Grįžtamieji ryšiai: spinduliuotė ir žvaigždžių vėjai

Ανακλαστικές επικοινωνίες: ακτινοβολία και άνεμοι αστέρων

Πώς οι πρώιμες περιοχές «έκρηξης» (starburst) άστρων και οι μαύρες τρύπες ρύθμισαν τον μελλοντικό σχηματισμό άστρων

Κατά την πρώιμη κοσμική αυγή, τα πρώτα άστρα και οι προδρομικές μαύρες τρύπες δεν ήταν απλώς παθητικοί κάτοικοι του Σύμπαντος. Έπαιξαν ενεργό ρόλο, εισάγοντας στο περιβάλλον μεγάλες ποσότητες ενέργειας και ακτινοβολίας. Αυτές οι διαδικασίες, συνολικά γνωστές ως ανατροφοδοτήσεις (feedback), επηρέασαν σημαντικά τον κύκλο σχηματισμού άστρων — είτε καταστέλλοντας είτε ενισχύοντας την περαιτέρω κατάρρευση αερίων σε διάφορες περιοχές. Σε αυτό το άρθρο εξετάζουμε πώς η ακτινοβολία, οι άνεμοι και οι εκροές (outflows) από τις πρώιμες περιοχές «έκρηξης» άστρων και τις σχηματιζόμενες μαύρες τρύπες διαμόρφωσαν την εξέλιξη των γαλαξιών.

1. Αρχικό υπόβαθρο: οι πρώτες πηγές φωτός

1.1 Από τον Σκοτεινό Αιώνα μέχρι τον Διαφωτισμό

Μετά την Εποχή του Σκοτεινού Αιώνα (εποχή μετά την ανασύνδεση, όταν δεν υπήρχαν έντονες πηγές φωτός), τα άστρα του πληθυσμού III εμφανίστηκαν σε μίνι-χα halos που περιείχαν σκοτεινή ύλη και πρωτογενή αέρια. Συχνά αυτά τα άστρα ήταν πολύ μαζικά και εξαιρετικά καυτά, εκπέμποντας έντονη υπεριώδη ακτινοβολία. Περίπου την ίδια περίοδο, ή λίγο αργότερα, οι προδρόμοι των υπερμαζικών μαύρων τρυπών (SMBH) θα μπορούσαν να άρχισαν να σχηματίζονται — είτε μέσω άμεσης κατάρρευσης είτε από τα υπολείμματα μαζικών άστρων του πληθυσμού III.

1.2 Γιατί η ανάδραση είναι σημαντική;

Στο επεκτεινόμενο Σύμπαν, ο σχηματισμός άστρων συμβαίνει όταν τα αέρια μπορούν να ψυχθούν και να καταρρεύσουν βαρυτικά. Ωστόσο, αν οι τοπικές πηγές ενέργειας — άστρα ή μαύρες τρύπες — διαταράξουν την ακεραιότητα των νεφών αερίων ή αυξήσουν τη θερμοκρασία τους, ο μελλοντικός σχηματισμός άστρων μπορεί να κατασταλεί ή να καθυστερήσει. Από την άλλη, υπό ορισμένες συνθήκες, τα κρουστικά κύματα και οι εκροές μπορούν να συμπιέσουν περιοχές αερίων, προωθώντας νέο σχηματισμό άστρων. Η κατανόηση αυτών των θετικών και αρνητικών αναδράσεων είναι κρίσιμη για τη δημιουργία μιας ρεαλιστικής εικόνας του πρώιμου σχηματισμού γαλαξιών.

2. Ανάδραση ακτινοβολίας

2.1 Ιονίζοντα φωτόνια από μαζικά άστρα

Μαζικά, μη μεταλλικά άστρα της πληθυσμιακής ομάδας III παρήγαγαν ισχυρά φωτόνια συνεχούς Lyman, ικανά να ιονίσουν το ουδέτερο υδρογόνο. Έτσι δημιούργησαν γύρω τους περιοχές H II — ιονισμένες φυσαλίδες:

