlar teleskoplarını milyardlarla il əvvəl öz işıqlarını yayan uzaq qalaktika və kvazarlarda öyrətməklə kainatın və tarixin çox hissəsini araşdırmağı bacardılar. Hər bir cismin yaşı, işığın qırmızıya doğru dəyişməsi ilə müəyyən edilə bilər ki, bu da işıq yarandıqdan bəri kainatın nə qədər genişləndiyini göstərir. İndiyə qədər müşahidə edilən ən qədim qalaktikalar və kvazarlar, böyük partlayışdan təxminən bir milyard il sonra (kainat üçün mövcud yaşı 12 milyard ilə 14 milyard il olduğu düşünülür). Tədqiqatçıların hələ daha erkən dövrlərə aid daha uzaq obyektləri görmək üçün daha yaxşı teleskoplara ehtiyacları olacaq.

Bununla birlikdə, kosmoloqlar, ilk partlayışdan təxminən 400.000 il sonra yayılan kosmik mikrodalğalı fon radiasiyasına əsaslanaraq erkən kainat haqqında ayırmalar edə bilərlər. Bu radiasiyanın bərabərliyi o dövrdə maddənin çox rəvan paylandığını göstərir. İlkin şorbanı narahat edəcək böyük işıqlı əşyalar olmadığı üçün, bundan sonra milyonlarla il boyunca hamar və xüsusiyyətsiz qalmış olmalıdır. Kosmos genişləndikcə fon şüası daha uzun dalğa uzunluğuna keçdi və kainat getdikcə soyuq və qaranlıq oldu. Astronomların bu qaranlıq dövrünə dair heç bir müşahidəsi yoxdur. Ancaq böyük partlayışdan bir milyard il keçdikdən sonra bəzi parlaq qalaktikalar və kvazarlar meydana gəlmişdi, buna görə ilk ulduzlar bir müddət əvvəl yaranmışdı. Bu ilk işıqlı obyektlər nə vaxt yarandı və necə yarana bilərdi?

Cambridge Universitetindən Martin Rees və Harvard Universitetindən Abraham Loeb daxil olmaqla bir çox astrofizik bu problemlərin həllində mühüm töhfələr vermişlər. Son araşdırmalar kainatın böyük partlayışdan sonra təkamülünü təsvir edən standart kosmoloji modellərlə başlayır. İlk kainat olduqca hamar olsa da, arxa plan şüalanması ilkin şorbada kiçik miqyaslı sıxlıq dalğalanmalarının və mdashclumpların olduğunu göstərir. Kosmoloji modellər bu yığınların tədricən cazibə qüvvəsi ilə əlaqəli quruluşlara keçəcəyini təxmin edirlər. Əvvəlcə daha kiçik sistemlər meydana gələcək və daha sonra daha böyük yığışmalara birləşəcəkdi. Daha sıx bölgələr iplik şəbəkəsi şəklində olacaq və ilk ulduz əmələ gətirən sistemlər və mdashsmall protogalaxies & mdash bu şəbəkənin qovşaqlarında birləşəcəkdir. Bənzər bir şəkildə protogalaktikalar daha sonra birləşərək qalaktikaları meydana gətirəcək və qalaktikalar qalaktika qruplarına birləşəcəkdi. Proses davam edir: qalaktika meydana gəlməsi artıq tamamlansa da, qalaktikalar hələ də çoxluqlara yığılır və bu da öz növbəsində kainat boyunca uzanan geniş bir filament şəbəkəsinə birləşir.

Kosmoloji modellərə görə, ulduzlar yarada bilən ilk kiçik sistemlər, böyük partlayışdan sonra 100 ilə 250 milyon il arasında meydana çıxmalı idi. Bu protoqalaktika günəşdən 100.000 - milyon qat daha kütləvi olardı və təxminən 30-100 işıq ili boyunca ölçülürdü. Bu xüsusiyyətlər hazırda Samanyolu'nda ulduzların əmələ gəldiyi molekulyar qaz buludlarının xüsusiyyətlərinə bənzəyir, lakin ilk protoqalaktika bəzi əsas cəhətlərdən fərqli olardı. Birincisi, onlar daha çox qaranlıq maddədən, kainatın & rsquos kütləsinin yüzdə 90-ı təşkil etdiyinə inanılan ehtimal olunan elementar hissəciklərdən ibarət olardı. Günümüzdəki böyük qalaktikalarda qaranlıq maddə adi maddələrdən ayrılır: zaman keçdikcə adi maddə qalaktika və daxili bölgədə cəmləşir, qaranlıq maddə isə çox böyük bir xarici haloya səpələnmişdir. Ancaq protogalaksiyalarda adi maddə hələ qaranlıq maddə ilə qarışmış olardı.

İkinci vacib fərq, protogalaksislərdə hidrogen və helyumdan başqa əhəmiyyətli miqdarda element olmamasıdır. Böyük partlayış nəticəsində hidrogen və helium əmələ gəldi, lakin daha ağır elementlərin çoxu yalnız ulduzlardakı termonükleer birləşmə reaksiyaları ilə yaradılır, buna görə də ilk ulduzlar meydana gəlməzdən əvvəl mövcud olmazdılar. Astronomlar bütün bu ağır elementlər üçün & ldquometals & rdquo ifadəsini istifadə edirlər. Süd Yolundakı metalla zəngin olan ulduzlara Populyasiya I, köhnə metaldan zəif olan ulduzlara bu terminologiyadan sonra Populyasiya II ulduzları, ümumiyyətlə metal olmayan ulduzlara & mdashthe ilk nəsil & mdashare bəzən Population III ulduzları deyilir.

