Ankstyvieji mini-halai ir protogalaktikos
Linas JuozėnasDalytis
Žinių arka · Visata · 02 skyrius / 03 straipsnis
Ankstyvieji minihalai ir protogalaktikos
Dar prieš atsirandant didingoms galaktikoms, nedidelės tamsiosios materijos sankaupos telkė dujas. Vėsimas, žvaigždžių šviesa ir nauji medžiagos srautai padėjo nulemti, kurios iš jų tapo ilgalaikiais žvaigždžių namais.
Halas galėjo sutelkti dujas. Ar jis galėjo ir toliau formuoti žvaigždes?
Pirmosioms žvaigždėms reikėjo vietų, kuriose jos galėtų susidaryti. Tai buvo mažos, trapios sistemos, kurių raidą lėmė gerokai didesnė nematomos medžiagos sankaupa.
Ankstyvuosiuose tamsiosios materijos haluose kaupėsi, vėso ir kartais į žvaigždes susitraukdavo vandenilis bei helis. Tačiau žvaigždės galėjo įkaitinti ar išstumti tas pačias dujas, iš kurių susidarė. Šviesi pradžia negarantuodavo, kad žvaigždės formuosis ir toliau.
Šiame straipsnyje sekame perėjimą nuo minihalų prie besiformuojančių protogalaktikų: kaip šios sistemos gaudavo dujų, kaip reaguodavo į pirmąsias savo žvaigždes ir kaip ėmė rastis didesnės sistemos.[1], [4]
Kas tiksliai yra minihalas?
Terminas halas reiškia gravitaciškai susietą tamsiosios materijos sankaupą. Joje gali būti įprastinės medžiagos, įskaitant dujas ir žvaigždes, tačiau pats pavadinimas nereiškia, kad ji šviečia.
Tamsiosios materijos halas
Struktūra, kurioje vyrauja tamsioji materija, o jos gravitacija veikia dujų kaupimąsi ir judėjimą. Halai gali turėti labai įvairią masę.
Minihalas
Pirmųjų galaktikų tyrimuose taip paprastai vadinamas halas, kurio temperatūra mažesnė už veiksmingo atominio vandenilio vėsimo slenkstį. Molekulinis vėsimas kai kuriuose iš šių halų gali sudaryti sąlygas žvaigždėms formuotis.
Protogalaktika
Jauna galaktinė sistema, kurioje dar telkiasi dujos, žvaigždės ir struktūra. Šis terminas apibūdina raidos etapą, neturintį vienos visuotinai sutartos masės ribos.
Daugelyje ankstyvosios Visatos modelių žvaigždes formuojančių minihalų bendra masė yra maždaug nuo 100 000 iki milijono Saulės masių. Didžiąją šios masės dalį sudaro tamsioji materija; tik nedidelė dalis gali virsti žvaigždėmis. Šios vertės iliustruoja dažnai pasitaikantį masių diapazoną, o ne apibrėžia kiekvieną minihalą.[1], [3], [12]
Kaip susiformavo pirmieji žvaigždžių lopšiai?
Procesas prasidėjo nuo nedidelių Visatos tankio skirtumų. Gravitacija šiuos skirtumus didino: sritys, kuriose buvo šiek tiek daugiau materijos, pritraukdavo papildomos medžiagos. Tamsiosios materijos sankaupos jau formavosi prieš pasirodant pirmosioms žvaigždėms.
Pasibaigus rekombinacijai, dujos buvo daugiausia neutralios. Kol tęsėsi tamsieji amžiai, jos vis labiau telkėsi gilėjančiose tamsiosios materijos potencialo duobėse. Šios duobės formavosi tiek pritraukdamos aplinkinę materiją, tiek susiliedamos su kitais halais.[5], [7]
Dujų pasiskirstymas nebuvo visiškai toks pat kaip tamsiosios materijos. Slėgis priešinosi suspaudimui, o tamsiosios materijos atžvilgiu judančias dujas galėjo būti sunkiau pagauti. Netoliese atsiradus žvaigždžių, jų spinduliuotė taip pat galėjo pakeisti vėsimo sąlygas.