  1. Θέρμανση και πίεση: Τα ιονισμένα αέρια φτάνουν σε ~104 K, χαρακτηριζόμενα από υψηλή θερμοδυναμική πίεση.
  2. Φωτοεξάτμιση: Τα ουδέτερα αέρια νέφη γύρω μπορούν να «ξεφλουδίζονται» όταν τα ιονίζοντα φωτόνια αποσπούν ηλεκτρόνια από τα άτομα υδρογόνου, θερμαίνοντάς τα και διασκορπίζοντάς τα.
  3. Καταστολή ή ενίσχυση: Σε μικρές κλίμακες, η φωτοϊονισμός μπορεί να καταστείλει την κατακερματισμό αυξάνοντας τη τοπική μάζα Jeans, αλλά σε μεγαλύτερες κλίμακες τα ιονιστικά μέτωπα μπορούν να ενισχύσουν τη συμπίεση γειτονικών ουδέτερων νεφών, ξεκινώντας τον σχηματισμό άστρων.

2.2 Ακτινοβολία Lyman–Werner

Στο πρώιμο Σύμπαν, τα φωτόνια Lyman–Werner (LW) με ενέργεια 11,2–13,6 eV ήταν σημαντικά για τη διάσπαση του μοριακού υδρογόνου (H2), που ήταν ο κύριος ψυκτικός παράγοντας σε περιβάλλον με χαμηλή μεταλλικότητα. Εάν η πρώιμη περιοχή άστρων ή μια αναδυόμενη μαύρη τρύπα εξέπεμπε φωτόνια LW:

  • Καταστροφή του H2: Εάν το H2 διασπαστεί, τα αέρια δυσκολεύονται να ψυχθούν.
  • Καθυστέρηση σχηματισμού άστρων: Με την απώλεια του H2, η κατάρρευση των αερίων σε γειτονικά μικρά halos μπορεί να κατασταλεί, καθυστερώντας τον νέο σχηματισμό άστρων.
  • Επίδραση «μετα-halo»: Τα φωτόνια LW μπορούν να διανύσουν μεγάλες αποστάσεις, έτσι μια φωτεινή πηγή μπορεί να επηρεάσει τον σχηματισμό άστρων σε γειτονικά halos.

2.3 Επανιονισμός και θέρμανση σε μεγάλη κλίμακα

Περίπου στο z ≈ 6–10, η συνολική ακτινοβολία των πρώιμων άστρων και των κβάζαρ επανιονίζει το διαγαλαξιακό μέσο (IGM). Κατά τη διάρκεια αυτής της διαδικασίας:

  • Θέρμανση του IGM: Το μονοϊονισμένο υδρογόνο φτάνει σε ~104 K, αυξάνοντας το ελάχιστο όριο μάζας του halo που απαιτείται για τη βαρυτική συγκράτηση των αερίων.
  • Επιβράδυνση ανάπτυξης γαλαξιών: Τα halos μικρής μάζας δεν μπορούν πλέον να συγκρατήσουν αρκετό αέριο για να σχηματίσουν αστέρια, οπότε ο σχηματισμός αστέρων μεταφέρεται σε μεγαλύτερες δομές.

Έτσι, η επιονισμός λειτουργεί ως ανάδραση μεγάλης κλίμακας, μετατρέποντας το Σύμπαν από ουδέτερο, ψυχρό χώρο σε ιονισμένο, θερμό περιβάλλον και αλλάζοντας τις μελλοντικές συνθήκες σχηματισμού αστέρων.

3. Άνεμοι αστέρων και υπερκαινοφανείς

3.1 Άνεμοι μαζικών αστέρων

Πριν ακόμη οι αστέρες εκραγούν ως υπερκαινοφανείς, μπορούν να παράγουν ισχυρούς ανέμους αστέρων. Οι μαζικοί αστέρες χωρίς μέταλλα (ποπ III) μπορεί να είχαν διαφορετικά χαρακτηριστικά ανέμου από τους σύγχρονους μεταλλοφόρους αστέρες, αλλά ακόμη και με χαμηλή μεταλλικότητα είναι δυνατοί ισχυροί άνεμοι, ειδικά σε πολύ μαζικούς ή περιστρεφόμενους αστέρες. Αυτοί οι άνεμοι μπορούν να:

  • Εκτόπιση αερίων από mini-halo: Εάν το βαρυτικό δυναμικό του halo είναι ασθενέστερο, οι άνεμοι μπορούν να εκτοπίσουν σημαντικό μέρος των αερίων.
  • Δημιουργία «φυσαλίδων»: Οι «φυσαλίδες» ανέμου αστέρων εκκενώνουν κοιλότητες στο διααστρικό μέσο, αλλάζοντας τον ρυθμό σχηματισμού αστέρων.