Metallar olmadığı təqdirdə ilk ulduz əmələ gətirən sistemlərin fizikası günümüzdəki molekulyar qaz buludlarından daha sadə olardı. Bundan əlavə, kosmoloji modellər, ilk növbədə, ulduzların ilk nəslindən əvvəlki şərtlərin tam təsvirini verə bilər. Buna qarşı molekulyar qaz buludlarından yaranan ulduzlar əvvəlki ulduz əmələ gəlməsinin təsirləri ilə dəyişdirilmiş mürəkkəb mühitlərdə doğulur. Buna görə də, elm adamları ilk ulduzların meydana gəlməsini modelləşdirmək, ulduzların hal-hazırda necə meydana gəldiyini modelləşdirməkdən daha asan ola bilər. Hər halda, problem nəzəri araşdırma üçün cəlbedicidir və bir neçə tədqiqat qrupu ən erkən ulduzların meydana gəlməsini təsvir etmək üçün kompüter simulyasiyalarından istifadə etmişdir.

Tom Abel, Greg Bryan və Michael L. Normandan ibarət qrup (indi Pensilvaniya Dövlət Universitetində, Massachusetts Texnologiya İnstitutunda və San Diegodakı Kaliforniya Universitetində) ən real simulyasiyaları etdi. Yale Universitetindən Paolo Coppi ilə əməkdaşlıq edərək daha sadə fərziyyələrə əsaslanan simulyasiya etdik, lakin daha geniş imkanları araşdırmaq niyyətindəyik. İndi Yaponiyanın Osaka Universitetində olan Toru Tsuribe daha güclü kompüterlərdən istifadə edərək oxşar hesablamalar aparıb. Fumitaka Nakamura və Masayuki Umemura (indi sırasıyla Yaponiyanın Niigata və Tsukuba universitetlərində) daha ideal bir simulyasiya ilə çalışdılar, lakin yenə də ibrətamiz nəticələr verdi. Bu tədqiqatlar müxtəlif təfərrüatlarla fərqlənsə də, hamısı ən erkən ulduzların necə dünyaya gələ biləcəyinə dair oxşar təsvirlər hazırlamışdır.

Qoy İşıq Olsun! Simulyasiyalar göstərir ki, ilkin qaz buludları ümumiyyətlə kiçik miqyaslı filamentar şəbəkənin qovşaqlarında əmələ gələcək və cazibə qüvvələri səbəbindən yığılmağa başlayacaqlar. Sıxılma qazı 1000 kelvindən yuxarı olan temperaturda istiləşdirəcəkdir. Bəzi hidrogen atomları, sıx, isti qazda birləşərək iz miqdarı molekulyar hidrogen yaradırdı. Hidrogen molekulları daha sonra hidrogen atomları ilə toqquşduqdan sonra infraqırmızı radiasiya yayaraq qazın ən sıx hissələrini soyumağa başlayacaqdı. Ən sıx hissələrdəki istilik təxminən 200-300 kelvinə düşəcək və bu bölgələrdəki qaz təzyiqini azaldar və bu səbəblə onların cazibə qüvvəsi ilə yığışmalarına imkan verərdi.

Bu soyutma, ilkin sistemdəki adi maddənin qaranlıq maddənin ayrılmasına imkan verməsində mühüm rol oynayır. Soyuducu hidrogen, yumru və filamentli və ehtimal ki, disk şəklində düzəldilmiş dönən bir konfiqurasiyaya yerləşir. Qaranlıq hissəciklər radiasiya yaymayacağı və enerji itirməyəcəyi üçün ilkin buludda dağınıq qalacaqlar. Beləliklə, ulduz əmələ gətirən sistem, adi maddənin diski və qaranlıq maddənin halosuna sahib miniatür qalaktikaya bənzəyir. Diskin içərisində ən sıx qaz yığınları azalmağa davam edəcək və nəticədə bəziləri qaçaq bir çökməyə məruz qalacaq və ulduz olacaqlar.

İlk ulduz əmələ gətirən yığınlar hazırda əksər ulduzların əmələ gəldiyi molekulyar qaz buludlarından daha isti idi. Ağır elementləri olan toz dənələri və molekullar günümüzdəki buludları daha təsirli şəkildə yalnız təxminən 10 kelvin istiliyinə qədər soyudur. Bir qaz yığınının çəkisi altında çökməli olduğu minimum kütləyə, qaz temperaturunun kvadratı ilə mütənasib və qaz təzyiqinin kvadrat kökü ilə tərs mütənasib olan Jeans kütləsi deyilir. İlk ulduz əmələ gətirən sistemlərin günümüzdəki molekulyar buludlara bənzər təzyiqləri olardı. Ancaq ilk çökən qaz yığınlarının temperaturu molekulyar buludlarınkından təxminən 30 qat daha yüksək olduğundan, Jeans kütləsi demək olar ki, 1000 qat daha böyük olardı.

Samanyolu yaxınlığındakı molekulyar buludlarda Cins kütləsi təqribən günəş kütləsinə bərabərdir və bu buludlarda müşahidə olunan qabaqcıl toplaşmaların kütlələri təxminən eynidır. Təxminən 1000 dəfə böyütsək, ilk ulduz əmələ gətirən yığınların kütlələrinin təqribən 500-1000 günəş kütləsi olacağını təxmin edə bilərik. Bu proqnozla razılaşaraq, yuxarıda göstərilən bütün kompüter simulyasiyaları bir neçə yüz günəş kütləsi və ya daha çox kütlələri olan yığınların meydana gəldiyini göstərdi.

