Wie klumpig (anisotrop) und dynamisch war die Massenverteilung während der „dunklen Zeitalter“ der Evolution des Universums?

In den dunklen Zeiten zwischen Rekombination (~0,4 Myr nach BB) und Reionisierung (~300 Myr nach BB) von Atomen gab es weder Materie in kondensierter Phase (außer vielleicht irgendeiner Form von Dunkler Materie) noch Strahlungsaustausch außer Lyman-Alpha. Das einzige Licht war ein warmer kosmischer Hintergrund, und praktisch die gesamte gewöhnliche Materie lag in Form von neutralen Atomen mit ursprünglicher Elementverteilung vor (H, He und Spuren von Li, B, C, N). Der Kollaps von Gas zur Bildung von Sternen auf jeder nützlichen Zeitskala wurde durch die Transparenz des Gases (im Sinne einer Emission, nicht einer Absorption von Photonen) gehemmt. Transparenz verhinderte Wärmeverlust durch Strahlung, was die Kompression des Gases unter Schwerkraft verhinderte.

Ein dunkler, ereignisloser Ort mit wenigen Orientierungspunkten.

Schließlich, irgendwo um 100-500 Myr, kühlte die Expansion des Universums als Ganzes es bis zu einer Stelle ab, an der sich H2-Moleküle bilden konnten, was eine bessere Abstrahlung der Wärme beim Kollabieren eines Gaspakets ermöglichte. Ein gewisses Maß an Klumpigkeit ist jedoch erforderlich, und diese Struktur, vielleicht auf mehreren Skalen, würde zusammen mit der Eigenbewegung mehrere Dinge bestimmen: Kollisionen zwischen Paketen, Ausmaß und Zeitskala der individuellen Sternentstehung und das Ausmaß der Kettenreaktion bei der Sternentstehung (Supernovae -> mehr Sternentstehung auslösen -> mehr Supernovae).

Meine Intuition ist, dass es mit Hunderten von M Jahren, um sich auszugleichen und zu beruhigen, überragend glatt und ruhig wäre.

Wenn Sie Transparenz sagen, meinen Sie Opazität?
Nein, Transparenz (Mangel an Deckkraft). Wenn das Gas eine gewisse Opazität hätte, könnte es abkühlen (eigentlich weniger heiß werden), während es zu einem Stern kollabiert.
Ähm ... Kühlung ist in einem transparenten (optisch dünnen) Gas effizienter, denke ich? Denn Strahlung aus einem Kühlprozess kann überall im Gas austreten, statt nur an der Oberfläche. Und der Kollaps ist für ein optisch dünnes Gas einfacher, weil es keine Strahlungsdruckunterstützung gibt. Oder übersehe ich etwas Wichtiges?
Sie haben Recht mit den Umständen, an die wir in der Astrophysik gewöhnt sind, aber wenn das sich abkühlende Gas EXTREM transparent ist, kann es überhaupt keine Photonen emittieren. Diese Einschränkung geht dem Prozess voraus, an den Sie denken, nämlich der Verhinderung des Entweichens von emittierten Photonen.
Dieses Q ist eine Fortsetzung von physical.stackexchange.com/questions/206918/…
Keine Möglichkeit, Photonen zu emittieren? Warum nicht? Das hängt typischerweise eher von Teilchen (Ionen, Elektronen, Atomen) ab, als von Teilchen-Photon-Wechselwirkungen. Welche Strahlungsprozesse werden in einem optisch dünnen Gas gehemmt? Vielleicht denken Sie, dass die Dichte zu gering für die Emission ist?
In dieser Umgebung gibt es keine Ionen, freie Elektronen oder (besonders) Moleküle. Nur neutrale Atome in einem nahezu kollisionsfreien Medium. Die Photonenemission müsste während einer ultraseltenen Kollision stattfinden. H und He haben sehr einfache Orbitalübergänge, und in ihrem Grundzustand erfordert dieser erste Sprung in einen angeregten Zustand eine ziemlich große Eingangsenergie. Die Sterne richten sich hin und wieder aus, aber nicht oft genug, um auf einer nützlichen Zeitskala abzukühlen.
@KyleOman: Gase strahlen keine schwarzen Körper. Damit atomarer Wasserstoff Wärme abgibt, sind Kollisionen erforderlich, um einen Lyman-Übergang anzuregen, damit die Energie als Photon abgestrahlt werden kann. Das Problem ist, dass die Energie dafür viel höher ist als die thermische Energie, sodass der Prozess vernachlässigbar langsam ist. Infolgedessen kühlen Urwolken aus atomarem Wasserstoff sehr langsam ab.
@Aabaakawad: Der einzige Weg, dies zu erreichen, wäre die Modellierung. Ich weiß nicht, ob wir Site-Mitglieder haben, die in diesem Bereich involviert sind, aber ich denke nicht. Am besten machst du eine Literaturrecherche.
Ich sehe, als ich dieses Q stellte, hatte ich keine klare Vorstellung von der Skala, nach der ich suchte. Höchstwahrscheinlich sprechen wir von einer intragalaktischen Skala, aber die galaktische Skala kann ins Spiel kommen, wenn die Ionisierung zuerst mit Quasaren statt mit Sternen erreicht wird.

