Ռեկոմբինացիա (տիեզերագիտություն)

Անվան այլ կիրառումների համար տե՛ս՝ Ռեկոմբինացիա (այլ կիրառումներ)

Ռեկոմբինացիա, ժամանակաշրջան տիեզերագիտության մեջ, երբ լիցքավորված էլեկտրոնները և պրոտոնները առաջին անգամ կապվում են՝ ձևավորելով էլեկտրականապես լիցքավորված ջրածնի ատոմներ։ Ռեկոմբինացիան տեղի է ունեցել մեծ պայթյունից 378 000 տարի անց (z = 7003110000000000000♠1100 արժեքով կարմիր շեղման դեպքում)։

Մեծ պայթյունից անմիջապես հետո տիեզերքը ֆոտոնների, էլեկտրոնների և պրոտոնների տաք, խիտ պլազմա էր։ Այս պլազման անթափանց էր էլեկտրամագնիսական ճառագայթման համար, որը պայմանավորված էր ազատ էլեկտրոնների Թոմսոնի ցրումով, քանի որ յուրաքանչյուր ֆոտոնի ազատ վազքի երկարությունը շատ փոքր է։ Ընդլայնվելուն զուգընթաց տիեզերքը նաև սառչում էր։ Վերջիվերջո, տիեզերքը սառեց մինչև այն ջերմաստիճանը, երբ էներգետիկորեն հնարավոր է չեզոք ջրածնի ձևավորումը, և ազատ էլեկտրոնների և պրոտոնների թիվը չեզոք ջրածնի հետ համեմատած նվազեց մինչև 10 000-ում մի քանիսը։

Դրանից քիչ անց ֆոտոնները տիեզերքում անջատվում են նյութից, ինչի հետևանքով առաջացած ռեկոմբինացիան երբեմն կոչվում է ֆոտոնների անջատում, չնայած ռեկոմբինացիան և ֆոտոնների անջատումը տարբեր իրադարձություններ են։ Հենց ֆոտոններն անջատվում են նյութից, ազատ տարածվում են տիեզերքում՝ առանց նյութի հետ փոխազդելու, և դա մենք ներկայումս դիտում ենք որպես մնացորդային ճառագայթում։

Ջրածնի ռեկոմբինացիայի պատմությունը

Տիեզերական իոնացման պատմությունը սովորաբար նկարագրվում է x_e ազատ էլեկտրոնների մասնաբաժնով որպես ֆունկցիա կարմիր շեղումից։ Դա ազատ էլեկտրոնների հարաբերությունն է լրիվ ջրածնին (թե՛ չեզոք և թե՛ իոնացված)։ Ազատ էլեկտրոնների քանակական խտությունը նշանակելով n_e, ատոմական ջրածնինը՝ n_H և իոնացված ջրածնինը (այսինքն՝ պրոտոններինը) ՝ n_p, x_e-ն կսահմանենք որպես

$x_{\text{e}}={\frac {n_{\text{e}}}{n_{\text{p}}+n_{\text{H}}}}:$

Քանի որ ջրածինը միայն մեկ անգամ է ռեկոմբինացվում (հելիումն ամբողջապես չեզոք է), լիցքային չեզոքությունը նշանակում է, որ n_e = n_p, այսինքն՝ x_e-ը նույնպես իոնացված ջրածնի մասն է։

Հավասարակշռության տեսության մոտավոր գնահատականը

Հնարավոր է հաշվել ռեկոմբինացիայի դարաշրջանի կարմիր շեղման մոտավոր գնահատականը, ենթադրելով, որ $p+e^{-}\longleftrightarrow H+\gamma$ ռեկոմբինացիայի ռեակցիան բավականաչափ արագ է ընթանում ջերմային հավասարակշռությանը մոտ լինելու համար։ Ազատ էլեկտրոնների, պրոտոնների և չեզոք ջրածնի համեմատական մեծաքանակությունը տևվում է Սահայի հավասարումով՝