Qrup və rsquos hesablamalarımıza görə, ilk ulduz əmələ gətirən yığınların proqnozlaşdırılan kütlələri ehtimal olunan kosmoloji şərtlərə (məsələn, başlanğıc sıxlıq dalğalanmalarının dəqiq təbiəti) həssas deyildir. Əslində, proqnozlaşdırılan kütlələr ilk növbədə hidrogen molekulunun fizikasına və yalnız ikincisi kosmoloji modelinə və ya simulyasiya texnikasına bağlıdır. Səbəblərdən biri, molekulyar hidrogenin qazı 200 kelvinin altından soyuya bilməməsi və bunu ilk ulduz əmələ gətirən yığınların istiliyinin aşağı həddi etməsidir. Başqa bir şey, molekulyar hidrogendən gələn soyutma, yığınların çökməyə başladığı zaman daha yüksək sıxlıqlarda təsirsiz hala gəlməsidir. Bu sıxlıqda hidrogen molekulları infraqırmızı foton buraxmağa vaxt tapmadan başqa atomlarla toqquşur, bu qazın temperaturunu artırır və yığışmalar ən azı bir neçə yüz günəş kütləsi yaranana qədər daralmanı yavaşlatır.

İlk çökən yığınların aqibəti necə idi? Bənzər böyük kütlələrə sahib olan ulduzlar yaratdılar, yoxsa bir çox kiçik hissələrə parçalayıb çox kiçik ulduzlar yaratdılar? Tədqiqat qrupları hesablamaları yığınların ulduz əmələ gətirmə yolunda olduğu nöqtəyə itələdilər və simulyasiyalardan heç biri hələ yığınların parçalanma meylini ortaya qoymadı. Bu, bizim günümüzdəki ulduz meydana gəlməsi müşahidələri və simulyasiyaların anlayışı ilə uzlaşır ki, ulduz əmələ gətirən yığınların parçalanması ümumiyyətlə ikili sistemlərin (bir-birinin ətrafında dövr edən iki ulduz) formalaşması ilə məhdudlaşır. Parçalanmanın ilkin yığınlarda baş vermə ehtimalı daha az görünür, çünki molekulyar hidrogen soyutma səmərəsizliyi Jeans kütləsini yüksək tutacaqdı. Bununla yanaşı, simulyasiyalar hələ çökmənin son nəticəsini qətiliklə müəyyənləşdirməyib və ikili sistemlərin meydana gəlməsi istisna edilə bilməz.

Müxtəlif qruplar, ilk ulduzların nə qədər kütləvi ola biləcəyinə dair bir qədər fərqli təxminlərə gəldilər. Abel, Bryan və Norman, ulduzların, ehtimal ki, 300 günəş kütləsindən çox olmayan kütlələrə sahib olduqlarını iddia etdilər. Öz işimiz göstərir ki, 1000 günəş kütləsi qədər mümkün ola bilər. Hər iki proqnoz müxtəlif şəraitdə keçərli ola bilər: yaranan ilk ulduzların kütlələri 300 günəş kütləsindən çox olmamış, daha böyük protoqalakiyaların çökməsindən bir az sonra yaranan ulduzlar isə daha yüksək təxminlərə çatmış ola bilər. Kütləvi bir ulduz meydana gəldiyində geribildirim təsiri səbəbi ilə kəmiyyət proqnozları çətindir, yıxılan yığın içərisindəki qazın bir hissəsini sovuracaq güclü radiasiya və maddə axınları meydana gətirir. Ancaq bu təsirlər qazdakı ağır elementlərin mövcudluğundan çox asılıdır və bu səbəbdən ən erkən ulduzlar üçün daha az vacib olmalıdır. Beləliklə, kainatdakı ilk ulduzların günəşdən qat-qat daha çox kütləvi və işıqlı olduğu qənaətinə gəlmək təhlükəsiz görünür.

Kosmik Rönesans Bu ilk ulduzlar kainatın qalan hissəsinə necə təsir göstərdi? Metal olmayan ulduzların vacib bir xüsusiyyəti, səth istiliyinin günəşdəki kimi tərkibli ulduzlardan daha yüksək olmasıdır. Bir ulduzun mərkəzində nüvə enerjisi istehsalı metal olmadan daha az təsirli olur və yerin cazibə qüvvəsinə qarşı kifayət qədər enerji istehsal etmək üçün ulduz daha isti və kompakt olmalıdır. Daha kompakt quruluşa görə ulduzun səth təbəqələri də daha isti olardı. Havay Universitetindən Rolf-Peter Kudritzki və Harvardlı İbrahim Loeb ilə iş birliyində (Bromm) 100-1000 günəş kütləsi arasında olan bu cür ulduzların nəzəri modellərini hazırladıq. Modellər ulduzların səth istiliyinin günəş və rsquos səthinin istiliyindən 17 qat daha yüksək və təxminən 100.000 kelvin & mdashab olduğunu göstərdi. Bu səbəbdən də kainatdakı ilk ulduz işığı əsasən çox isti ulduzların ultrabənövşəyi şüaları olardı və bu ulduzlar yarandıqdan dərhal sonra ətrafdakı neytral hidrogen və helyum qazını istiləşdirməyə və ionlaşdırmağa başlamışdı.