Todėl dviejų panašios masės halų raidos istorijos galėjo skirtis. Viename galėjo susidaryti šaltas, tankus branduolys, o kitas galėjo likti be žvaigždžių, kol padidėdavo arba pasikeisdavo jo aplinka.[3]
Apie šių procesų pagrindą sudarančių tankio netolygumų didėjimą skaitykite straipsnyje Gravitacinis telkimasis ir tankio svyravimai.
Kodėl molekulinis vandenilis buvo toks svarbus?
Krintančios dujos suspaudžiamos ir įkaista. Dėl šios šilumos didėja jų slėgis, kuris priešinasi tolesniam traukimuisi. Kad pasiektų žvaigždėms formuotis reikalingą tankį, dujos turi rasti būdų išspinduliuoti energiją.
Pirmykštėse dujose beveik nebuvo ankstesnių žvaigždžių pagamintų elementų, o iš pradžių nebuvo ir jų dulkių. Minihaluose nedideli molekulinio vandenilio, H2, kiekiai sudarė svarbią galimybę dujoms vėsti. Per susidūrimus šiluminė energija galėjo būti perduodama molekulėms, kurios paskui išspinduliuodavo iš debesies ištrūkstančius fotonus.[2], [12]
Tipinėmis pirmykščių minihalų sąlygomis dėl šio vėsimo dujų temperatūra gali nukristi iki kelių šimtų kelvinų. Tuomet tanki centrinė sritis gali toliau trauktis ir galiausiai kolapsuoti, susiformuojant protožvaigždėms. Galutinis rezultatas taip pat priklauso nuo akrecijos, fragmentacijos ir augančių žvaigždžių spinduliuotės.[6], [12]
Kaip vandenilio molekulės galėjo susidaryti be dulkių?
Po rekombinacijos išliko šiek tiek laisvųjų elektronų. Viename svarbiame reakcijų kelyje šie elektronai atliko pagalbinį vaidmenį:
H + e− → H− + fotonas
H− + H → H2 + e−
Elektronas pirmiausia prisijungia prie vandenilio atomo ir sudaro neigiamąjį vandenilio joną H−. Šis jonas gali reaguoti su kitu vandenilio atomu ir sudaryti H2, vėl išlaisvindamas elektroną. Elektronas veikia kaip katalizatorius; dulkių nereikia. Tinkamomis sąlygomis prisideda ir kiti cheminių reakcijų keliai.[2]
Kas nutiko, kai sužibo pirmosios žvaigždės?
Ankstyviausios žvaigždės susidarė iš beveik nepakitusių pirmykščių dujų ir vadinamos III populiacijos žvaigždėmis. Jų poveikis nedideliam halui, kuriame jos susidarė, galėjo būti neproporcingai didelis, palyginti su jo masės dalimi, virtusia žvaigždėmis.
Jonizuojančioji spinduliuotė
Didelės energijos fotonai išmuša elektronus iš atomų ir kaitina aplinkines dujas. Jos gali plėstis arba ištrūkti iš negilios potencialo duobės, todėl kitai žvaigždžių kartai lieka mažiau dujų.[4], [6]
Skaidomas H2
Laimano–Vernerio juostų ultravioletinė spinduliuotė gali suskaidyti molekulinį vandenilį. Dėl to gretimi debesys gali vėsti silpniau, nors rezultatui įtakos turi ir ekranavimas bei vietinės sąlygos.[3]
Žvaigždžių sprogimai
Sprogstančios žvaigždės gali išstumti dujas į išorę ir paskleisti naujai susidariusius elementus. Kai kurios masyvios žvaigždės vietoj to kolapsuoja išmesdamos mažai medžiagos, todėl aplinką elementais praturtinantis supernovos sprogimas nėra neišvengiama baigtis.[4], [6]
Dujų netekimas gali pristabdyti raidą jos neužbaigdamas
Dujų išstūmimas savaime nesunaikina tamsiosios medžiagos halo. Laikui bėgant medžiaga gali atvėsti, sugrįžti arba atkeliauti iš išorės, o pats halas toliau auga. Gilesnė potencialo duobė tuomet gali veiksmingiau sulaikyti dujas.