3.2 Εκρήξεις υπερκαινοφανών

Καθώς οι μαζικοί αστέρες τελειώνουν τη ζωή τους, οι υπερκαινοφανείς από κατάρρευση πυρήνα ή αστάθεια ζευγών απελευθερώνουν τεράστια ποσά κινητικής ενέργειας (~1051 erg για τυπική κατάρρευση πυρήνα, ίσως και περισσότερα σε περιπτώσεις αστάθειας ζευγών). Έτσι:

  • Κρουστικά κύματα: Διαδίδονται προς τα έξω, θερμαίνοντας και πιθανώς σταματώντας την περαιτέρω κατάρρευση των αερίων.
  • Χημικός εμπλουτισμός: Εκπέμπονται πρόσφατα συντιθέμενα βαρύτερα στοιχεία, που αλλάζουν σημαντικά τη χημεία του ISM. Τα μέταλλα βελτιώνουν την ψύξη, ενθαρρύνοντας έτσι το σχηματισμό αστέρων μικρότερης μάζας στο μέλλον.
  • Γαλαξιακές εκροές: Σε μεγαλύτερα halos ή σχηματιζόμενους γαλαξίες, επαναλαμβανόμενες υπερκαινοφανείς μπορούν να δημιουργήσουν ευρύτερες εκροές που εκτοξεύουν υλικό μακριά στο διαγαλαξιακό χώρο.

3.3 Θετική έναντι αρνητικής ανάδρασης

Ενώ τα κρουστικά κύματα των υπερκαινοφανών μπορούν να διασκορπίσουν τα αέρια (αρνητική ανάδραση), μπορούν επίσης να συμπιέσουν τα περιβάλλοντα νέφη, προωθώντας τη βαρυτική κατάρρευση (θετική ανάδραση). Το τελικό αποτέλεσμα εξαρτάται από τις τοπικές συνθήκες — πυκνότητα αερίων, μάζα του halo, γεωμετρία κρουστικού κύματος κ.ά.

4. Ανάδραση πρώιμων μαύρων τρυπών

4.1 Φωτεινότητα ακρίσεως και άνεμοι

Χωρίς την ανάδραση από τα αστέρια, οι καταβροχθιστικές μαύρες τρύπες (ειδικά όταν εξελίσσονται σε κβάζαρ ή AGN) προκαλούν ισχυρή ανάδραση μέσω πίεσης ακτινοβολίας και ανέμων:

  • Πίεση ακτινοβολίας: Η γρήγορη πτώση μάζας σε μια μαύρη τρύπα μετατρέπει αποτελεσματικά τη μάζα σε ενέργεια, εκπέμποντας έντονη ακτινοβολία X και UV. Αυτό μπορεί να ιονίσει ή να θερμάνει τα περιβάλλοντα αέρια.
  • Εκροές AGN: Οι άνεμοι και οι πίδακες των κβάζαρ μπορούν να "εκκαθαρίσουν" αέρια σε κλίμακα αρκετών κιλοπαρσέκ, ελέγχοντας την αστρογένεση στον κύριο γαλαξία.

4.2 Σπόροι κβάζαρ και πρωτο-AGN

Στο πρώτο στάδιο, οι σπόροι μαύρων τρυπών (π.χ. κατάλοιπα άστρων του πληθυσμού III ή μαύρες τρύπες άμεσης κατάρρευσης) ίσως δεν ήταν αρκετά φωτεινοί για να κυριαρχήσουν στην ανάδραση πέρα από τα όρια των μίνι-χαλα. Ωστόσο, καθώς αυξάνονται μέσω ακρίσεως ή συγχωνεύσεων, μερικοί μπορεί να γίνουν αρκετά φωτεινοί ώστε να επηρεάσουν σημαντικά το IGM. Οι πρώιμες πηγές τύπου κβάζαρ:

  • Ενισχύει την επανιονισμό: Η σκληρότερη ακτινοβολία από τις ακρεστικές μαύρες τρύπες μπορεί να ιονίσει περισσότερο το ήλιο και το υδρογόνο σε μεγαλύτερες αποστάσεις.
  • Καταστέλλει ή ενισχύει την αστρογένεση: Ισχυρές εκροές ή πίδακες μπορούν να εκτοξεύσουν ή να συμπιέσουν αέρια στα γειτονικά νέφη αστρογένεσης.