Bu hadisəni kosmik intibah adlandırırıq. Astronomlar hələ kainatdakı qazın nə qədərinin ilk ulduzlara yoğunlaşdığını təxmin edə bilməsələr də, 100.000-in bir hissəsi qədər kiçik bir hissə də bu ulduzların qalan qazın çox hissəsini ionlaşdırması üçün kifayət ola bilərdi. İlk ulduzlar parlamağa başladıqda, hər birinin ətrafında böyüyən ionlaşmış qaz balonu əmələ gələcəkdi. Yüz milyonlarla il ərzində getdikcə daha çox ulduz əmələ gəldikdə, ionlaşmış qaz baloncukları nəticədə birləşəcək və qalaktikalararası qaz tamamilə ionlaşmış olardı.

Kaliforniya Texnologiya İnstitutu və Sloan Rəqəmsal Səma Araşdırması alimləri bu yaxınlarda bu ionlaşma prosesinin son mərhələləri üçün dəlil tapdılar. Tədqiqatçılar, böyük partlayışdan təqribən 900 milyon il əvvələ aid kvazarlar spektrlərində ultrabənövşəyi işığın güclü bir şəkildə udulduğunu müşahidə etdilər. Nəticələr, neytral hidrogen qazının son hissələrinin o zaman ionlaşdırıldığını göstərir. Helium ionlaşdırmaq üçün hidrogendən daha çox enerji tələb edir, lakin ilk ulduzlar proqnozlaşdırıldığı qədər kütləvi olsaydı, eyni zamanda ionlaşmış helium da olardı. Digər tərəfdən, ilk ulduzlar o qədər də kütləli olmasaydı, helyum daha sonra kvazarlar kimi mənbələrdən enerjili şüalanma ilə ionlaşmış olmalı idi. Uzaqdakı cisimlərin gələcək müşahidələri kainatın və heliumun nə zaman ionlaşdığını müəyyənləşdirməyə kömək edə bilər.

İlk ulduzlar həqiqətən çox böyük olsaydı, bir neçə milyon il də nisbətən qısa ömür sürəcəkdilər. Bəzi ulduzlar ömrünün sonunda füzyon reaksiyalarında istehsal etdikləri metalları xaric edərək supernova kimi partlayacaqdı. Günəşdən 100 ilə 250 qat daha böyük olan ulduzların enerjili partlayışlarda tamamilə partlayacağı proqnozlaşdırılır və ilk ulduzlardan bəzilərinin böyük ehtimalla bu aralığında kütlələri var. Metallar ulduz əmələ gətirən buludları soyutmaqda və ulduzlara çökməyə imkan verməkdə hidrogendən daha təsirli olduğundan, az miqdarda belə istehsal və dağılmaq ulduz əmələ gəlməsinə böyük təsir göstərmiş ola bilər.

İtaliyadakı Florensiya Universitetindən Andrea Ferrara ilə iş birliyində çalışdıq ki, ulduz əmələ gətirən buludlardakı metal bolluğu günəşdəki metal bolluğunun mindən bir hissəsindən yuxarı qalxdıqda, metallar qazı sürətlə soyuyur. kosmik fon radiasiyası. (Kainat genişləndikcə bu temperatur azalır və böyük partlayışdan bir milyard il sonra 19 kelvinə və bu gün 2.7 kelvinə düşür.) Bu səmərəli soyutma daha kiçik kütlələrə sahib ulduzların meydana gəlməsinə imkan verir və eyni zamanda ulduzların olduğu ümumi sürəti də xeyli artırır. anadan olub Əslində, ulduz meydana gəlməsi sürətinin ilk metalların istehsalına qədər sürətlənməməsi mümkündür. Bu vəziyyətdə, ikinci nəsil ulduzlar, kainatı işıqlandırmaqdan və kosmik intibahı həyata keçirməkdən ilk növbədə məsul olanlar ola bilər.

At the start of this active period of star birth, the cosmic background temperature would have been higher than the temperature in present-day molecular clouds (10 kelvins). Until the temperature dropped to that level&mdashwhich happened about two billion years after the big bang&mdashthe process of star formation may still have favored massive stars. As a result, large numbers of such stars may have formed during the early stages of galaxy building by successive mergers of protogalaxies. A similar phenomenon may occur in the modern universe when two galaxies collide and trigger a starburst&mdasha sudden increase in the rate of star formation. Such events are now fairly rare, but some evidence suggests that they may produce relatively large numbers of massive stars.

Puzzling Evidence
This hypothesis about early star formation might help explain some puzzling features of the present universe. One unsolved problem is that galaxies contain fewer metal-poor stars than would be expected if metals were produced at a rate proportional to the star formation rate. This discrepancy might be resolved if early star formation had produced relatively more massive stars on dying, these stars would have dispersed large amounts of metals, which would have then been incorporated into most of the low-mass stars that we now see.

Another puzzling feature is the high metal abundance of the hot x-ray-emitting intergalactic gas in clusters of galaxies. This observation could be accounted for most easily if there had been an early period of rapid formation of massive stars and a correspondingly high supernova rate that chemically enriched the intergalactic gas. The case for a high supernova rate at early times also dovetails with the recent evidence suggesting that most of the ordinary matter and metals in the universe lies in the diffuse intergalactic medium rather than in galaxies. To produce such a distribution of matter, galaxy formation must have been a spectacular process, involving intense bursts of massive star formation and barrages of supernovae that expelled most of the gas and metals out of the galaxies.

Stars that are more than 250 times more massive than the sun do not explode at the end of their lives instead they collapse into similarly massive black holes. Several of the computer simulations mentioned above predict that some of the first stars would have had masses this great. Because the first stars formed in the densest parts of the universe, any black holes resulting from their collapse would have become incorporated, via successive mergers, into systems of larger and larger size. It is possible that some of these black holes became concentrated in the inner part of large galaxies and seeded the growth of the supermassive black holes&mdashmillions of times more massive than the sun&mdashthat are now found in galactic nuclei.