Vienodos atsigavimo trukmės nėra. Modeliavimas rodo, kad ji priklauso nuo žvaigždę talpinančio halo masės ir aplinkos, žvaigždės pirmtakės bei jos spinduliuotės ir sprogimo stiprumo.[4]
Tokios reakcijos iliustruoja žvaigždžių grįžtamąjį poveikį: žvaigždės pakeičia sąlygas, nuo kurių priklauso tolesnis žvaigždžių formavimasis.
Kas pasikeičia atominio vėsimo hale?
Halui augant, jo gravitacinio potencialo duobė gilėja. Naudingas jos matas yra halo virialinė temperatūra: būdinga temperatūra, siejama su tos duobės gyliu. Tai nėra tikroji kiekvienos dujų dalies temperatūra.
Kai temperatūra pasiekia maždaug 10 000 K, vėsimas dėl atominio vandenilio tampa veiksmingas. Tokį režimą pasiekusiame hale dujos gali vėsti vykstant atominiams procesams net ir tada, kai molekulinis vėsimas yra ribotas. Atitinkama masė priklauso nuo kosminio laiko; orientacinės ankstyvosios Visatos vertės siekia maždaug nuo dešimties iki šimto milijonų Saulės masių.[1], [5]
| Savybė | Žvaigždes formuojantis minihalas | Atominio vėsimo halas |
|---|---|---|
| Orientacinė bendroji masė | 105–106 Saulės masių | 107–108 Saulės masių |
| Būdinga virialinė temperatūra | Žemesnė už vėsimo dėl atominių procesų slenkstį | Apie 10 000 K arba aukštesnė |
| Svarbus vėsimo mechanizmas | Molekulinis vandenilis pirmykštėse dujose | Prisidėti gali atominis vandenilis; molekulės ir vėlesnis cheminis praturtinimas gali sudaryti sąlygas tolesniam vėsimui |
| Reakcija į grįžtamąjį poveikį | Iš negilios potencialo duobės gali pasišalinti didelė dalis dujų | Gilesnė potencialo duobė paprastai geriau sulaiko dujas, nors jų vis tiek gali būti netenkama |
Šie masės intervalai yra pavyzdžiai, o ne griežtos skiriamosios ribos. Raudonasis poslinkis, sudėtis, dujų judėjimas ir spinduliuotė veikia kolapso sąlygas.[1], [3], [5]
Dėl atominių procesų vėsdamos dujos gali trauktis įvairesnėmis sąlygomis. Ar halas išsivystys į sistemą, kurioje ir toliau formuojasi žvaigždės, vis tiek priklauso nuo jo aprūpinimo dujomis, cheminės raidos ir grįžtamojo poveikio.
Kaip susiformuoja protogalaktika?
Jauna galaktika auga vienu metu vykstant keliems procesams. Dujos gali tekėti į vidų iš aplinkos, o mažesni halai tuo pat metu susilieja su galaktiką gaubiančiu halu. Atkeliaujanti medžiaga pasižymi skirtingu judėjimu, temperatūra ir cheminės raidos istorija.[5]
Naujos medžiagos įtekėjimas ir susiliejimai
Akrecija prideda naujos medžiagos, o susiliejimai sujungia jau esamas struktūras. Abu procesai gali sujudinti dujas ir sukelti smūgines bangas. Jų santykinė svarba skirtingose sistemose nevienoda.[5]
Žvaigždėdaros epizodai
Dujos gali kauptis, iš jų gali formuotis žvaigždės, o vėliau dujos gali būti įkaitintos arba išsklaidytos. Sąlygoms atsikūrus, galimas kitas epizodas. Todėl ankstyvasis augimas gali vykti pliūpsniais, o ne tolygiai.[4], [7]
Praturtinimas ir maišymasis
Sprogimai išneša sunkesnius elementus į aplinkines dujas, tačiau maišymasis užtrunka. Praturtinta medžiaga ir mažiau praturtintos sritys gali egzistuoti greta, todėl vėliau susidarę debesys gali turėti skirtingas vėsimo galimybes.[11]
Jaunoms galaktikoms kaupiant žvaigždes, iš jų ištrūkę jonizuojantys fotonai prisidėjo prie platesnio masto tarpgalaktinio vandenilio rejonizacijos proceso. Kiek spinduliuotės ištrūkdavo, priklausė nuo ją skleidusių galaktikų sandaros ir kintančio dujų kiekio jose.[1], [6]
Platesnis pasakojimas tęsiamas straipsnyje Susiliejimai ir hierarchinis augimas, kur pasakojama, kaip ankstyvosios sistemos tampa masyvesnių galaktikų dalimis.
