32425 SN grudzien 064

równoległe (strzałka elektronu jest skierowana w tę samą stronę co strzałka protonu) albo antyrównoległe (strzałka elektronu jest odwrócona o 180° w stosunku do strzałki protonu). W stanie antyrównoległym atom ma nieco niższą energię niż w równoległym. Na przykład jeśli strzałki elektronu i protonu są skierowane w górę, to w każdej chwili elektron może spontanicznie obrócić się w dół. Atom przejdzie wtedy na niższy poziom energetyczny, emitując foton o długości fali 21 cm. I odwrotnie: jeśli atom pochłonie taki foton, to elektron obróci się w górę.

Foton o długości fali 21 cm ma znacznie mniejszą energię niż fotony, które emituje wodór, gdy elektrony przeskakują z wyższych orbit na niższe. Dzięki temu atomy wodoru mogły być wzbudzane do stanu równoległego nawet wtedy, gdy nie istniały jeszcze gwiazdy: zarówno energia promieniowania tła, jak i energia wyzwalana podczas zderzeń atomów w zupełności do tego wystarczały. Ponieważ po każdym wzbudzeniu następował spontaniczny powrót do stanu antyrównoległego, przez całą epokę ciemności wodór emitował słabe promieniowanie.

rozdęta, że oddziaływania między fotonami tła i elektronami praktycznie ustały. Ponieważ wodór stygł teraz dużo szybciej, temperatura kinetyczna spadła poniżej poziomu temperatury promieniowania. Dzięki stosunkowo częstym zderzeniom międzyatomowym temperatura spinowa utrzymywała się na tym samym poziomie co kinetyczna. Chłodny gaz pochłaniał więcej fotonów o długości fali 21 cm, niż ich emitował. Pobierał więc bezpośrednio energię od promieniowania tła; robił to jednak w tempie niewystarczającym do wyrównania wszystkich temperatur.

Druga zmiana nastąpiła mniej więcej sto milionów lat po Wielkim Wybuchu. Wskutek ekspansji kosmosu gęstość gazu zmalała do tego stopnia, że atomy zderzały się zbyt rzadko, by utrzymać jednakową temperaturę spinową i kinetyczną. Spiny pobierały teraz energię od promieniowania tła i temperatura spinowa rosła. Gdy ponownie zrównała się z temperaturą promieniowania, wodór zaczął emitować fotony 21 cm w takim samym tempie, w jakim je pochłaniał. Jego promieniowania nie można było wtedy odróżnić od promieniowania tła.

Fale radiowe wyemitowane w epoce ciemności mogą nieść WIĘCEJ INFORMACJI niż mikrofalowe promieniowanie tła.

Stosunek liczby atomów ze spinami równoległymi do liczby atomów ze spinami antyrównoległymi określa tzw. spinową temperaturę gazu. Jest ona tym wyższa, im więcej atomów ma spiny równoległe. Dwa inne ważne parametry' opisujące zawartość Wszechświata w epoce ciemności to temperatura promieniowania (miara energii fotonów tła) oraz zwykła temperatura kinetyczna (miara energii związanej z chaotycznymi ruchami atomów). W zależności od tego, jaki proces dominował aktualnie w przestrzeni kosmicznej, te trzy temperatury miały jednakową wartość lub różniły się między sobą (niekiedy nawet znacznie).

Początkowo temperatura spinowa była równa temperaturze kinetycznej, następnie temperaturze promieniowania i wreszcie znowu temperaturze kinetycznej [ramka na sąsiedniej stronie]. W miarę rozszerzania się przestrzeni wodór stygł; proces jego stygnięcia był jednak spowalniany przez nieliczne swobodne elektrony pozostałe po utworzeniu się atomów. Cząstki te pośredniczyły w wymianie energii między promieniowaniem tła i atomami, utrzymując wszystkie trzy temperatury na jednakowym poziomie. 10 min lat po Wielkim Wybuchu przestrzeń była już tak

ABRAHAM LOEB jest jednym z najwybitniejszych na świecie teoretyków badających pierwsze gwiazdy i czarne dziury oraz epokę ponownej jonizacji. Jak sam mówi, do zajęcia się tą tematyką sktonito go zainteresowanie odwiecznymi problemami filozofii. Z tego też powodu zdecydował się studiować fizykę. Obecnie jest profesorem astronomii w Harvard University i profesorem wizytującym w Instytucie Weiz-manna w Rehovot w Izraelu. Jego inne zainteresowania obejmują mikrosoczewkowanie grawitacyjne jako metodę odkrywania planet pozastonecznych oraz powstawanie promieni gamma w przestrzeni międzygalaktycznej. W obu tych dziedzinach byt jednym z pionierów; byf też członkiem pierwszego zespotu naukowego pracującego nad projektem James Webb Space Telescope. W 2002 roku otrzyma! prestiżowe stypendium Guggenheima.

Gdy pojawiły się pierwsze gwiazdy i czarne dziury, doszło do trzeciej zmiany. Promienie rentgenowskie wysyłane przez te obiekty podniosły temperaturę kinetyczną. Wodór pochłaniał i reemitował promieniowanie ultrafioletowe, przy czym elektrony często przeskakiwały z orbity na orbitę. W tych warunkach temperatura spinowa zrównała się z kinetyczną i wraz z nią przewyższyła temperaturę promieniowania tła (co oznacza, że promieniowanie wodoru stało się silniejsze od promieniowania tła). Ponieważ energia potrzebna do odwrócenia spinu elektronu jest znacznie mniejsza od energii jonizacji atomu wodoru, gwiazdy i czarne dziury pobudziły wodór do świecenia, zanim go zjonizowały. Gdy proces ponownej jonizacji dobiegł końca, emisja wodoru zmieniła charakter i materia międzygalak-tyczna przestała wysyłać fale o długości 21 cm.

Tomografia początków

zawiła historia trzech temperatur ma ważne następstwa praktyczne. Docierające do nas promieniowanie wodoru może być słabsze lub silniejsze od mikrofalowego promieniowania tla (zależy to od czasu i miejsca, w którym zostało wyemitowane). Obserwatorzy muszą też wziąć pod uwagę rozciąganie fal przez kosmiczną ekspansję. Od początku epoki ciemności Wszechświat zwiększył się tysiąckrotnie, dlatego wyemitowana wówczas fala ma w chwili dotarcia na Ziemię długość 210 m. Fale wysłane pod koniec epoki ciemności odbieramy natomiast jako jedno-, dwumetrowe.

Zakres 1-210 m jest częścią radiowej dziedziny widma elektromagnetycznego. Należące do niego fale odbiera się za pomocą układów anten niskiej częstotliwości, podobnych do urządzeń używanych w komunikacji telewizyjnej i radiowej. Takie układy są obecnie konstruowane przez kilka zespołów. Mileura Widefield Array (MWA) w zachodniej Australii będzie się składać z 8 tys. anten rozmieszczonych

34 ŚWIAT NAUKI GRUDZIEŃ 2006