Furthermore, astronomers believe that the energy source for quasars is the gas whirling into the black holes at the centers of large galaxies. If smaller black holes had formed at the centers of some of the first protogalaxies, the accretion of matter into the holes might have generated &ldquomini quasars.&rdquo Because these objects could have appeared soon after the first stars, they might have provided an additional source of light and ionizing radiation at early times.

Thus, a coherent picture of the universe&rsquos early history is emerging, although certain parts remain speculative. The formation of the first stars and protogalaxies began a process of cosmic evolution. Much evidence suggests that the period of most intense star formation, galaxy building and quasar activity occurred a few billion years after the big bang and that all these phenomena have continued at declining rates as the universe has aged. Most of the cosmic structure building has now shifted to larger scales as galaxies assemble into clusters.

In the coming years, researchers hope to learn more about the early stages of the story, when structures started developing on the smallest scales. Because the first stars were most likely very massive and bright, instruments such as the Next Generation Space Telescope&mdashthe planned successor to the Hubble Space Telescope&mdashmight detect some of these ancient bodies. Then astronomers may be able to observe directly how a dark, featureless universe formed the brilliant panoply of objects that now give us light and life.


Miraculous WIMPs

What are WIMPs, and what makes them such popular dark matter candidates?

Invisible dark matter accounts for 85 percent of all matter in the universe, affecting the motion of galaxies, bending the path of light and influencing the structure of the entire cosmos. Yet we don&rsquot know much for certain about its nature.

Most dark matter experiments are searching for a type of particles called WIMPs, or weakly interacting massive particles.

&ldquoWeakly interacting&rdquo means that WIMPs barely ever &ldquotalk&rdquo to regular matter. They don&rsquot often bump into other matter and also don&rsquot emit light&mdashproperties that could explain why researchers haven&rsquot been able to detect them yet.

Created in the early universe, they would be heavy (&ldquomassive&rdquo) and slow-moving enough to gravitationally clump together and form structures observed in today&rsquos universe.

Scientists predict that dark matter is made of particles. But that assumption is based on what they know about the nature of regular matter, which makes up only about 4 percent of the universe.

WIMPs advanced in popularity in the late 1970s and early 1980s when scientists realized that particles that naturally pop out in models of Supersymmetry could potentially explain the seemingly unrelated cosmic mystery of dark matter.

Supersymmetry, developed to fill gaps in our understanding of known particles and forces, postulates that each fundamental particle has a yet-to-be-discovered superpartner. It turns out that the lightest one of the bunch has properties that make it a top contender for dark matter.

&ldquoThe lightest supersymmetric WIMP is stable and is not allowed to decay into other particles,&rdquo says theoretical physicist Tim Tait of the University of California, Irvine. &ldquoOnce created in the big bang, many of these WIMPs would therefore still be around today and could have gone unnoticed because they rarely produce a detectable signal.&rdquo

When researchers use the properties of the lightest supersymmetric particle to calculate how many of them would still be around today, they end up with a number that matches closely the amount of dark matter experimentally observed&mdasha link referred to as the &ldquoWIMP miracle.&rdquo Many researchers believe it could be more than coincidence.

&ldquoBut WIMPs are also popular because we know how to look for them,&rdquo says dark matter hunter Thomas Shutt of Stanford University and SLAC National Accelerator Laboratory. &ldquoAfter years of developments, we finally know how to build detectors that have a chance of catching a glimpse of them.&rdquo

Shutt is co-founder of the LUX experiment and one of the key figures in the development of the next-generation LUX-ZEPLIN experiment. He is one member of the group of scientists trying to detect WIMPs as they traverse large, underground detectors.

Other scientists hope to create them in powerful particle collisions at CERN&rsquos Large Hadron Collider. &ldquoMost supersymmetric theories estimate the mass of the lightest WIMP to be somewhere above 100 gigaelectronvolts, which is well within LHC&rsquos energy regime,&rdquo Tait says. &ldquoI myself and others are very excited about the recent LHC restart. There is a lot of hope to create dark matter in the lab.&rdquo

A third way of searching for WIMPs is to look for revealing signals reaching Earth from space. Although individual WIMPs are stable, they decay into other particles when two of them collide and annihilate each other. This process should leave behind detectable amounts of radiation. Researchers therefore point their instruments at astronomical objects rich in dark matter such as dwarf satellite galaxies orbiting our Milky Way or the center of the Milky Way itself.

&ldquoDark matter interacts with regular matter through gravitation, impacting structure formation in the universe,&rdquo says Risa Wechsler, a researcher at Stanford and SLAC. &ldquoIf dark matter is made of WIMPs, our predictions of the distribution of dark matter based on this assumption must also match our observations.&rdquo

Wechsler and others calculate, for example, how many dwarf galaxies our Milky Way should have and participate in research efforts under way to determine if everything predicted can also be found experimentally.

So how would researchers know for sure that dark matter is made of WIMPs? &ldquoWe would need to see conclusive evidence for WIMPs in more than one experiment, ideally using all three ways of detection,&rdquo Wechsler says.

In the light of today&rsquos mature detection methods, dark matter hunters should be able to find WIMPs in the next five to 10 years, Shutt, Tait and Wechsler say. Time will tell if scientists have the right idea about the nature of dark matter.


Normal Matter

It's easy to study normal matter or "baryonic matter". It can be broken down into sub-atomic particles called leptons (electrons for example) and quarks (the building blocks of protons and neutrons). These are what make up the atoms and molecules which are the components of everything from humans to stars.