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

որտեղ m_e-ը էլեկտրոնի հանգստի զանգվածն է, k_B-ն՝ Բոլցմանի հաստատունը, T-ն՝ ջերմաստիճանը, ħ-ը՝ Պլանկի բերված հաստատունը, E_I = 13,6 eV-ը ջրածնի իոնացման էներգիան է։ Լիցքաչեզոքությունը պահանջում է, որ n_e = n_p, և Սահայի հավասարումը կարելի է գրել ազատ էլեկտրոնների x_e բաժինը ներառելով՝

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

Աջ կողմի բոլոր մեծությունները կարմիր շեղման հայտնի ֆունկցիաներ են․ ջերմաստիճանը տրվում է T = 2.728 (1 + z) K, իսկ ջրածնի լրիվ խտությունը (չեզոք և իոնացված) տրվում է n_p + n_H = 1.6 (1+z)³ m⁻³ անդամով։

Լուծելով այս հավասարումը 50 տոկոս իոնացման համար՝ ռեկոմբինացիայի ջերմաստիճանը կստանանք մոտավորապես 7003400000000000000♠4000 Կ, որը համապատասխանում է z = 7003150000000000000♠1500 կարմիր շեղմանը։

Էֆեկտիվ եռամակարդակ ատոմ

1968 թվականին ֆիզիկոսներ Ջիմ Փիբլսը ԱՄՆ-ում և Յակով Զելդովիչն ու գործընկերները ԽՍՀՄ-ում իրարից անկախ հաշվեցին ջրածնի ոչ հավասարակշիռ ռեկոմբինացիայի պատմությունը։ Այդ մոդելի հիմնական տարրերը հետևյալն են՝

• Ջրածնի հիմնական վիճակում ուղղակի ռեկոմբինացիաները խիստ անարդյունավետ են․ յուրաքանչյուր այսպիսի իրադարձության արդյունքը 13,6 eV-ից մեծ էներգիայով ֆոտոնն է, որը գրեթե անմիջապես վերաիոնացվում է հարևան ջրածնի ատոմի հետ։
• Այսպիսով էլեկտրոններն արդյունավետ վերամիավորվում են միայն ջրածնի գրգռված վիճակների հետ, որից նրանք արագ վերադառնում են n = 2 գլխավոր քվանտային թվով առաջին գրգռված վիճակին։
• Էլեկտրոնները առաջին գրգռված վիճակից կարող են անցնել n =1 հիմնական վիճակին հետևյալ երկու ճանապարհով․
  • Տրոհվել 2p վիճակից՝ ճառագայթելով Լիմանի α ֆոտոն։ Այս ֆոտոնը գրեթե միշտ կկլանվի հիմնական վիճակում գտնվող մեկ այլ ատոմի կողմից։ Սակայն տիեզերագիտական կարմիր շեղումը պարբերաբար նվազեցնում է ֆոտոնների հաճախությունը, և հավանականությունը փոքր է, որ ֆոտոնը կխուսափի նորից կլանվելուց, եթե բավականաչափ հեռու կարմիր շեղում ունենա Լիմանի-α գծի ռեզոնանսային հաճախությունից՝ մեկ այլ ջրածնի ատոմի հանդիպելուց առաջ։
  • Տրոհում 2s վիճակից՝ երկու ֆոտոն ճառագայթերով։ Այս երկու ֆոտոնով տրոհման պրոցեսը շատ դանդաղ է՝ 8,22 վ⁻¹ արագությամբ։ Սակայն դա համադրելի է Լիմանի α- դանդաղ արագության հետ՝ առաջացնելով հիմնական վիճակում գտնվող ջրածին։
• Առաջին գրգռված վիճակում գտնվող ատոմները մինչ հիմնական վիճակին հասնելը կարող են վերաիոնացվել շրջապատող միկրոալիքային ճառագայթման ֆոնի ֆոտոններով։ Այս դեպքում գրգռված վիճակի ռեկոմբինացիան կարծես առաջին հերթին չի լինում։ Այս հնարավորությունը հաշվի առնելու համար Փիբլսը C գործակիցը սահմանում է որպես հավանականություն, որ ատոմը ֆոտոիոնացվելուց առաջ առաջին գրգռված մակարդակց հասնում է հիմնական մակարդակին վերը նկարագրված երկու ճանապարհներով։