Kaip astronomai gali tirti tokias mažas ir senas sistemas?
JWST mato švytinčius objektus
Dideliais atstumais dėl erdvės plėtimosi ankstyvųjų galaktikų šviesa pasislenka į infraraudonąją spektro sritį. JWST gali tirti jų žvaigždes ir švytinčias dujas, kartais pasinaudodamas papildomu gravitacinio lęšiavimo suteikiamu padidinimu.
Tačiau taip tiesiogiai nepamatomas visas tamsiosios materijos minihalas. Hale be žvaigždžių nėra žvaigždžių šviesos, kurią būtų galima aptikti, o halo, kuriame yra šviečianti sistema, masei įvertinti reikia modelių. Net ir erdviškai išskirtų žvaigždžių spiečių nereikėtų painioti su erdviškai išskirtais tamsiosios materijos halais.[1], [8]
Senos žvaigždės blausiose galaktikose
Kai kuriose labai blausiose nykštukinėse galaktikose yra senų, mažo metalingumo žvaigždžių populiacijų. Jų amžius ir cheminių elementų gausos santykiai padeda atkurti ankstyvąjį žvaigždžių formavimąsi ir cheminį praturtinimą.
Tai praeities liudijimai, kuriuos reikia interpretuoti: vėlesnis žvaigždžių formavimasis, dujų praradimas ir gravitacinės sąveikos galėjo pakeisti šiandien stebimas sistemas.[9]
21 centimetro signalas
Neutraliojo vandenilio radijo signalas, pasislinkęs į raudonąją spektro pusę, gali padėti apriboti modelius, aprašančius, kaip dujos buvo kaitinamos ir jonizuojamos vystantis ankstyviesiems šaltiniams. Pavyzdžiui, paskelbtose HERA analizėse šios raidos modeliai buvo tikrinami remiantis viršutinėmis ribomis.
Šiuo metodu statistiškai tiriamos didelio masto dujų sąlygos. Jis nesuteikia atskirai erdviškai išskirtų minihalų katalogo.[10]
Kokius klausimus vis dar mėginama išspręsti modeliuojant?
Norint modeliuoti pirmąją galaktiką, reikia kartu sekti tamsiosios materijos gravitacinį poveikį, dujų tekėjimą, cheminius procesus, vėsimą, spinduliuotę ir žvaigždžių grįžtamąjį poveikį. Skaičiavimai turi susieti halo aplinką su gerokai mažesnėmis žvaigždžių formavimosi sritimis.
Toks milžiniškas mastelių diapazonas sukuria praktinių apribojimų. Kai kuriuos procesus galima sekti tiesiogiai, o kitiems reikia supaprastintų aprašų. Tyrėjai tikrina, kaip rezultatai kinta keičiant skaitinę skiriamąją gebą, fizikines prielaidas ir pasirinktą aplinką.[7]
Tinkamas modelis turi paaiškinti daugiau nei vien tai, ar iš atskiro debesies susiformuos žvaigždė. Jis turi paaiškinti jaunų sistemų įvairovę, jų aprūpinimą dujomis ir vėlesnėse populiacijose išlikusius cheminius pėdsakus.
Galaktikų pradžią lėmė kintantis dujų ir gravitacijos ryšys.
Tamsioji materija sutelkė medžiagą. Vėsimas sudarė sąlygas formuotis tankiems debesims. Pirmosios žvaigždės pakeitė tuos debesis, o nauji medžiagos srautai ir susiliejimai suteikė augančioms sistemoms daugiau galimybių formuoti žvaigždžių populiacijas.