Normal matter is luminous, that is, it interacts electromagnetically and gravitationally with other matter and with radiation. It doesn't necessarily shine like we think of a star shining. It may give off other radiation (such as infrared).

Another aspect that comes up when matter is discussed is something called antimatter. Think of it as the reverse of normal matter (or perhaps a mirror-image) of it. We often hear about it when scientists talk about matter/anti-matter reactions as power sources. The basic idea behind antimatter is that all particles have an anti-particle that has the same mass but opposite spin and charge. When matter and antimatter collide, they annihilate each other and create pure energy in the form of gamma rays. That creation of energy, if it could be harnessed, would provide huge amounts of power for any civilization that could figure out how to do it safely.


New evidence for cyclic universe claimed by Roger Penrose and colleagues

Unexpected hot spots in the cosmic microwave background (CMB) could have been produced by black holes evaporating before the Big Bang. So says a trio of scientists led by mathematical physicist Roger Penrose in a paper presenting new evidence that our universe is just one stage in a potentially infinite cycle of cosmic extinction and rebirth. Other researchers, however, remain sceptical that the microwave background really does contain signs from a previous “aeon”.

According to standard cosmology, the universe underwent a very brief but exceptionally intense expansion just after the Big Bang. This period of “inflation” would have ironed out any irregularities in the structure of the early universe, leading to the very uniform cosmos that we observe around us.

However, Penrose, based at the University of Oxford , has developed a rival theory known as “conformal cyclic cosmology“ (CCC) which posits that the universe became uniform before, rather than after, the Big Bang. The idea is that the universe cycles from one aeon to the next, each time starting out infinitely small and ultra-smooth before expanding and generating clumps of matter. That matter eventually gets sucked up by supermassive black holes, which over the very long term disappear by continuously emitting Hawking radiation. This process restores uniformity and sets the stage for the next Big Bang.

Losing mass

CCC has met with scepticism from many cosmologists since being put forward in 2005, not least because the matching up of an infinitely big universe in one aeon with an infinitely small one in the next requires that all particles lose their mass when the universe gets very old. However, in 2010 Penrose and Vahe Gurzadyan of the Yerevan Physics Institute in Armenia claimed that they had found evidence to support CCC in the form of rings of uniform temperature within the CMB. Those rings, the idea went, would be the signature in our aeon of spherically-emitted gravitational waves generated by colliding black holes in the previous aeon.

The pair found such rings in data from NASA’s Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP), while at the same time claiming that they saw no such pattern in (standard) simulations of the CMB that they had carried out. Other groups, however, argued that simulations did indeed contain rings – once they had been modified to take account of the distribution of hot and cold spots at various angular scales that are seen in the real CMB and which are predicted by inflationary physics.

Undeterred, Penrose has now published a different kind of evidence in support of CCC. Rather than rings of near uniform temperature, he has instead identified patches within the CMB that are much hotter than the surrounding region. The idea is that these hot spots could be due to the (mainly electromagnetic) radiation given off during the Hawking evaporation of supermassive black holes in the previous aeon.

Hawking points

Penrose says that although originally very feeble, those emissions would have been concentrated in our own aeon into spots with huge amounts of energy that he and his colleagues call Hawking points. That concentration comes about, he explains, because “the universe loses track of how big it is at the transition between aeons”. The Hawking points would then have stretched during the early universe, forming circular patches with a diameter on the sky about five times that of the Moon.

In a preprint recently uploaded to the arXiv server, Penrose and two colleagues – Daniel An of the SUNY Maritime College in the US and Krzysztof Meissner at the University of Warsaw in Poland – report scouring CMB data from the European Space Agency’s Planck satellite for hot spots of various sizes and analysing how quickly the microwave temperature drops off around them compared to spots in 1000 simulated maps of the CMB. They found that in and around small spots, not a single simulated map had higher temperature gradients than the real cosmos – with the temperature variations in the latter case being about an order of magnitude higher (some 3吆 -4 K) than the CMB average.

Strong backing

According to Penrose, this disparity between real and simulated data provides strong backing for CCC over inflation. “We certainly welcome attempts to explain these observations in terms of currently accepted models,” he says, “but we think this will be hard unless radically new ideas come forth”.

The universe could be caught in a loop and a natural nuclear reactor

Some other physicists, however, remain unconvinced. James Zibin of the University of British Columbia in Canada points out that scientists have been scrutinising the CMB for years and have found no evidence for particularly hot spots (although they have identified one anomalous cold patch). He also reckons that Penrose and colleagues have failed to account for the “look elsewhere” effect, arguing that because they found the hottest spots in the real as opposed to simulated data in just 2 out of 40 tests (focusing on different sizes of spot and CMB border region each time) the chances of having been the victim of a statistical fluke drop from 1 in 1000 to as low as 1 in 50.

Douglas Scott, a colleague of Zibin at British Columbia, is also sceptical. Describing the paper as “very muddled and hard to follow”, he is wary of what he sees as a potentially never-ending series of attempts to find unusual features in the CMB. “Obviously, if someone could show that some specific pattern on the microwave sky was a proof that the universe underwent a series of cycles then that would be spectacularly exciting,” he says. “But this paper falls very short of doing that.”


First evidence that amino acids formed soon after the Big Bang

Back in 1952, the chemists Stanley Miller and Harold Urey famously reproduced the conditions that existed on Earth some four billion years ago. They mixed water, ammonia, methane, and hydrogen in a sealed flask, heating it and zapping it with sparks to simulate lightning. The experiment is famous because within a few days, the flask began to fill with complex organic molecules such as amino acids, which are the building blocks of life.

