کیهان پیش از روشن شدن، گرم بود
در ابتدا، انفجار بزرگ رخ میدهد. همه چیز بهطوری فوقالعاده گرم و چگال است؛ فوتونها در همهجا پرواز میکنند، اما بهطور مستمر با الکترونها و هستههای یونیزهشده برخورد میکنند. سپس، پس از حدود ۳۸۰٬۰۰۰ سال، کیهان به اندازهٔ کافی سرد شد تا اتمها بتوانند پایدار شوند. کیهان شفاف شد و این فوتونها میتوانند برای میلیاردها سال آزادانه در فضا پرسه بزنند؛ به همین دلیل ما آنها را بهعنوان پسزمینه مایکروویوی کیهانی میبینیم.
و سپس چه شد؟ تاریکی…
بهمدت حدود یک میلیارد سال، کیهان نور جدیدی تولید نکرد. هیدروژن و هلیوم کیهانی به سرد شدن ادامه دادند، و ابرهای گستردهٔ آنها هنوز بهمنظور شکلگیری اولین ستارگان فشرده نشده بودند. کیهان تا زمان ظهور اولین ستارگان، که بهقدری روشن بودند که دوباره هیدروژن را یونیزه کنند، در تاریکی باقی ماند.
دورهای که بین بازترکیب و یونیزهسازی قرار دارد، بهعنوان عصر تاریک کیهانی شناخته میشود. اگرچه میدانیم این دوره وجود دارد، اما شواهد مشاهداتی زیادی برای آن نداریم. در آن زمان ستارگان روشن، ابرهای پلاسما سردیزا یا هر منبع نوری مشابه نوری که امروز در کیهان میبینیم، وجود نداشتند. اما یک نوع نور دیگر وجود داشت که بهنام خط ۲۱ سانتیمتری شناخته میشود.
*هیدروژن نور را از طریق تعامل اسپین پروتون و الکترون منتشر میکند. منبع: ویکیپدیا – دامنه عمومی*
اکثریت نوری که روزانه میبینیم، ناشی از اتمهایی است که در حالت تحریک هستند و برای رسیدن به حالت انرژی پایینتر، نور ساطع میکنند. اگر تمام الکترونهای یک اتم در پایینترین حالت انرژی خود باشند، دیگر نمیتوانند نور منتشر کنند. در دوران تاریک کیهانی، هیدروژن و هلیوم خنثی سرد شدند و به حالت پایهٔ خود رسیدهاند؛ بنابراین الکترونهایشان قادر به انتشار نور نبودند. اما مشخص شد که هیدروژن خنثی میتواند سیگنال رادیویی بسیار ضعیفی را بهدلیل تعامل اسپین بین پروتون و الکترون خود ساطع کند. وقتی الکترون و پروتون جهت اسپین یکسانی دارند، مقدار کمی انرژی میتواند آزاد شود. الکترون میتواند جهت اسپین خود را برگرداند و این انرژی را رها کند. طول موج نور ساطعشده حدود ۲۱ سانتیمتر است؛ به همین دلیل به این پدیده «خط ۲۱ سانتیمتری» میگویند.
هیدروژن بهوضوح فراوانترین عنصر در کیهان است، بنابراین خط ۲۱ سانتیمتری ابزار مناسبی برای ترسیم توزیع ماده محسوب میشود. از آنجایی که نور ساطعشده طول موج بسیار خاصی دارد، میتوانیم با بهرهگیری از پدیدهای مانند جابهجایی داپلر، حرکت هیدروژن را بررسی کنیم. به همین دلیل بود که برای اولین بار دریافتیم چرخش کهکشانی به وجود مادهٔ تاریک اشاره دارد.
برای مطالعهٔ دوران تاریک کیهانی، ستارهشناسان بر خط ۲۱ سانتیمتری در دورهٔ یونیزهسازی (EoR) متمرکز میشوند. این دوره زمانی است که اولین ستارگان و کهکشانها شروع به شکلگیری کردند. چالش مشاهدهٔ این دوره این است که خط ۲۱ سانتیمتری نه تنها بسیار کمنور است، بلکه به شدت به طولامواج بلندتر (بهعلت انبساط کیهان) شیفت پیدا کرده است. تنها بهتازگی فناوری لازم برای مشاهدهٔ دقیق این دوره در اختیارمان قرار گرفته است. اکنون چند مطالعهٔ جدید نشان دادهاند که دورهٔ انتهایی دوران تاریک کیهانی تاریک بود، اما سرد نبود.
تیم تحقیقاتی از دادههای تلسکوپ Murchison Widefield Array در استرالیا غربی استفاده کرد. برای استخراج سیگنال کیهانی از پسزمینهٔ رادیویی، دادههای یک دههٔ طولانی را ترکیب کردند تا طیف توان خط هیدروژن را در دورهٔ یونیزهسازی تعیین کنند. از این طریق دریافتند که هیدروژن کیهان تقریباً ۸۰۰ میلیون سال پس از انفجار بزرگ شروع به گرم شدن کرد. این گرم شدن پیش از شعلهور شدن اولین ستارگان رخ داد.
این نتیجه جالب است چرا که سؤال این را برمیانگیزد که چه چیزی میتوانست آن را گرم کند. یک ایده این است که گرم شدن ناشی از اشعه ایکس تولیدشده توسط سیاهچالههای اولیه باشد. صرفنظر از منبع، نتایج مدل «شروع سرد» برای یونیزهسازی را رد میکند. حتی در دورهٔ تاریک، کیهان بهطور فعال زیرساختهای شکلگیری ستارگان و کهکشانهای امروز را میساخت.
منبع: Nunhokee, C. D., et al. “Limits on the 21 cm power spectrum at z= 6.5-7.0 from MWA observations.” Astrophysical Journal, vol. 989.1 (2025): 57.
منبع: Trott, Cathryn M., et al. “Improved Limits on the 21 cm Signal at z= 6.5–7.0 with the Murchison Widefield Array Using Gaussian Information.” The Astrophysical Journal 991.2 (2025): 211.