5. Η ευρεία επίδραση της πρώιμης ανάδρασης

5.1 Ρύθμιση της ανάπτυξης γαλαξιών

Η συνολική ανάδραση των πληθυσμών άστρων και των μαύρων τρυπών ορίζει τον "κύκλο των βαρυονίων" του γαλαξία — δηλαδή πόσα αέρια παραμένουν, πόσο γρήγορα ψύχονται και πότε εκτοξεύονται:

  • Καταστολή της ροής αερίων: Εάν οι εκροές ή η ακτινοβολία θέρμανσης δεν επιτρέπουν στα αέρια να παραμείνουν, η αστρογένεση παραμένει περιορισμένη.
  • Ο δρόμος προς μεγαλύτερα χαλα: Με την πάροδο του χρόνου σχηματίζονται πιο μαζικά χαλα με βαθύτερο βαρυτικό δυναμικό, ικανά να συγκρατούν αέρια ακόμη και με ανάδραση.

5.2 Εμπλουτισμός του κοσμικού δικτύου

Οι άνεμοι που προκαλούνται από υπερκαινοφανείς και AGN μπορούν να μεταφέρουν μέταλλα στο κοσμικό δίκτυο, διασπείροντάς τα σε κλίμακα νημάτων και κενών. Έτσι διασφαλίζεται ότι οι γαλαξίες που σχηματίζονται αργότερα θα βρουν ήδη ελαφρώς εμπλουτισμένα αέρια.

5.3 Καθορισμός του ρυθμού και της δομής της επανιονισμού

Οι παρατηρήσεις δείχνουν ότι η επανιονισμός πιθανότατα συνέβη με αποσπασματικό τρόπο, με ιονισμένες "φούσκες" που επεκτείνονται γύρω από τους πρώιμους άστερες χαλα και τους πυρήνες AGN. Η ανάδραση — ιδιαίτερα από φωτεινές πηγές — επηρεάζει σημαντικά το πόσο γρήγορα και ομοιόμορφα το IGM γίνεται ιονισμένο.

6. Αποδείξεις και δεδομένα από παρατηρήσεις

6.1 Γαλαξίες και νάνοι φτωχοί σε μέταλλα

Οι σύγχρονοι αστρονόμοι μελετούν τοπικές αναλογίες — για παράδειγμα, νάνοι γαλαξίες φτωχοί σε μέταλλα — για να κατανοήσουν πώς η ανάδραση επηρεάζει συστήματα μικρής μάζας. Σε πολλές περιπτώσεις παρατηρούνται έντονες "εκρήξεις" αστέρων που εκτοξεύουν μεγάλο μέρος του διααστρικού υλικού. Αυτό μοιάζει με πιθανό σενάριο στα πρώιμα μίνι-χαλα, με την επίδραση των υπερκαινοφανών να ξεκινά.

6.2 Παρατηρήσεις κβάζαρ και εκλάμψεων ακτίνων γάμμα (GRB)

Οι εκλάμψεις ακτίνων γάμμα, που προέρχονται από τις καταρρεύσεις μαζικών άστρων σε μεγάλο ερυθρό μετατόπιση, μπορούν να βοηθήσουν στη μελέτη της περιεκτικότητας σε αέρια και του επιπέδου ιονισμού του περιβάλλοντος. Εν τω μεταξύ, οι γραμμές απορρόφησης των κβάζαρ σε διαφορετικές ερυθρές μετατοπίσεις δείχνουν την ποσότητα μετάλλων και τη θερμοκρασία του IGM, επιτρέποντας την εκτίμηση του πόσο οι εκροές που προκαλούνται από τα άστρα επηρέασαν τους περιβάλλοντες χώρους.

6.3 Ενδείξεις εκπομπής γραμμών

Φασματικά χαρακτηριστικά (π.χ., εκπομπή Lyman–άλφα, γραμμές μετάλλων όπως [O III], C IV) βοηθούν στην αποκάλυψη της παρουσίας ανέμων ή υπερφυσαλίδων σε γαλαξίες που εμφανίζονται σε μεγάλο ερυθρό μετατόπιση. Το Διαστημικό Τηλεσκόπιο James Webb (JWST) είναι ικανό να ανιχνεύσει πολύ καθαρότερα αυτά τα χαρακτηριστικά ακόμη και σε αμυδρούς πρώιμους γαλαξίες.

