Rekombinasyon (kozmoloji) - Recombination (cosmology)

Gelen kozmolojiye , rekombinasyon belirtir devirde şarj hangi elektronları ve protonları ilk haline bağlı oluşturulması için elektriksel olarak nötr hidrojen atomu . Rekombinasyon sonra 370.000 yıl kadar meydana gelen büyük Bang bir de ( kırmızıya kayma arasında z = 1100 ). "Rekombinasyon" kelimesi yanıltıcıdır, çünkü Big Bang teorisi, protonların ve elektronların daha önce birleştiğini öne sürmez, ancak bu isim, Big Bang hipotezinin yaratılışının birincil teorisi haline gelmesinden önce adlandırıldığı için tarihsel nedenlerden dolayı vardır. Evren.

Hemen sonra Big Bang , evrenin sıcak ve yoğun oldu plazma ait fotonlar , leptonların ve kuarklar : kuark çağında . 10 ⁻⁶ saniyede Evren, protonların oluşumuna izin vermek için yeterince genişlemiş ve soğumuştu : hadron çağı . Bu plazma, serbest elektronlar tarafından Thomson saçılması nedeniyle elektromanyetik radyasyona karşı etkili bir şekilde opaktı , çünkü her fotonun bir elektronla karşılaşmadan önce seyahat edebileceği ortalama serbest yol çok kısaydı. Bu, Güneş'in içinin mevcut durumudur. Evren genişledikçe soğudu. Sonunda evren, enerjik olarak nötr hidrojen oluşumunun desteklendiği noktaya kadar soğudu ve nötr hidrojene kıyasla serbest elektron ve protonların oranı 10.000'de birkaç parçaya düştü.

Rekombinasyon, nötr hidrojen atomları oluşturmak için protonlara (hidrojen çekirdekleri) bağlanan elektronları içerir . Hidrojenin temel durumuna (en düşük enerjili) doğrudan rekombinasyonlar çok verimsiz olduğundan, bu hidrojen atomları genellikle yüksek enerji durumundaki elektronlarla oluşur ve elektronlar fotonlar yayarak hızla düşük enerji durumlarına geçerler . İki ana yol vardır: Lyman-a fotonu yayarak 2p durumundan - bu fotonlar hemen hemen her zaman temel durumundaki başka bir hidrojen atomu tarafından yeniden emilecektir - veya 2s durumundan çok yavaş olan iki foton yayarak.

Fotonların bu üretimi ayrıştırma olarak bilinir , bu da rekombinasyona bazen foton ayrıştırması denir , ancak rekombinasyon ve foton ayrıştırması farklı olaylardır. Fotonlar maddeden ayrıldıktan sonra, maddeyle etkileşime girmeden evrende özgürce seyahat ettiler ve bugün kozmik mikrodalga arka plan radyasyonu olarak gözlemlenen şeyi oluşturdular (bu anlamda, kozmik arka plan radyasyonu kızılötesidir [ve bazı kırmızı] siyah cisim radyasyonu yayıldığında. evren 3000 K civarında bir sıcaklıktaydı ve bir faktör tarafından kırmızıya kaydırıldı .1100 görünür spektrumdan mikrodalga spektrumuna).

Hidrojenin rekombinasyon geçmişi

Kozmik iyonlaşma tarihi genellikle kırmızıya kaymanın bir fonksiyonu olarak serbest elektron fraksiyonu x _e cinsinden tanımlanır . Serbest elektron bolluğunun toplam hidrojen bolluğuna (hem nötr hem iyonize) oranıdır. Tarafından ifade eden n _{, ü} serbest elektron sayı yoğunluğu, N _{, H} atomik hidrojen ve n, _p (yani protonları) iyonize hidrojen, olduğu X _E olarak tanımlanmaktadır

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

Helyum tamamen nötr bir kez hidrojen, sadece tekrar düzenler için, yük nötrlüğünü eder , n _{, e} = n _p örneğin, X _e da iyonize hidrojen fraksiyonudur.

