تصویر۱: خط ۲۱ سانتی‌متر هیدروژن. این تابش که در طول موج ۲۱ سانتی‌متر اتفاق می‌افتد در اثر تغییر سطح انرژی اتم هیدروژن است. عکس برگرفته است از http://goo.gl/iU4jXT
خط ۲۱ سانتی‌متر هیدروژن یا خط HI بارها در اخترفیزیک ظاهر می‌شود. این خط طیفی اشاره به تابش الکترومغناطیسی‌ای دارد که توسط تغییر در انرژی لایه‌های اتم هیدروژن ایجاد می‌شود و با طول موج ۲۱ سانتی‌متر تابش می‌کند (تصویر ۱). با مشاهده‌ی این خط در زمان‌های مختلف از عالم می‌توان اطلاعات زیادی در مورد میزان هیدروژن موجود در فضا به دست آورد.
مشاهده‌ی خط ۲۱ سانتی‌متر هیدروژن در محدوده‌ی انتقال به سرخ بین ۱۰ تا۵۰، اطلاعات بسیار مهمی در مورد سیگنال ۲۱ سانتی‌متر گرفته شده بعد از دوره‌ی بازترکیب (recombination) به ما می‌دهد که مربوط به تحول گرمایی عالم و هم‌چنین شکل‌گیری اولین ستاره‌ها است. این مشاهدات هم‌چنین اطلاعاتی درباره‌ی آثار تورمی به ما می‌دهند، برای مثال درباره‌ی ذرات بسیارسنگین ماده تاریک که می‌توانند پرتوهای کیهانی بسیار پرانرژی تولید کنند، درباره‌ی واپاشی ذرات ماده تاریک و یا اطلاعاتی در مورد میدان‌های مغناطیسی اولیه. دو مورد اول منجر به یونش اضافه و گرم شدن گاز، هر دو در پس‌زمینه و هاله‌های کوچک مقیاس، می‌شوند. اثر میدان‌های مغناطیسی اولیه پیچیده‌تر است. واپاشی این میدان‌ها در دوره‌ی بعد از بازترکیب، می‌تواند تحول گرمایی و یونش گاز را طوری تغییر دهد که روی مشخصات سیگنال ۲۱ سانتی متر تاثیر بگذارد.
برخلاف ذرات بسیار سنگین ماده تاریک و واپاشی ماده تاریک که در کهکشان‌ها و عالم نزدیک هیچ همتای مشاهداتی‌ای ندارند، میدان مغناطیسی اولیه (در ابعاد نانوگاوس) می‌تواند مبدا میدان‌های مغناطیسی بزرگ مقیاس در کهکشان‌ها و خوشه‌های کهکشانی باشد. باوجود تاثیر بسیار زیاد میدان‌های مغناطیسی در پدیده‌های اخترفیزیکی، مبدا و منشا شکل‌گیری این میدان‌های بزرگ مقیاس و تاثیر آن‌ها در تحول عالم به درستی شناخته نشده‌اند. ممکن است این میدان‌ها از تقویت دینامی یک میدان بسیار ضعیف اولیه در حدود ۱۰ به توان ۲۰- گاوس به وجود آمده باشند. احتمال دیگر اینست که میدان‌های بسیار بزرگتری در ابعاد ۱۰ به توان ۹- گاوس در حین فاز تورمی عالم به وجود آمده باشند که میدان‌های مغناطیسی زمان حال را تولید کرده باشند.
با استفاده از یک سری شاهدهای کیهانشناختی می‌توان مقادیری حدودی برای اندازه‌ی میدان مغناطیسی اولیه پیدا کرد. این شاهدها عبارتند از: اندازه‌گیری‌های مربوط به تابش زمینه‌ی کیهانی، بازیونش عالم اولیه و سیگنال HI رسیده از آن، همگرایی گرانشی، و مطالعه‌ی ابرهای لایمَن-آلفا. از مشاهدات WMAP و سایر داده‌های تابش زمینه‌ی کیهانی، حد بالایی برابر با چند نانوگاوس برای اندازه‌ی میدان مغناطیسی اولیه به دست می‌آید. از مشاهدات مربوط به دوره‌ی بازیونیده‌شدن و هم‌چنین همگرایی گرانشی ضعیف و داده‌های لایمَن-آلفا می‌توان به حد بالای میدان مغناطیسی در محدوده‌ی ۰/۴ تا ۱ نانوگاوس دست یافت. این میدان‌ها می‌توانند طیف جرمی هاله‌ها را به طور قابل توجهی تغییر دهند که منجر به تغییرات مشاهداتی در تابش HI رسیده از دوره‌ی بازیونیده‌شدن شود.
تصویر ۲: عمق اپتیکی یک هاله با جرم ۱۰ میلیون برابر خورشید که در انتقال به سرخ ۱۰ قرار گرفته است. هر منحنی مربوط به یک پارامتر برخورد متفاوت است. نمودار بالا مربوط به مدل استاندارد بازترکیب است که در آن میدان مغناطیسی صفر است و نمودار پایین در حضور میدان‌های مغناطیسی اولیه با اندازه‌ی ۰/۳ نانوگاوس است. محور افقی پهنای فرکانس سیگنال را در مختصات ثابت هاله نشان می‌دهد.
در این مقاله، نویسندگان تاثیر میدان‌های مغناطیسی اولیه (در محدوده‌ی ۰/۳ تا ۰/۶ نانوگاوس) بر مشخصات آماری جذب خط ۲۱ سانتی‌متر مربوط به دوره‌ی بازیونیده‌شدن را بررسی می‌کنند. آن‌ها اثر میدان‌های مغناطیسی اولیه را بر جذب HI از روی هاله‌های فروپاشی شده در دوره‌ی بازیونیده‌شدن بررسی می‌کنند. هاله‌های بررسی شده دارای جرمی بین یک تا صد میلیون برابر جرم خورشید هستند. وجود چنین میدان‌هایی دو اثر متفاوت دارند: ۱) واپاشی میدان‌های مغناطیسی منجر به گرم شدن هاله‌ها می‌شوند که عمق اپتیکی جذب را در هاله‌هایی با جرم متوسط کاهش می‌دهند (به تصویر ۲ نگاه کنید) و ۲) میدان‌های مغناطیسی اولیه نوسانات اضافه در چگالی هاله‌ها تولید می‌کنند که منجر به افزایش تعداد هاله‌ها می‌شود. نویسندگان این مقاله، هردوی این پدیده‌ها را بررسی کرده‌اند و به این نتیجه رسیده‌اند که پتانسیل مشاهده شدن اثر ۲ بیشتر از اثر ۱ است، چرا که تعداد هاله‌های در راستای دید ما بسیار زیاد است و می‌تواند تا چند مرتبه‌ی بزرگی افزایش یابد. در اصل، تعداد زیاد هاله‌ها در راستای دید ما می‌تواند اطلاعات مفیدی در مورد میدان‌های مغناطیسی اولیه در اختیار ما بگذارد.
نویسندگان این مقاله نتیجه می‌گیرند که اگر این هاله‌ها محلی برای شکل‌گیری ستارگان شوند، می‌توانند محل بازیونیده‌شدن در عالم اولیه باشند و منجر به نوسانات HI از آن دوره شوند. اما اگر این هاله‌ها محل غنی‌ای از HI باقی بمانند وجودشان تاثیر آن‌چنانی بر تابش HI از دوره‌ی بازیونیده‌شدن نخواهد داشت چنانکه دمای آن‌ها بسیار بالاتر از دمای تابش زمینه‌ی کیهانی است.
عنوان اصلی مقاله:
جالب بود. ممنون از اطلاعاتی که دادید