Antworten (2)

Ich habe ein Papier gefunden , das sehr (qualvoll?) Details über das 21-cm-Leistungsspektrum (von Baryonen) im Mittelalter beschreibt. Ich werde nicht vorgeben, das Fachwissen zu haben, um das Ganze zu verstehen, aber ich werde versuchen, hier ein paar relevante Punkte hervorzuheben. Beachten Sie, dass dies alles theoretische Arbeit im Rahmen des kosmologischen Standardmodells ist, da tatsächliche Beobachtungen des 21-cm-Leistungsspektrums anscheinend teuflisch schwierig sind und höchstwahrscheinlich ein Radioobservatorium auf dem Mond betreffen.

Abb. 11 dieser Veröffentlichung zeigt das lineare (durchgezogene) und angenäherte Korrekturspektrum höherer Ordnung (gestrichelt) des 21-cm-Leistungsspektrums (Baryon) bei z=30 (~100 Myr) und z=50 (50 Myr):

Baryonen-Leistungsspektrum bei z=30 und z=50

Es gibt tatsächlich mehr Leistung in kleineren Maßstäben ( l geht zu > 10 6 Hier!).

Sie stellen fest, dass die Störungen in der Verteilung der Baryonen geringer sind als die Störungen in der Verteilung der Dunklen Materie, weil die Baryonen Druck spüren. Ich denke, das ist mehr oder weniger das, worauf Sie anspielen, wenn Sie von „abschließen und zur Ruhe kommen“ sprechen. Ich denke, der Punkt, den Sie möglicherweise übersehen, ist, dass die Baryonen auch versuchen, sich in den potenziellen Vertiefungen der Verteilung der dunklen Materie niederzulassen, was nicht glatt ist, da die dunkle Materie keinen Druck verspürt und daher sofort zu kollabieren beginnen kann Horizont ist groß genug.

Diese Folien könnten auch von Interesse sein, und wenn Sie sich die Hände schmutzig machen wollen, gibt es diesen Quellcode .

Teile davon verstehen. Ich brauche viel Hilfe bei der Definition der Achsen -> l und f(l)
@Aabaakawad l ist das Multipolmoment. Dies entspricht einer Winkelgröße am Himmel, die bei gegebener Entfernung einer Längenskala entspricht. Es gibt eine Handlung in den Folien, die ich verlinkt habe (S. 14), die hat l und Wellenzahl in kpc^-1 für z=50, um Ihnen eine Vorstellung zu geben. Auf der anderen Achse C l sind die Multipolausdehnungskoeffizienten. Die Gesamtmenge ist (proportional zu) der Leistung in jedem Modus. Wenn Sie nach dem CMB-Leistungsspektrum suchen, sollten Sie viele einführende Informationen dazu finden (aber seien Sie vorsichtig mit dem l Zu k Umwandlung, die von der Rotverschiebung abhängig ist).
Dafür muss ich ein Studium absolvieren :P
@Aabaakawad ziemlich genau, fürchte ich. Sie haben eine schwierige Frage gestellt, und die Antwort ist ziemlich technisch. Aber hey, es gibt tatsächlich eine Antwort, die nicht immer garantiert ist! (Nun, zumindest eine solide theoretische Antwort, keine Messung).
Lassen Sie uns diese Diskussion im Chat fortsetzen . (der Teil der Antwort von @annav)

Sie schlussfolgern:

"Meine Intuition ist, dass es mit Hunderten von M Jahren, um sich auszugleichen und zu beruhigen, überragend glatt und ruhig wäre."