Այս մոդելը սովորաբար նկարագրվում է որպես էֆեկտիվ եռամակարդակ ատոմ, քանի որ այն պահանջում է ջրածնին հետևել երեք ձևերում՝ հիմնական վիճակում, առաջին գրգռված մակարդակում (ենթադրելով, որ բոլոր ավելի բարձր գրգռված մակարդակները բոլցմանյան հավասարակշռության մեջ են) և իոնացված։

Հաշվի առնելով այս պրոցեսները՝ ռեկոմբինացիայի պատմությունը կնկարագրվի դիֆերենցիալ հավասարումով՝

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

որտեղ α_B-ն B դեպքի ռեկոմբինացիայի գործակիցն է ջրածնի գրգռված մակարդակի համար, β_B-ն համապատասխան ֆոտոիոնացման արագությունն է, իսկ E₂₁ = 10,2 eV-ն առաջին գրգռված վիճակի էներգիան է։ Նշենք, որ աջ կողմի երկրորդ անդամը կարելի է ստանալ դետալային հավասարակշռության սկզբունքից։ Հավասարակշիռ վիճակը կստացվի ձախ մասը զրոյի հավասարեցնելով, այսինքն՝ ենթադրելով, որ ռեկոմբինացիայի և ֆոտոիոնացման զուտ արագությունները ավելի մեծ են՝ համեմատած Հաբլի ընդարձակման արագության հետ, որով կարգաբերվում է ջերմաստիճանի և խտության զարգացման ամբողջ ժամանակային սանդղակը։ Սակայն C α_B n_p-ն համեմատելի է Հաբլի ընդարձակման արագության հետ, և նույնիսկ էապես փոքրանում է ցածր կարմիր շեղման դեպքում, ինչի արդյունքում ազատ էլեկտրոնների էվոլյուցիան ավելի է դանդաղում, քան Սահայի հավասարակշռության հաշվարկներից ստացվածը։ Տիեզերագիտական պարամետրերի ժամանակակից արժեքներով գտնում ենք, որ տիեզերքը 90% չեզոք է z ≈ 1070-ում։

Ժամանակակից զարգացումներ

Վերը նկարագրված էֆեկտիվ եռամակարդակ ատոմի պարզ մոդելը հաշվի է առնում ամենակարևոր ֆիզիկական պրոցեսները։ Սակայն այն հիմնվում է մոտարկումների վրա, ինչը մոտ 10 % սխալի է հանգեցնում կանխատեսված ռեկոմբինացիայի պատմության համար։ Մնացորդային ճառագայթման անիզոտրոպության ճշգրիտ կանխատեսման համար ռեկոմբինացիայի կարևորության պատճառով մի քանի հետազոտական խմբեր վերանայել են այս պատկերը վերջին երկու տասնամյակների ընթացքում։

Տեսության վերամշակումները կարելի է երկու խմբի բաժանել․

• Հաշվի առնելով ջրածնի բարձր գրգռված վիճակների ոչ հավասարակշիռ բնակչությունը։ Սա էապես փոխում է ռեկոմբինացիայի α_B գործակիցը։
• Ճշգրտորեն հաշվարկելով Լիման-α-ի արագությունը, խուսափած ֆոտոնները և այս փոտոնների ազդեցությունը 2s-1s անցման վրա։ Սա պահանջում է լուծել ժամանակից կախված ճառագայթման տեղափոխման հավասարում։ Բացի այդ, պետք է հաշվի առնել ավելի բարձր կարգի լիմանյան անցումները։ Այս ճշգրտումները արդյունավետորեն փոխում են Փիբլի C գործակիցը։

Համարվում է, որ արդի ռեկոմբինացիոն տեսությունը 0,1% մակարդակի ճշգրտություն ունի, և ապահովում է մատչելի արագ ռեկոմբինացիոն կոդերով։

