Ankstyvieji mini-halai ir protogalaktikos

Agrīnie mini haloi un protogalaktikas

Kā pirmās galaktikas dzima mazos, tumšās matērijas „halos”

Krietni agrāk nekā dižie spirāļi vai milzīgās eliptiskās galaktikas pastāvēja mazākas un vienkāršākas struktūras agrīnā kosmiskā laika rītā. Šīs primitīvās struktūras — mini haloi un protogalaktikas — veidojās gravitācijas bedrēs, ko radīja tumšā matērija. Tā viņi sagatavojās kļūt par pamatu turpmākai visu galaktiku attīstībai. Šajā rakstā apskatīsim, kā šie agrīnie haloi sarāvās, piesaistīja gāzes un kļuva par vietu pirmajām zvaigznēm un kosmiskās struktūras aizmetņiem.

1. Visums pēc rekombinācijas

1.1 Ieeja Tumšajos laikmetos

Aptuveni 380 000 gadu pēc Lielā sprādziena Visums atdzisa tik daudz, ka brīvie elektroni un protoni varēja savienoties neitrālā ūdeņraža veidā — šo posmu sauc par rekombināciju. Fotonus, kas vairs netika izkliedēti no brīvajiem elektroniem, kļuva brīvi ceļot, radot kosmisko mikroviļņu fonu (KMF) un atstājot jauno Visumu būtībā tumšu. Bez izveidojušām zvaigznēm šo laikmetu sauc par Tumšajiem laikmetiem.

1.2 Blīvuma svārstību pieaugums

Neskatoties uz kopējo tumsu, Visums šajā periodā saturēja nelielas blīvuma svārstības — inflācijas palieku tumšās un barioniskās matērijas formā. Laika gaitā gravitācija pastiprināja šīs svārstības, tāpēc blīvākās vietas piesaistīja vairāk masas. Galu galā nelieli tumšās matērijas koncentrāti kļuva gravitācijas saistīti, veidojot pirmos halus. Šādām struktūrām, kuru masa ir apmēram 105–106 M⊙, bieži lieto terminu mini haloi.

2. Tumšā matērija kā galvenais karkass

2.1 Kāpēc tumšā matērija ir svarīga?

Mūsdienu kosmoloģijā tumšā matērija masas ziņā piecas reizes pārsniedz parasto barionisko matēriju. Tā nesūta starojumu un mijiedarbojas galvenokārt gravitācijas ceļā. Tā kā tumšā matērija nejūt starojuma spiedienu tāpat kā barioniskā matērija, tā sāka koncentrēties agrāk, veidojot gravitācijas baseinus, kuros vēlāk sabruka gāzes.

2.2 No maza uz lielu (hierarhiska izaugsme)

Struktūra „no apakšas uz augšu" veidojas saskaņā ar standarta ΛCDM modeli:

  1. Pirmkārt sabrūk mazi haloi, pēc tam tie saplūst lielākās struktūrās.
  2. Saplūšanas veido arvien lielākus un karstākus halus, kas var saturēt arvien plašāku zvaigžņu masu.

Mini haloi ir tādi kā pirmā pakāpe uz arvien lielākām struktūrām, tostarp pundurgalaktikām, lielākām galaktikām un kopām.

3. Gāzu atdzišana un sabrukums: mini halu gāzes

3.1 Dzesēšanas nepieciešamība

Lai gāzes (galvenokārt ūdeņradis un hēlijs šādā agrīnā fāzē) varētu kondensēties un veidot zvaigznes, tām jāspēj efektīvi atdzist. Ja gāzes ir pārāk karstas, to spiediens līdzsvaro gravitācijas pievilkšanu. Agrīnajā Visumā, bez metāliem un tikai ar nelielām litija piemaisījām, dzesēšanas ceļi bija ierobežoti. Galvenais dzesētājs bieži bija molekulārais ūdeņradis (H2), kas veidojās noteiktos apstākļos primitīvā gāzu vidē.

3.2 Molekulārais ūdeņradis: atslēga mini halu sabrukumam

  • Veidošanās mehānismi: Atlikušās brīvās elektroni (pēc daļējas jonizācijas) veicināja H2 veidošanos.
  • Zemas temperatūras dzesēšana: H2 rotācijas-vibrācijas pārejas ļāva gāzēm izstarot siltumu, samazinot to temperatūru līdz dažiem simtiem kelvinu.
  • Fragmentācija blīvās kodolās: Atdzisušās gāzes grimsa dziļi halu gravitācijas baseinos, veidojot blīvus centrus — protazvaigžņu kodolus, kuros vēlāk dzima III populācijas zvaigznes.