7. Προσομοιώσεις: από mini-halos έως κοσμικές κλίμακες

7.1 Υδροδυναμική + μεταφορά ακτινοβολίας

Οι νέας γενιάς κοσμολογικές προσομοιώσεις (π.χ., FIRE, IllustrisTNG, CROC) συνδυάζουν υδροδυναμική, σχηματισμό αστεριών και μεταφορά ακτινοβολίας για να μοντελοποιήσουν την ανάδραση με συνέπεια. Αυτό επιτρέπει στους επιστήμονες:

  • Καθορισμός του πώς η ιονίζουσα ακτινοβολία από μαζικά αστέρια και AGN αλληλεπιδρά με τα αέρια σε διάφορες κλίμακες.
  • Καταγραφή της εμφάνισης εκροών, της διάδοσής τους και της επίδρασής τους στην επακόλουθη ακρίση αερίων.

7.2 Ευαισθησία στις υποθέσεις του μοντέλου

Τα αποτελέσματα ποικίλλουν σημαντικά ανάλογα με:

  1. Συνάρτηση αρχικής μάζας αστεριών (IMF): Η κατανομή μάζας (κλίση, όρια) καθορίζει πόσα μαζικά αστέρια θα σχηματιστούν, πόση ενέργεια θα εκπέμψουν ή πόσες υπερκαινοφανείς θα υπάρξουν.
  2. Συνταγές ανάδρασης AGN: Διάφοροι μηχανισμοί αλληλεπίδρασης της ενέργειας ακρίσεως με τα αέρια καθορίζουν την ένταση των εκροών.
  3. Ανάμειξη μετάλλων: Η τοπική ψύξη εξαρτάται από το πόσο γρήγορα διαχέονται τα μέταλλα, επηρεάζοντας σημαντικά τον μελλοντικό σχηματισμό αστεριών.

8. Γιατί η ανάδραση καθορίζει την πρώιμη κοσμική εξέλιξη

8.1 Κατευθυντικότητα σχηματισμού των πρώτων γαλαξιών

Η ανάδραση δεν είναι απλώς ένα παρεπόμενο φαινόμενο· είναι ο κύριος παράγοντας που εξηγεί πώς τα μικρά halos συνενώνονται και αναπτύσσονται σε αναγνωρίσιμους γαλαξίες. Οι εκροές από μια μεγάλη συσσώρευση αστεριών ή μια αναδυόμενη μαύρη τρύπα μπορούν να προκαλέσουν σημαντικές τοπικές αλλαγές στην αποδοτικότητα σχηματισμού αστεριών.

8.2 Έλεγχος του ρυθμού επανιονισμού

Εφόσον η ανάδραση ελέγχει τον αριθμό των αστεριών σε μικρά halos (και συνεπώς την ποσότητα των ιονίζοντων φωτονίων), συνδέεται στενά με την πορεία της επανιονισμού του Σύμπαντος. Σε ισχυρή ανάδραση, οι γαλαξίες μικρής μάζας μπορεί να σχηματίσουν λιγότερα αστέρια, επιβραδύνοντας την επανιονισμό· αν η ανάδραση είναι ασθενέστερη, πολλές μικρές δομές μπορούν να συμβάλουν σε ταχύτερη επανιονισμό.

8.3 Καθορισμός των συνθηκών για πλανητική και βιολογική εξέλιξη

Σε πλακόστερο κοσμικό επίπεδο, η ανάδραση καθορίζει την κατανομή των μετάλλων, και τα μέταλλα είναι απαραίτητα για το σχηματισμό πλανητών και, πιθανώς, για τη ζωή. Έτσι, τα πρώιμα επεισόδια ανάδρασης βοήθησαν το Σύμπαν όχι μόνο ενεργειακά, αλλά και χημικά, δημιουργώντας τις προϋποθέσεις για την ανάπτυξη ολοένα πιο σύνθετων αστροφυσικών δομών.