Նախասկզբնական հելիումային ռեկոմբինացիա

Հելիում ի միջուկներն առաջացել են մեծ պայթյունի միջուկասինթեզի ընթացքում և կազմում են բարիոնային նյութի ընդհանուր զանգվածի 24%-ը։ Հելիումի իոնացման էներգիան ավելի մեծ է, քան ջրածնինը, ուստի ավելի վաղ է ռեկոմբինացվել։ Քանի որ չեզոք հելիումն ունի երկու էլեկտրոն, նրա ռեկոմբինացիան ընթանում է երկու քայլով։ Առաջին ռեկոմբինացիան՝ $\mathrm {He} ^{++}+\mathrm {e} ^{-}\longrightarrow \mathrm {He} ^{+}+\gamma$-ը տեղի է ունենում Սահայի հավասարակշռության շուրջ և մոտ z≈ 6000 կարմիր շեղման դեպքում։ Երկրորդ ռեկոմբինացիան՝ $\mathrm {He} ^{+}+\mathrm {e} ^{-}\longrightarrow \mathrm {He} +\gamma$, ավելի դանդաղ է, քան կանխատեսվում է Սահայի հավասարումով, և տեղի ունի մոտ z≈ 2000 կարմիր շեղման դեպքում։ Մնացորդային ճառագայթման անիզոտրոպության կանխատեսման համար հելիումի ռեկոմբինացիայի մանրամասները պակաս կարևոր են ջրածնի հետ համեմատած, քանի որ տիեզերքը օպտիկապես դեռ շատ խիտ էր հելիումի ռեկոմբինացիայից հետո և ջրածնի ռեկոմբինացիան սկսվելուց առաջ։

Նախասկզբնական լուսային արգելք

Նախքան ռեկոմբինացիան ֆոտոնները ի վիճակի չէին տիեզերքում ճամփորդելու, քանի որ մշտապես ցրվում էին ազատ էլեկտրոնների և պրոտոնների վրա։ Այս ցրումը հանգեցնում է ինֆորմացիայի կորստի, և այսպիսով գոյություն ունի կարմիր շեղման ֆոտոնային արգելք ռեկոմբինացիայի շուրջը, ինչը մեզ թույլ չի տալիս ֆոտոններն ուղղակիորեն կիրառել մեծ կարմիր շեղման դեպքում տիեզերքի ուսումնասիրման համար։ Սակայն հենց ռեկոմբինացիան տեղի է ունենում, ֆոտոնների ազատ վազքի երկարությունը մեծանում է ազատ էլեկտրոնների թվի նվազման շնորհիվ։ Ռեկոմբինացիայից կարճ ժամանակ անց ֆոտոնի ազատ վազքի երկարությունը մեծ է դառնում Հաբլի երկարությունից, և ֆոտոններն ազատ տարածվում են՝ առանց փոխազդելու նյութի հետ։ Այս պատճառով ռեկոմբինացիան սերտորեն զուգակցվում է վերջին ցրող մակերևույթի հետ, որը վերջին պահն է, երբ տրեզերական ճառագայթման ֆոնի ֆոտոնները փոխազդել են նյութի հետ։ Սակայն այս երկու իրադարձությունները տարբեր են, չեն կարող առաջանալ բարիոն-ֆոտոն հարաբերության, նյութի խտության, ռեկոմբինացիայի և ֆոտոնների անջատման տարբեր արժեքներ ունեցող տիեզերքում միևնույն ժամանակաշրջանում։

Տես նաև

• Տիեզերքի տարիք
• Մեծ պայթյուն

Գրականություն

• Peebles, P. J. E. (1968). «Recombination of the Primeval Plasma». Astrophysical Journal. 153: 1. Bibcode:1968ApJ...153....1P. doi:10.1086/149628.
• Zeldovich, Y. B.; Kurt, V. G.; Syunyaev, R. A. (1968). «Recombination of Hydrogen in the Hot Model of the Universe». Zhurnal Eksperimental'noi i Teoreticheskoi Fiziki. 55: 278. Bibcode:1968ZhETF..55..278Z.
• Longair, Malcolm (2006). Galaxy Formation. Springer. ISBN 978-3-540-73477-2.
• Padmanabhan, Thanu (1993). Structure formation in the universe. Cambridge University Press. ISBN 0-521-42486-0.
• Ryden, Barbara (2003). Introduction to Cosmology. Addison-Wesley. ISBN 0-8053-8912-1.