Denge teorisinden kaba tahmin

Rekombinasyon reaksiyonunun termal dengeye yakın ilerleyecek kadar hızlı olduğunu varsayarak, rekombinasyon döneminin kırmızıya kaymasının kaba bir tahminini bulmak mümkündür . Serbest elektronların, protonların ve nötr hidrojenin nispi bolluğu Saha denklemi ile verilir : $p+e^{-}\longleftrightarrow H+\gamma$

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

burada m, _E bir elektron kütlesi , k, _B ise Boltzmann sabiti , T , sıcaklıktır ħ olan düşük Planck sabitesi ve E _I = 13.6 eV iyonizasyon enerjisi hidrojen. Yük nötrlüğü n _e = n _p gerektirir ve Saha denklemi serbest elektron fraksiyonu x _e cinsinden yeniden yazılabilir :

{\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}}}\sağ)^{ \frac {3}{2}}\exp \left(-{\frac {E_{\text{I}}}{k_{\text{B}}T}}\sağ).

Sağ taraftaki tüm miktarlar z'nin bilinen fonksiyonlarıdır, kırmızıya kayma : sıcaklık T = 2.728 (1 + z) K ile verilir ve hidrojenin toplam yoğunluğu (nötr ve iyonize) n _p + n ile verilir _H = 1,6 (1+z) ³ m ^-3 .

Yüzde 50 iyonlaşma fraksiyonu için bu denklemi çözmek, kabaca yaklaşık olarak bir rekombinasyon sıcaklığı verir. 4000 K , kırmızıya kaymaya karşılık gelen z = 1500 .

Etkili üç seviyeli atom

1968'de ABD'deki fizikçiler Jim Peebles ve Yakov Borisovich Zel'dovich ve SSCB'deki işbirlikçiler bağımsız olarak hidrojenin denge dışı rekombinasyon tarihini hesapladılar. Modelin temel unsurları aşağıdaki gibidir.

Hidrojenin temel durumuna doğrudan rekombinasyonlar çok verimsizdir: bu tür her olay, 13.6 eV'den daha büyük enerjiye sahip bir fotona yol açar, bu da hemen hemen komşu bir hidrojen atomunu yeniden iyonize eder.
Elektronlar bu nedenle yalnızca hidrojenin uyarılmış durumlarına verimli bir şekilde yeniden birleşirler ve buradan çok hızlı bir şekilde birinci uyarılmış duruma, ana kuantum sayısı n = 2 ile basamaklanırlar .
İlk uyarılmış halden elektronlar, n =1 temel durumuna iki yoldan ulaşabilirler :
- Bir Lyman-α fotonu yayarak 2p durumundan bozunma . Bu foton hemen hemen her zaman temel durumundaki başka bir hidrojen atomu tarafından yeniden emilecektir. Bununla birlikte, kozmolojik kırmızıya kayma, foton frekansını sistematik olarak azaltır ve başka bir hidrojen atomuyla karşılaşmadan önce Lyman-a çizgisi rezonans frekansından yeterince kırmızıya kayarsa, yeniden emilimden kurtulma şansı çok düşüktür.
- İki foton yayarak 2s durumundan bozunma . Bu iki fotonlu bozunma süreci çok yavaştır ve 8.22 s ^-1 hızındadır . Bununla birlikte, temel durum hidrojen üretiminde yavaş Lyman-a kaçış hızı ile rekabet eder.
İlk uyarılmış durumdaki atomlar , temel duruma ulaşmadan önce ortam CMB fotonları tarafından yeniden iyonize edilebilir . Durum böyle olunca, sanki ilk başta uyarılmış duruma yeniden birleşme gerçekleşmemiş gibidir. Bu olasılığı hesaba katmak için Peebles, C faktörünü birinci uyarılmış durumdaki bir atomun fotoiyonize edilmeden önce yukarıda açıklanan iki yoldan herhangi biri yoluyla temel duruma erişme olasılığı olarak tanımlar.