Gemäß der Geschichte des Universums hier geschehen die dunklen Zeitalter nach der Entkopplung von Photonen und der kosmischen Mikrowellen-Hintergrundstrahlung

Geschichte des Universums

was etwa 380.000 Jahre nach dem Urknall geschah. CMB ist sehr gleichmäßig und passt mit großer Genauigkeit zu einem Schwarzkörperspektrum, und diese Gleichmäßigkeit konnte nicht mit thermodynamischen Argumenten erklärt werden, da sich große Teile des Universums zu diesem Zeitpunkt in einem anderen Lichtkegel befanden.

Die Inflationshypothese wurde aufgestellt, um die Einheitlichkeit durch quantenmechanische Argumente zu erklären, bei denen ein Skalarteilchen namens Inflation die Energien im sehr frühen Universum homogenisierte. Das CMB weist jedoch Uneinheitlichkeiten auf

CMB

9-Jahres-WMAP-Bild . Die Strahlung ist zu ungefähr einem Teil von 100.000 isotrop. Das detaillierte All-Sky-Bild des jungen Universums, das aus neun Jahren WMAP-Daten erstellt wurde. Das Bild zeigt 13,77 Milliarden Jahre alte Temperaturschwankungen (dargestellt als Farbunterschiede), die den Samen entsprechen, aus denen die Galaxien wurden. Das Signal unserer Galaxie wurde unter Verwendung der Mehrfrequenzdaten subtrahiert. Dieses Bild zeigt einen Temperaturbereich von ± 200 Mikrokelvin.

Es ist diese promordiale Anisotropie, die im Urknallmodell die Klumpigkeit des beobachtbaren Universums erklärt:

Das Universum, das wir heute sehen, ist sehr klumpig . Es gibt Planeten, Sterne, Galaxien und Galaxienhaufen. Doch wenn wir das Nachleuchten des Urknalls betrachten, sehen wir ein unglaublich sanftes Leuchten am Himmel. Wie also wurde die Materie im Universum so klumpig, nachdem sie so glatt begonnen hatte?

Astronomen sind sich im Allgemeinen einig, dass die Schwerkraft die Entwicklung der Klumpen, die wir heute im Universum sehen, geprägt hat. Die Schwerkraft zwischen verschiedenen Materiebrocken führte dazu, dass sich die Brocken zu einem Körper zusammenzogen, und dann zog dieser Körper mehr Material ein, ähnlich wie ein Schneeball, der bergab rollt und dabei mehr Schnee aufnimmt.

Aber jeder Schneeball muss einen Anfang haben – einen kleinen „Samen“, um den sich das andere Material sammelt. Beobachtungen des kosmischen Mikrowellenhintergrunds (CMB) – der so nah wie möglich daran kommt, das Universum in der Nähe seines Anfangs zu sehen – zeigen, dass es eine Temperatur hat, die sehr nahe an der Einheitlichkeit liegt. Die Temperatur des CMB ist ein Indikator dafür, wo sich im sehr frühen Universum Materie befand. Wenn die Temperatur völlig gleichmäßig wäre, gäbe es keine Keime für einen Gravitationskollaps – keine Möglichkeit, die Klumpen zu bilden, die wir heute sehen.

Zur Zeit des Mittelalters waren die Kerne für die Klumpigkeit seit der Inflationsperiode vor 10^-32 Sekunden da.