9. Προοπτική για το μέλλον

9.1 Παρατηρητήρια επόμενης γενιάς

  • JWST: Μελετώντας την εποχή της επανιονισμού, οι συσκευές υπέρυθρης ακτινοβολίας του JWST θα αποκαλύψουν περιοχές καλυμμένες με σκόνη, θα δείξουν τους ανέμους που προκαλούνται από εκρήξεις άστρων και την ανάδραση AGN στο πρώτο δισεκατομμύριο χρόνια.
  • Εξαιρετικά μεγάλοι τηλεσκόποι (ELT): Η φασματοσκοπία υψηλής ανάλυσης θα επιτρέψει ακόμη πιο λεπτομερή ανάλυση των χαρακτηριστικών των ανέμων και των εκροών (γραμμές μετάλλων) σε μεγάλο ερυθρό μετατόπιση.
  • SKA (Square Kilometre Array): Με τη μέθοδο τομογραφίας 21 cm ίσως καταφέρουμε να καταγράψουμε πώς επεκτάθηκαν οι ιονισμένες περιοχές υπό την επίδραση της ανάδρασης από άστρα και AGN.

9.2 Βελτιωμένες προσομοιώσεις και θεωρία

Προσομοιώσεις υψηλότερης ανάλυσης με βελτιωμένη φυσική (π.χ., καλύτερη αντιμετώπιση της σκόνης, της τυρβώδους ροής, των μαγνητικών πεδίων) θα επιτρέψουν βαθύτερη κατανόηση της πολυπλοκότητας της ανάδρασης. Η αρμονία θεωρίας και παρατηρήσεων υπόσχεται να βρει απαντήσεις σε κρίσιμα ερωτήματα — όπως ποια κλίμακα ανέμων θα μπορούσε να προκαλέσει μια μαύρη τρύπα σε πρώιμους νάνοι γαλαξίες ή πώς οι βραχυπρόθεσμες «εκρήξεις» άστρων άλλαζαν το κοσμικό δίκτυο.

10. Συμπέρασμα

Η πρώιμη ανάδραση — μέσω ακτινοβολίας, ανέμων και εκροών από supernova/AGN — λειτουργούσε ως κοσμικοί «φύλακες», καθορίζοντας τον ρυθμό σχηματισμού άστρων και την εξέλιξη των μεγάλων δομών. Η φωτοϊονισμός, που καταστέλλει την κατάρρευση γειτονικών halos, και οι ισχυρές εκροές, που φουσκώνουν ή συμπιέζουν τα αέρια, δημιούργησαν ένα πολύπλοκο μωσαϊκό θετικών και αρνητικών βρόχων ανάδρασης. Αν και αυτά τα φαινόμενα είναι σημαντικά σε τοπική κλίμακα, αντανακλούσαν επίσης στο αναπτυσσόμενο κοσμικό δίκτυο, επηρεάζοντας την επανιονισμό, τον χημικό εμπλουτισμό και την ιεραρχική ανάπτυξη των γαλαξιών.

Βασιζόμενοι σε θεωρητικά μοντέλα, προσομοιώσεις υψηλής ανάλυσης και ανακαλύψεις προηγμένων τηλεσκοπίων, οι αστρονόμοι εμβαθύνουν όλο και περισσότερο στο πώς αυτές οι πρώιμες διαδικασίες ανάδρασης οδήγησαν το Σύμπαν στην εποχή των φωτεινών γαλαξιών, δημιουργώντας τις προϋποθέσεις για πιο σύνθετες αστροφυσικές δομές, συμπεριλαμβανομένης της χημείας που απαιτείται για πλανήτες και ενδεχομένως ζωή.

Σύνδεσμοι και περαιτέρω ανάγνωση

  1. Ciardi, B., & Ferrara, A. (2005). “Οι Πρώτες Κοσμικές Δομές και οι Επιπτώσεις τους.” Space Science Reviews, 116, 625–705.
  2. Bromm, V., & Yoshida, N. (2011). «Οι Πρώτοι Γαλαξίες.» Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 49, 373–407.
  3. Muratov, A. L., et al. (2015). “Ρευστοί, αεριώδεις ροές στις προσομοιώσεις FIRE: γαλαξιακοί άνεμοι που προκαλούνται από την ανάδραση των αστέρων.” Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 454, 2691–2713.
  4. Dayal, P., & Ferrara, A. (2018). “Πρώιμη σχηματισμός γαλαξιών και οι ευρείες επιδράσεις του.” Physics Reports, 780–782, 1–64.
  5. Hopkins, P. F., et al. (2018). “FIRE-2 Προσομοιώσεις: Φυσική, Αριθμητικά και Μέθοδοι.” Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 480, 800–863.
Επιστροφή στο blog