宇宙的黑暗时期 从宇宙大爆炸结束到恒星形成.doc

宇宙的黑暗时期 从宇宙大爆炸结束到恒星形成
1 宇宙演化中的黑暗时期　　宇宙的黑暗时期指的是从宇宙大爆炸结束的等离子体复合(recombination)到第一代恒星开始形成的时期。在此之前的宇宙中充斥着较高能量的光子，这些光子导致宇宙中的普通物质——主要是氢和氦——处在电离状态。大爆炸后约40万年的时候，这些光子随着宇宙的膨胀而逐渐红移到红外波段，能量不再足以电离氢或氦，于是自由电子与氢、氦原子核构成的等离子体复合为中性的原子。随着自由电子的消失，光子也可以自由传播而不再发生散射，宇宙变得透明——这些光子最终红移到微波波段，成为我们今天观测到的宇宙微波背景辐射。这时的宇宙相当均匀，其中没有恒星，除了氢、氦以及少量的大爆炸核合成时期产生的轻核如氘、3He、锂外也没有其它元素, 因此称之为黑暗时期。 此后，在引力的作用下，微小的密度扰动逐渐增强，暗物质塌缩形成暗物质晕，其中质量较小的晕内不会形成恒星，但当这些晕质量增加到一定程度后（106－108太阳质量），晕中开始形成第一代恒星，这些恒星发出的光可以电离周围的气体。这些恒星在核反应中形成的一些重元素也可能在第一代恒星演化末期的超新星爆发中被散入宇宙，从而影响新的恒星形成，至此黑暗时期进入尾声，直到最后整个宇宙被再电离。如果我们用传播到今天的光子发生红移的倍数来表示时间，那么宇宙的等离子体复合发生在红移约1100左右，第一代恒星的形成则在红移20－30左右(极个别最早形成的红移可能达60)。不过，有时把第一代恒星形成后直到再电离之前也都算做黑暗时期。目前的观测已确定再电离至少在红移6之前发生了，对微波背景辐射偏振数据的拟合表明再电离可能发生在红移10左右。　　我们现有的天文观测可以看到黑暗时期之前的宇宙（微波背景辐射）或黑暗时期之后的宇宙（高红移的恒星、星系、类星体等），但尚未能观测黑暗时期的宇宙。了解黑暗时期的发生的物理过程并进行观测是天文学中重要的科学问题。2 黑暗时期的氢原子自旋温度演化与21厘米信号　　中性氢原子能够吸收或发射波长21厘米的光子，因此有可能用红移到不同波长的21厘米辐射来观测黑暗时期。由于原子核磁矩的影响，中性氢原子中电子与原子核自旋是平行或反平行的状态其能量有微小的差异，这两个状态间的跃迁产生或吸收波长21厘米的光子。就宏观而言，究竟是吸收还是发射取决于出在这两种状态的中性氢原子的相对个数。我们可以定义所谓自旋温度：
n1/n0 = 3 exp(-)
　　上式中n1,n0 表示电子自旋与氢核自旋之和为1和0的原子的个数，因子3是由于二者不同的简并度，此式定义了自旋温度 Ts 。 气体的温度与自旋温度未必相等，因为氢原子与背景辐射的相互作用使自旋温度趋近背景辐射的温度。只有当存在物理机制如碰撞以及对Lyman alpha 光子的散射使自旋与原子运动强烈耦合起来的时候二者才相等（Lyman alpha 光子由于与氢原子反复散射，其色温度与气体温度相等，因此也导致自旋温度趋于气体温度）。一般来说自旋温度是气体温度与背景辐射温度的加权平均。　　在刚刚结束氢原子复合时期之后，气体中还残存少量未复合的自由电子。这些电子与背景辐射光子的散射使气体温度基本保持与背景辐射温度T=(1+z)相接近，自旋温度此时也差不多是同一数值，