Dies scheint mit der Frage zusammenzuhängen, scheint sie aber nicht wirklich zu beantworten?
@KyleOman Nun, es klärt das Missverständnis im letzten Satz "Meine Intuition ist, dass es mit Hunderten von M Jahren, um sich auszugleichen und zu beruhigen, im dunklen Zeitalter überragend glatt und ruhig wäre". Es hatte die Anisotropie-Seeds des CMB
Wenn man CDM für den Moment ignoriert, und angesichts der ursprünglichen Klumpigkeit, würde die Gravitationsentwicklung in Richtung Anisotropie die Druckentwicklung in Richtung Isotropie bekämpfen. Unter erneuter Verwendung meiner Intuition würde Medium als Skala -> 0 glätten, als Skala -> Horizont würde Medium sortieren / differenzieren. Bei einer Skala L dazwischen würde es Übergangsverhalten geben. Dieser Maßstab L kann mit der Zeit variieren.
Sie ignorieren auch die spezielle Relativitätstheorie, die in die allgemeine Relativitätstheorie eingebettet ist. In den Jahren vor der Photonenentkopplung konnte das Universum aufgrund der Lichtkegel nicht in seinem gesamten Volumen kommunizieren, um ein thermodynamisches Gleichgewicht zu erreichen. Ohne GR gibt es kein Urknallmodell, um irgendetwas darüber zu erahnen.
Wenn Sie meinen, dass die beschleunigte Expansion (dunkle Energie) die Zunahme der Klumpigkeit verzögern würde, ist das wahr
@annav, ich glaube, wir denken in verschiedenen Epochen. Ich versuche, die Entwicklung und das Ausmaß der Anisotropie während (nicht vor) der Epoche des Mittelalters zu verstehen, weit (in log ( t )) nach der Inflationsperiode.
Irgendwann würden sich Protogalaxien durch Fragmentierung des Mediums bilden (vor oder nach der Rekombination?). Wie auch immer, während dunkler Zeitalter würden sich Dichtevariationen auf Skalen oberhalb der galaktischen Skala verstärken. Die Schwerkraft würde die Expansion von Protogalaxien zusammen mit der Expansion des Universums hemmen oder verhindern. Wenn der Maßstab innerhalb einer Protogalaxie abnimmt, gibt es einen Regimewechsel von Gravitationskontrolle (Verdichtung von Merkmalen) zu Druckkontrolle (Glättung von Merkmalen). Diese Übergangsskala sollte ziemlich nahe an der Skala von Paketen liegen, die darum kämpfen, zu Sternen zu kollabieren. ...
(Der obige Kommentarsatz sollte lauten: Die Schwerkraft würde die Expansion von Proto-Galaxien selbst zusammen mit der Expansion des Universums hemmen oder verhindern.) ... was uns wiederum zu einer groben Schätzung der Größe und Masse eines ersten Sterns führt oder Quasar. Das Ausmaß der Vorherrschaft des "Druckregimes" hängt stark von der Fähigkeit des Gases ab, adiabatische Erwärmung während der Kondensation abzustrahlen. Die Reionisation beginnt kurz nach der Entstehung kompakter fusionsfähiger Objekte oder einer extrem heißen Akkretionsscheibe. Der Kollaps zu kompakten Objekten erfordert eine Strahlungsmöglichkeit für Gas, das sich abkühlt, um ...
... der Ort der Bildung von H2, das strahlen kann. Wie viel H2? Wenn H2 ansteigt, gibt es in der Tat eine gewisse Skala, wo der kritische Punkt erreicht ist, der einen Kollaps auf einer vernünftigen Zeitskala ermöglicht. Skalen der Klumpigkeit innerhalb der [Proto-]Galaxie spielen eine große Rolle bei der Bestimmung, welche Skalenlänge für den Kollaps zuerst optimal wird.
Ich sage, dass die Saat der Anisotropie in der von Ihnen vorgeschlagenen Epoche während der Inflationsperiode begonnen hat. Der Prozess der beginnenden Klumpigkeit. Lokal kann man thermodynamische Argumente dafür verwenden, wie sich Klumpigkeit zu beobachteten Sternen usw. entwickelt, aber es gab zunächst keine Homogenität. Man muss mit den Ursamen beginnen. Tut mir leid wegen des Chats, aber wir befinden uns in verschiedenen Zeitzonen.
Wie klumpig (anisotrop) und dynamisch war die Massenverteilung während der „dunklen Zeitalter“ der Evolution des Universums?
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