4. Pirmo zvaigžņu (III populācijas) dzimšana

4.1 Primārā zvaigžņu veidošanās

Bez iepriekšējām zvaigžņu populācijām mini halu gāzes bija gandrīz bez smagākiem elementiem (astronomijā to sauc par “metāliskumu”). Šādos apstākļos:

  • Liela masa: Vājākas dzesēšanas un mazākas gāzu fragmentācijas dēļ pirmās zvaigznes varēja būt ļoti masīvas (no daždesmit līdz vairākiem simtiem Saules masu).
  • Intensīva UV starojums: Masīvas zvaigznes izstaroja spēcīgu UV plūsmu, kas varēja jonizēt apkārtējo ūdeņradi, tā ietekmējot turpmāko zvaigžņu veidošanos tajā halā.

4.2 Masīvo zvaigžņu atgriezeniskā saite

Masīvas III populācijas zvaigznes parasti dzīvoja tikai dažus miljonus gadu, līdz tās galu galā eksplodēja kā supernovas vai pat pāru nestabilitātes supernovas (ja masa pārsniedza ~140 M⊙). Šo notikumu enerģijai bija divējāds efekts:

  1. Gāzu traucējumi: Triecienviļņi karsēja un dažkārt izpūta gāzes no mini haliem, tā ierobežojot papildu zvaigžņu veidošanos vietējā mērogā.
  2. Ķīmiskā bagātināšana: Supernovu izmestie smagākie elementi (C, O, Fe) bagātināja vidi. Pat neliels to daudzums būtiski mainīja turpmāko zvaigžņu veidošanās gaitu, ļaujot efektīvāk atdzist gāzēm un veidot mazākas masas zvaigznes.

5. Protogalaktikas: saplūšana un augšana

5.1 Ārpus mini halu robežām

Laika ejot, mini haloi saplūda vai piesaistīja papildu masu, veidojot lielākas struktūras — protogalaktikas. To masa sasniedza 107–108 M⊙ vai vairāk, virālais temperatūra bija augstāka (~104 K), tāpēc bija iespējams atomārā ūdeņraža dzesēšana. Protogalaktikās tādēļ notika vēl intensīvāka zvaigžņu veidošanās:

  • Sarežģītāka iekšējā dinamika: Palielinoties halas masai, gāzu plūsma, griešanās un atgriezeniskā saite kļuva daudz sarežģītāka.
  • Iespējamās agrīnās diska struktūras: Dažos gadījumos, gāzēm griežoties, varēja veidoties sākotnējās plakanās struktūras, līdzīgas mūsdienu spirāļu aizmetņiem.

5.2 Rejonizācija un plašāka ietekme

Protogalaktikas, pastiprinātas ar nesen veidojošām zvaigznēm, izstarotu ievērojamu jonizējošā starojuma daļu, kas palīdzēja pārveidot neitrālo starpgalaktisko ūdeņradi jonizētā stāvoklī (rejonizācija). Šī fāze, aptverot sarkanos nobīdes apmēram z ≈ 6–10 (vai pat lielākus), ir īpaši svarīga, jo veidoja lielmēroga vidi, kurā vēlākas galaktikas attīstījās.

6. Mini halu un protogalaktiku novērojumi

6.1 Lielā sarkanā nobīdes izaicinājumi

Šie agrīnākie veidojumi izveidojās pie ļoti lieliem sarkaniem nobīžiem (z > 10), attiecīgi tikai dažus simtus miljonu gadu pēc Lielā sprādziena. To gaisma ir:

  • Vāja
  • Ļoti nobīdīta uz infrasarkano vai vēl garākām viļņu garumiem
  • Īslaicīga, jo tā ātri mainās spēcīgas atgriezeniskās saites dēļ

Tādēļ tieša mini halu novērošana joprojām ir sarežģīta pat jaunākās paaudzes ierīcēm.

6.2 Netiešie pierādījumi

  1. Vietējie "fosiliji": Īpaši vājās pundurgalaktikas Vietējā Grupā var saturēt paliekas vai ķīmiskus pazīmes, kas liecina par mini halu pagātni.
  2. Metālu nabadzīgās halas zvaigznes: Dažas Piena Ceļa halas zvaigznes ir ar ļoti zemu metālizāciju un raksturīgiem elementu attiecību profiliem, kas var liecināt par III populācijas supernovu bagātinājumu mini halu vidē.
  3. 21 cm līnijas novērojumi: LOFAR, HERA un topošais SKA cenšas atklāt neitrālā ūdeņraža sadalījumu pēc 21 cm līnijas, potenciāli atklājot mazmēroga struktūru tīklu Tumšo laikmetu un kosmiskās rītausmas periodā.