Kai kuriose iš šių ankstyvųjų aplinkų buvo ir juodųjų skylių. Kitame straipsnyje nagrinėjamos supermasyvių juodųjų skylių užuomazgos ir galimi pradiniai dariniai, iš kurių išaugo jaunose galaktikose aptinkamos milžiniškos juodosios skylės.
Šaltiniai ir papildoma literatūra
- Bromm ir Yoshida (2011) — Pirmosios galaktikosMokslinių tyrimų apžvalga apie ankstyvuosius halus, pirmąsias galaktines sistemas ir tai, ką reiškia pirmosios galaktikos sąvoka.
- Galli ir Palla (1998) — Ankstyvosios Visatos chemijaPirmykštė chemija, įskaitant reakcijas, per kurias molekulinis vandenilis susidaro be dulkių.
- Kulkarni, Visbal ir Bryan (2021) — Kritinė tamsiosios materijos halo masė III populiacijos žvaigždėms formuotisKaip spinduliuotė, dujų judėjimas ir kosminis laikas veikia žvaigždžių formavimosi slenkstį.
- Jeon ir kt. (2014) — Atsikūrimas po III populiacijos supernovų sprogimų ir antrosios kartos žvaigždžių formavimosi pradžiaModeliavimas, parodantis, kodėl dujų atsikūrimas po sprogimo priklauso nuo žvaigždės ir sistemos, kurioje ji yra.
- Greif ir kt. (2008) — Pirmosios galaktikos: telkimasis, vėsimas ir turbulencijos pradžiaDujų akrecija, susiliejimai, smūginės bangos ir turbulencija ankstyvuoju galaktikų telkimosi laikotarpiu.
- Klessen ir Glover (2023) — Pirmosios žvaigždės: formavimasis, savybės ir poveikisChemiškai nepraturtintų dujų vėsimas, pirmosios žvaigždžių populiacijos ir jų grįžtamasis poveikis.
- Greif (2015) — Skaitmeninio modeliavimo galimybių ribos didelio raudonojo poslinkio VisatojeFizikiniai procesai ir skaitmeninio modeliavimo iššūkiai, kylantys modeliuojant ankstyvąsias struktūras.
- ESA/Webb (2024) — „Webb“ užfiksavo žvaigždžių spiečius „Kosminių brangakmenių“ lankeAprašytas pavyzdys, kaip gravitacinis lęšiavimas ir JWST leidžia aptikti kompaktiškus jaunus žvaigždžių spiečius.
- Simon (2019) — Blausiausios nykštukinės galaktikosSenosios žvaigždžių populiacijos, tamsioji materija ir blausių nykštukinių galaktikų archeologinė vertė.
- HERA bendradarbiavimo grupė (2022) — Kosminio 21 cm signalo ribos pagal HERA I etapo duomenis: astrofizikos ir kosmologijos apribojimai rejonizacijos epochojeAnkstyvas paskelbtas pavyzdys, kaip radijo stebėjimais nustatytos ribos naudojamos kaitinimo ir jonizacijos modeliams apriboti.
- Greif ir kt. (2010) — Pirmosios galaktikos: cheminis praturtinimas, maišymasis ir žvaigždžių formavimasisPirmųjų žvaigždžių sukurtų elementų pernašos ir maišymosi tyrimas taikant skaitmeninį modeliavimą.
- Abel, Bryan ir Norman (2002) — Pirmosios žvaigždės susidarymas VisatojePamatinis molekulinio vėsimo ir dujų kolapso ankstyvajame minihale skaičiavimas.
Visi šio skyriaus straipsniai
- Gravitacinis telkimasis ir tankio fliuktuacijos
- III populiacijos žvaigždės: pirmoji Visatos karta
- Ankstyvieji minihalai ir protogalaktikos — jūs esate čia
- Supermasyvių juodųjų skylių užuomazgos
- Pirmapradės supernovos: elementų sintezė
- Grįžtamasis poveikis: spinduliuotė ir vėjai
- Susiliejimai ir hierarchinis augimas
- Galaktikų spiečiai ir kosminis voratinklis
- Aktyvūs galaktikų branduoliai jaunoje Visatoje
- Pirmojo milijardo metų stebėjimai