The implications were clear. If the building blocks of life are simple to produce, then perhaps life itself might not be so hard to create. It raised the tentative possibility that life may arise in the universe wherever conditions permit.

Astronomers have since found evidence of the same molecules on other planets, in asteroids, and even in interstellar space.

And that raises some interesting questions. How did molecules first form in the universe, and when did the more complex ones emerge? And what does this suggest about the origin of life?

Today we get an answer from the work of Stuart Kauffman at the Institute for Systems Biology in Seattle and colleagues at Eotvos University in Budapest. These guys have simulated the way molecules must have formed in the early universe and shown how this reproduces the chemical mix that astronomers now observe in space. The work has important implications for our understanding of the origin of life and for how we might re-create it in the lab with synthetic biology.

First, some background. On Earth, life seems to have started some four billion years ago in conditions quite unlike those that exist today. Miller and Urey reproduced these in their famous experiment.

But how did Earth come to have this mix in the first place? Astronomers can see evidence in space of simple molecules, such as water and ammonia, but also of more complex ones such as polycyclic aromatic hydrocarbons and amino acids. So how did this mix come about?

The broad answer is that the Big Bang created vast amounts of hydrogen and helium, which fused inside the first stars to create heavier elements such as carbon, oxygen, and nitrogen. And further star formation forged the heavier set of elements we see on Earth today.

But the way these elements combined to form molecules is not clearly understood. One reason is that the number of possible molecules is huge. “The number of different molecules increases super-exponentially with the size of the set [of atoms],” say Kauffman and co.

So they simplify the problem by looking only at the mass of possible molecules. This is a smaller group, and so easier to consider, because lots of different molecules can have the same mass.

The distribution of molecules on Earth is a good starting point, because it represents the most chemically diverse environment known to science.

So Kauffman and co looked at the distribution of molecular masses on Earth, taken from the PubChem database of over 90 million molecules, the vast majority of which are natural. This distribution peaks at about 290 daltons (equivalent in mass to about 24 carbon atoms).

However, lots of different molecules have this same mass. The distribution also has a long tail of high-mass molecules measured in thousands of daltons.

Next, the researchers compared this distribution to that in the Murchison meteorite, a large, well-studied space rock that fell on the town of Murchison, Australia, in 1969.

Various analyses show that this rock contains at least 58,000 different molecules. But for experimental reasons, masses below 200 daltons and above 2,000 daltons cannot be measured, so Kauffman and co have to correct for this omission.

The distribution of mass in these molecules then follows a pattern similar to that seen in the PubChem database. The Murchison distribution peaks at around 240 daltons and has an extended tail. That’s useful because the Murchison meteorite dates from the formation of the solar system some five billion years ago, making it a snapshot of chemical evolution from an earlier time.

The key idea in this paper is that by comparing the two distributions, it is possible to work out when complex molecules must have first formed.

An important part of the puzzle is how this pattern of distribution arose. To find out, Kauffman and co study the space of all possible chemicals and show that molecules can grow in two different ways.

In the first, larger molecules form from the the reactions of smaller molecules in a random accumulation. “In this process, almost all possible small molecules and compositions get created after a certain time,” say the researchers.

However, random accumulation cannot account for the distribution of very big molecules. Kauffman and co say these must form in a different process, called preferential attachment. “For example, peptide chains or polycyclic aromatic hydrocarbons are not built via random accumulation of atoms, but predominantly from the accumulation of larger blocks such as amino acids and aromatic rings,” they say.

The key is that each process leads to a different distribution. Random accumulation causes the peak at 240 daltons from small molecules that form relatively quickly. Preferential attachment creates the long tail of larger molecules, which much form later.

By comparing the relative sizes of these two distributions on the Murchison meteorite and on Earth, it should be possible to extrapolate backwards to work out when the process of preferential attachment first began—in other words, when amino acids first appeared in the universe.

That’s exactly what Kauffman and co do. And the answer is that amino acids first appeared about 168 million years after the Big Bang, a mere blink of an eye in cosmological terms.

All this puts the Miller-Urey experiment in a very different perspective. Instead of simulating the conditions in which life emerged on Earth, this experiment actually reproduces the conditions in which amino acids first formed in the early universe. Indeed, this seems to have occurred much earlier than anyone imagined.

That has significant implications for our thinking about the origins of life. “The results suggest that the main ingredients of life, such as amino acids, nucleotides and other key molecules, came into existence very early, about 8-9 billion years before life,” say Kauffman and co.

Since the precise conditions in which life evolved on Earth took another eight to nine billion years to emerge, amino acids cannot be a sign of life potential at all, as had been thought after the Urey-Miller experiment. “Their existence in samples is by no means an immediate precursor of life,” say Kauffman and co.

This also explains why attempts to extend experiments like Urey and Miller’s over months and years have never yielded anything interesting. Even computer simulations of the origin of life have never yielded clear evidence of how the step can be taken from amino acids to auto-catalytic chemical networks and then to self-reproducing molecules of life.

That places some dampers on the idea that the universe could be teeming with life. Instead, biologists who study the origin of life will need to look much more closely at the special conditions in which biological—or, as Kauffman and co put it, “post-chemical”—evolution occurs. “Life’s secrets are coded in the interactions and post-chemical evolution of these molecule families,” they say.


Uncovering the dark

Swiss astronomer, Fritz Zwicky, first proposed the existence of dark matter in 1933 after observing the motion of galaxies in the Coma Cluster. The cluster of galaxies he observed should have flown apart if there was no additional mass holding them together. Lacking further evidence, his idea was quickly dismissed by the scientific community.