6.3 JWST un nākotnes teleskopu loma

Jamesa Webba kosmiskais teleskops (JWST) ir izveidots, lai atklātu vājās infrasarkanās emisijas pie lieliem sarkano nobīžu, ļaujot rūpīgāk pētīt agrīnās galaktikas, kas bieži vien ir tikai nedaudz attīstītākas par mini halām. Pat ja pilnībā izolētas mini halas būs grūti novērot, JWST dati atklās, kā nedaudz lielākas halas un protogalaktikas ietekmē, palīdzot izprast pāreju no ļoti mazas uz nobriedušāku sistēmu.

7. Vismodernākās simulācijas

7.1 N-korpu un hidrodinamiskās metodes

Lai detalizēti izprastu mini halu īpašības, zinātnieki apvieno N-korpu simulācijas (kas novēro tumšās matērijas gravitācijas sabrukumu) ar hidrodinamiku (gāzu fiziku: dzesēšana, zvaigžņu veidošanās, atgriezeniskā saite). Šādas simulācijas rāda:

  • Pirmie haloi sabrūk pie z ~ 20–30, kas atbilst KMF datu ierobežojumiem.
  • Spēcīgas atgriezeniskās saites cilpas sāk darboties tiklīdz veidojas viena vai vairākas masīvas zvaigznes, ietekmējot zvaigžņu veidošanos tuvumā esošajos haloi.

7.2 Būtiskie izaicinājumi

Neskatoties uz milzīgu skaitļošanas jaudas pieaugumu, mini halu simulācijām ir nepieciešama ļoti augsta izšķirtspēja, lai pareizi atveidotu molekulārā ūdeņraža dinamiku, zvaigžņu atgriezenisko saiti un iespējamo gāzu sadalīšanos. Nelielas atšķirības modelējot izšķirtspējas līmeni vai atgriezeniskās saites parametrus var būtiski ietekmēt rezultātus, piemēram, zvaigžņu veidošanās efektivitāti vai bagātināšanas līmeni.

8. Kosmisko mini halu un protogalaktiku nozīme

  1. Galaktiku izaugsmes pamats
    • Šie agrīnie “pionieri” uzsāka pirmo ķīmisko bagātināšanos un radīja nosacījumus efektīvākai zvaigžņu veidošanai vēlākos, masīvākos haloi.
  2. Agrīnie gaismas avoti
    • Lielas masas III populācijas zvaigznes mini haloiem veicināja jonizējošo fotonu plūsmu, kas palīdzēja Visuma jonizācijai.
  3. Sarežģītības aizmetņi
    • Saskarsme starp tumšās matērijas gravitācijas bedre, gāzu dzesēšanu un zvaigžņu atgriezenisko saiti atspoguļo procesu, kas vēlāk atkārtojas lielākā mērogā, veidojot galaktiku kopas un superskopas.

9. Secinājums

Mini haloi un protogalaktikas iezīmē pirmos soļus pretī lieliskajām galaktikām, kuras novērojam mūsdienu kosmosā. Veidojušies drīz pēc rekombinācijas un uzturēti ar molekulārā ūdeņraža dzesēšanu, šie mazie haloi izveidoja pirmās zvaigznes (III populācijas), kuru supernovas veicināja agrīnu ķīmisko bagātināšanos. Laika gaitā halu saplūšana radīja protogalaktikas, kur jau notika sarežģītāka zvaigžņu veidošanās un sākās Visuma jonizācija.

Lai gan šīs īslaicīgās struktūras ir grūti tieši noteikt, apvienojot augstas izšķirtspējas simulācijas, ķīmisko elementu izpēti un inovatīvus teleskopus, piemēram, JWST, kā arī nākotnes SKA, zinātnieki arvien vairāk atver logu uz šo veidojošo Visuma periodu. Izprast mini halu nozīmi nozīmē saprast, kā Visums kļuva gaišs un kā veidojās milzīgais kosmiskais tīkls, kurā dzīvojam.

Saites un plašāka lasāmviela

  1. Bromm, V., & Yoshida, N. (2011). “Pirmās galaktikas.” Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 49, 373–407.
  2. Abel, T., Bryan, G. L., & Norman, M. L. (2002). “Pirmās zvaigznes veidošanās Visumā.” Science, 295, 93–98.
  3. Greif, T. H. (2015). “Pirmo zvaigžņu un galaktiku veidošanās.” Computational Astrophysics and Cosmology, 2, 3.
  4. Yoshida, N., Omukai, K., Hernquist, L., & Abel, T. (2006). “Primāro zvaigžņu veidošanās ΛCDM Visumā.” The Astrophysical Journal, 652, 6–25.
  5. Chiaki, G., et al. (2019). “Īpaši metāli nabadzīgo zvaigžņu veidošanās, ko izraisījuši supernovu šoki metālu brīvās vidēs.” Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 483, 3938–3955.
Atgriezties emuārā