Bu model genellikle "etkili üç seviyeli atom" olarak tanımlanır, çünkü hidrojenin üç formda takip edilmesini gerektirir: temel durumunda, ilk uyarılmış durumunda (tüm yüksek uyarılmış durumların onunla Boltzmann dengesinde olduğu varsayılarak ), ve iyonize haldedir.

Bu süreçleri hesaba katarak, rekombinasyon geçmişi daha sonra diferansiyel denklem ile tanımlanır.

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

burada $α B$ hidrojen uyarılmış durumlara "durumda B" rekombinasyon katsayısıdır, $β B$ karşılık gelen fotoiyonizasyon hızı ve bir E ₂₁ = 10.2 eV birinci uyarılmış duruma enerjisidir. Yukarıdaki denklemin sağ tarafındaki ikinci terimin ayrıntılı bir denge argümanı ile elde edilebileceğine dikkat edin . Önceki bölümde verilen denge sonucu, sol taraf sıfıra ayarlanarak, yani net rekombinasyon ve fotoiyonizasyon oranlarının, sıcaklık için genel evrim zaman ölçeğini belirleyen Hubble genişleme hızına kıyasla büyük olduğu varsayılarak elde edilebilir. ve yoğunluk. Bununla birlikte, $C α B n p$ , Hubble genişleme hızı ile karşılaştırılabilir ve hatta düşük kırmızıya kaymalarda önemli ölçüde daha düşük olur, bu da serbest elektron fraksiyonunun Saha dengesi hesaplamasından elde edilenden çok daha yavaş bir evrimine yol açar. Kozmolojik parametrelerin modern değerleriyle, evrenin z ≈ 1070'de %90 nötr olduğu bulunur .

Modern gelişmeler

Yukarıda açıklanan basit etkili üç seviyeli atom modeli, en önemli fiziksel süreçleri açıklar. Bununla birlikte, tahmin edilen rekombinasyon geçmişinde %10 ya da daha fazla düzeyde hatalara yol açan yaklaşımlara dayanır. Kozmik mikrodalga arka plan anizotropilerinin kesin tahmini için rekombinasyonun önemi nedeniyle , birkaç araştırma grubu son yirmi yılda bu resmin ayrıntılarını yeniden gözden geçirdi.

Teorideki iyileştirmeler iki kategoriye ayrılabilir:

Hidrojenin son derece uyarılmış durumlarının dengesiz popülasyonlarının hesaba katılması. Bu, etkili bir yeniden birleşme katsayısı modifiye tutarındadır α _B .
Lyman-α kaçış hızının ve bu fotonların 2s-1s geçişi üzerindeki etkisinin doğru bir şekilde hesaplanması . Bu, zamana bağlı bir ışınımsal transfer denkleminin çözülmesini gerektirir . Ek olarak, daha yüksek dereceli Lyman geçişlerini hesaba katmak gerekir . Bu iyileştirmeler, Peebles'ın C faktörünün bir modifikasyonu anlamına gelir .

Modern rekombinasyon teorisinin %0,1 düzeyinde doğru olduğuna inanılmaktadır ve halka açık hızlı rekombinasyon kodlarında uygulanmaktadır.

İlkel helyum rekombinasyonu

Helyum çekirdekleri Big Bang nükleosentezi sırasında üretilir ve toplam baryonik madde kütlesinin yaklaşık %24'ünü oluşturur . İyonizasyon enerjisi helyum hidrojenden daha büyük olan ve bu nedenle daha önce yeniden birleşir. Nötr helyum iki elektron taşıdığı için rekombinasyonu iki adımda gerçekleşir. Birinci rekombinasyon, Saha dengesi yakınında ilerler ve kırmızıya kayma z ≈ 6000 civarında gerçekleşir. İkinci rekombinasyon, , Saha dengesinden tahmin edilenden daha yavaştır ve kırmızıya kayma z ≈ 2000 civarında gerçekleşir . Helyum rekombinasyonunun detayları, z ≈ 6000 civarında gerçekleşir . kozmik mikrodalga arka plan anizotropilerinin tahmini için hidrojen rekombinasyonundakiler , çünkü helyum yeniden birleştikten sonra ve hidrojen yeniden birleşmeye başlamadan önce evren hala optik olarak çok kalındır. $\mathrm {O} ^{2+}+\mathrm {e} ^{-}\longrightarrow \mathrm {O} ^{+}+\gamma$ $\mathrm {O} ^{+}+\mathrm {e} ^{-}\longrightarrow \mathrm {O} +\gamma$