Thanks in large part to Rubin's work, scientists now believe that only about 20% of matter in the universe is visible. The other 80% is dark matter.

"We don't know," said Regina Caputo, an astrophysicist at NASA's Goddard Space Flight Center. "We know what it isn't. It's not made up of 'normal' matter like protons, neutrons, electrons or neutrinos. We know it's stable. We know it's not charged. We have a range of masses that it can be. But beyond that, we haven't figured it out yet."

Inspired by Rubin, Caputo has spent most of her career trying to detect dark matter. She currently uses gamma-ray observations from the Fermi Gamma-ray Space Telescope to find signs of dark matter in the hearts of galaxies.


Discovery of the cosmic background

Beginning in 1948, the American cosmologist George Gamow and his coworkers, Ralph Alpher and Robert Herman, investigated the idea that the chemical elements might have been synthesized by thermonuclear reactions that took place in a primeval fireball. According to their calculations, the high temperature associated with the early universe would have given rise to a thermal radiation field, which has a unique distribution of intensity with wavelength (known as Planck’s radiation law), that is a function only of the temperature. As the universe expanded, the temperature would have dropped, each photon being redshifted by the cosmological expansion to longer wavelength, as the American physicist Richard C. Tolman had already shown in 1934. By the present epoch the radiation temperature would have dropped to very low values, about 5 kelvins above absolute zero (0 kelvin [K], or −273 °C [−460 °F]) according to the estimates of Alpher and Herman.

Interest in these calculations waned among most astronomers when it became apparent that the lion’s share of the synthesis of elements heavier than helium must have occurred inside stars rather than in a hot big bang. In the early 1960s physicists at Princeton University, New Jersey, as well as in the Soviet Union, took up the problem again and began to build a microwave receiver that might detect, in the words of the Belgian cleric and cosmologist Georges Lemaître, “the vanished brilliance of the origin of the worlds.”

The actual discovery of the relict radiation from the primeval fireball, however, occurred by accident. In experiments conducted in connection with the first Telstar communication satellite, two scientists, Arno Penzias and Robert Wilson, of the Bell Telephone Laboratories, Holmdel, New Jersey, measured excess radio noise that seemed to come from the sky in a completely isotropic fashion (that is, the radio noise was the same in every direction). When they consulted Bernard Burke of the Massachusetts Institute of Technology, Cambridge, about the problem, Burke realized that Penzias and Wilson had most likely found the cosmic background radiation that Robert H. Dicke, P.J.E. Peebles, and their colleagues at Princeton were planning to search for. Put in touch with one another, the two groups published simultaneously in 1965 papers detailing the prediction and discovery of a universal thermal radiation field with a temperature of about 3 K.

Precise measurements made by the Cosmic Background Explorer (COBE) satellite launched in 1989 determined the spectrum to be exactly characteristic of a blackbody at 2.735 K. The velocity of the satellite about Earth, Earth about the Sun, the Sun about the Galaxy, and the Galaxy through the universe actually makes the temperature seem slightly hotter (by about one part in 1,000) in the direction of motion rather than away from it. The magnitude of this effect—the so-called dipole anisotropy—allows astronomers to determine that the Local Group (the group of galaxies containing the Milky Way Galaxy) is moving at a speed of about 600 km per second (km/s 400 miles per second [miles/s]) in a direction that is 45° from the direction of the Virgo cluster of galaxies. Such motion is not measured relative to the galaxies themselves (the Virgo galaxies have an average velocity of recession of about 1,000 km/s [600 miles/s] with respect to the Milky Way system) but relative to a local frame of reference in which the cosmic microwave background radiation would appear as a perfect Planck spectrum with a single radiation temperature.

The COBE satellite carried instrumentation aboard that allowed it to measure small fluctuations in intensity of the background radiation that would be the beginning of structure (i.e., galaxies and clusters of galaxies) in the universe. The satellite transmitted an intensity pattern in angular projection at a wavelength of 0.57 cm after the subtraction of a uniform background at a temperature of 2.735 K. Bright regions at the upper right and dark regions at the lower left showed the dipole asymmetry. A bright strip across the middle represented excess thermal emission from the Milky Way. To obtain the fluctuations on smaller angular scales, it was necessary to subtract both the dipole and the galactic contributions. An image was obtained showing the final product after the subtraction. Patches of light and dark represented temperature fluctuations that amount to about one part in 100,000—not much higher than the accuracy of the measurements. Nevertheless, the statistics of the distribution of angular fluctuations appeared different from random noise, and so the members of the COBE investigative team found the first evidence for the departure from exact isotropy that theoretical cosmologists long predicted must be there in order for galaxies and clusters of galaxies to condense from an otherwise structureless universe. These fluctuations correspond to distance scales on the order of 10 9 light-years across (still larger than the largest material structures seen in the universe, such as the enormous grouping of galaxies dubbed the “Great Wall”).

The Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) was launched in 2001 to observe the fluctuations seen by COBE in greater detail and with more sensitivity. The conditions at the beginning of the universe left their imprint on the size of the fluctuations. WMAP’s accurate measurements showed that the early universe was 63 percent dark matter, 15 percent photons, 12 percent atoms, and 10 percent neutrinos. Today the universe is 72.6 percent dark energy, 22.8 percent dark matter, and 4.6 percent atoms. Although neutrinos are now a negligible component of the universe, they form their own cosmic background, which was discovered by WMAP. WMAP also showed that the first stars in the universe formed half a billion years after the big bang.


Videoya baxın: Kainat Haqqında 10 Məlumat (Sentyabr 2021).