İlkel ışık bariyeri

Rekombinasyondan önce fotonlar , serbest elektronları ve protonları sürekli olarak saçtıkları için evrende özgürce seyahat edemiyorlardı . Bu saçılma bir bilgi kaybına neden olur ve rekombinasyonun yakınında "bu nedenle kırmızıya kaymada bir foton engeli vardır" ve bu da daha büyük kırmızıya kaymalarda evren hakkında bilgi edinmek için doğrudan fotonları kullanmamızı engeller. Bununla birlikte, rekombinasyon meydana geldiğinde, daha düşük serbest elektron sayısı nedeniyle fotonların ortalama serbest yolu büyük ölçüde arttı. Rekombinasyondan kısa bir süre sonra, foton ortalama serbest yolu Hubble uzunluğundan daha büyük hale geldi ve fotonlar madde ile etkileşime girmeden serbestçe seyahat etti. Bu nedenle rekombinasyon, kozmik mikrodalga arka plandaki fotonların madde ile etkileşime girdiği son zamanın adı olan son saçılma yüzeyi ile yakından ilişkilidir. Bununla birlikte, bu iki olay farklıdır ve baryon-foton oranı ve madde yoğunluğu için farklı değerlere sahip bir evrende, rekombinasyon ve foton ayrışmasının aynı çağda gerçekleşmesi gerekmez.

Ayrıca bakınız

Notlar

Referanslar

bibliyografya

Bromm, Volker (17 Nisan 2014). "AST 376 Kozmoloji — Ders Notları: Kozmik Mikrodalga Arka Planı (CMB)" (PDF) . Austin, Teksas: Astronomi Bölümü, Teksas Üniversitesi, Austin . 23 Aralık 2018 tarihinde kaynağından arşivlendi (PDF) . 1 Ocak 2020 alındı .
Longair, Malcolm (2008). Galaksi Oluşumu . Springer . ISBN'si 978-3-540-73477-2.
Maoz, Dan (2016). Özetle Astrofizik (2. baskı). Princeton, NJ; Oxford, Birleşik Krallık: Princeton University Press . ISBN'si 978-0-691-16479-3. LCCN 2015956047 . OCLC 950932058 .
Padmanabhan, Thanu (1993). Evrende yapı oluşumu . Cambridge Üniversitesi Yayınları . ISBN'si 978-0-521-42486-8.
Peebles, PJE (1968). "İlkel Plazmanın Rekombinasyonu". Astrofizik Dergisi . 153 : 1. Bibcode : 1968ApJ...153....1P . doi : 10.1086/149628 .
Ryden, Barbara (2003). Kozmolojiye Giriş . Addison-Wesley . ISBN'si 978-0-8053-8912-8.
Tanabashi, M.; et al. ( Parçacık Veri Grubu ) (2018). "Parçacık Fiziğinin Gözden Geçirilmesi" . Fiziksel İnceleme D . College Park, MD: Amerikan Fizik Derneği . 98 (3): 1–708. Bibcode : 2018PhRvD..98c0001T . doi : 10.1103/PhysRevD.98.030001 . ISSN 1550-7998 . OCLC 7814919666 . PMID 10020536 .
Zeldovich, YB; Kurt, VG; Syunyaev, RA (1968). "Evrenin Sıcak Modelinde Hidrojenin Rekombinasyonu". Zhurnal Eksperimental'noĭ ve Teoreticheskoĭ Fiziki . 55 : 278. Bibcode : 1968ZhETF..55..278Z .

Languages

In other projects