Grįžtamieji ryšiai: spinduliuotė ir žvaigždžių vėjai

Atsauksmes: starojums un zvaigžņu vēji

Kā agrīno zvaigžņu "sprādziena" (starburst) reģioni un melnie caurumi regulēja turpmāko zvaigžņu veidošanos

Agrīnajā kosmiskās rītausmas periodā pirmās zvaigznes un aizmetņveida melnie caurumi nebija tikai pasīvi Visuma iedzīvotāji. Tās spēlēja aktīvu lomu, ievadot apkārtējā vidē lielu enerģijas un starojuma daudzumu. Šie procesi, kopumā saukti par atgriezeniskajām saitēm (feedback), būtiski ietekmēja zvaigžņu veidošanās ciklu — kavējot vai veicinot tālāku gāzu sabrukumu dažādās vietās. Šajā rakstā mēs aplūkojam, kā starojums, vēji un izplūdes (outflows) no agrīno zvaigžņu "sprādziena" reģioniem un veidojošajiem melnajiem caurumiem noteica galaktiku attīstību.

1. Sākotnējais fons: pirmie gaismas avoti

1.1 No Tumšajiem laikmetiem līdz Apgaismojumam

Pēc Visuma Tumšo laikmetu (rekombinācijas epoha, kad nebija spilgtu gaismas avotu), III populācijas zvaigznes parādījās mini haloes, kur bija tumšā matērija un primārās gāzes. Bieži šīs zvaigznes bija ļoti masīvas un ārkārtīgi karstas, intensīvi starojot ultravioletā gaismā. Aptuveni tajā pašā laikā vai drīz pēc tam supermasīvo melno caurumu (SMBH) aizmetņi varēja sākt veidoties — iespējams, tieši kolapsa ceļā vai no masīvu III populācijas zvaigžņu atliekām.

1.2 Kāpēc atgriezeniskā saite ir svarīga?

Paplašinātajā Visumā zvaigžņu veidošanās notiek, kad gāzes spēj atdzist un gravitacionāli sabrukt. Tomēr, ja vietējie enerģijas avoti — zvaigznes vai melnie caurumi — pārtrauc gāzu mākoņu integritāti vai palielina to temperatūru, nākotnes zvaigžņu veidošanās var tikt apslāpēta vai aizkavēta. No otras puses, noteiktos apstākļos triecienviļņi un izvadi var saspiest gāzu reģionus, veicinot jaunu zvaigžņu veidošanos. Šo pozitīvo un negatīvo atgriezenisko saišu izpratne ir ļoti svarīga, lai radītu reālistisku agrīnās galaktiku veidošanās ainu.

2. Starojuma atgriezeniskā saite

2.1 Jonizējošie fotoni no masīvām zvaigznēm

Masīvas, bezmetālu III populācijas zvaigznes radīja spēcīgus Lymana kontinuuma fotonus, kas varēja jonizēt neitrālo ūdeņradi. Tādējādi tās apkārt veidoja H II reģionus — jonizētus burbuļus:

  1. Uzkaršana un spiediens: Jonizētās gāzes sasniedz aptuveni ~104 K, izceļoties ar augstu termodinamisko spiedienu.
  2. Fotoiztvaikošana: Apkārt esošie neitrālie gāzu mākoņi var tikt „iztvaicēti“, kad jonizējošie fotoni atdala elektronus no ūdeņraža atomiem, sildot un izkliedējot tos.
  3. Apslāpēšana vai veicināšana: Mazos mērogos fotojonizācija var apslāpēt fragmentāciju, palielinot lokālo Džinsa masu, bet lielākos mērogos jonizācijas frontes var veicināt blakus neitrālo mākoņu saspiestību, tādējādi uzsākot zvaigžņu veidošanos.

2.2 Lyman–Werner starojums

Agrīnajā Visumā Lyman–Werner (LW) fotoni ar enerģiju 11,2–13,6 eV bija svarīgi molekulārā ūdeņraža (H2) iznīcināšanā, kas bija galvenais dzesētājs zemas metālu vides apstākļos. Ja agrīnā zvaigžņu reģionā vai dzimstošā melnajā caurumā tika izstaroti LW fotoni:

  • H2 iznīcināšana: Ja H2 tiek iznīcināts, gāzēm kļūst grūti atdzist.
  • Zvaigžņu veidošanās aizkave: Zaudējot H2, apkārtējās mini-halo var apslāpēt gāzu sabrukšanu, aizkavējot jaunu zvaigžņu veidošanos.
  • „Starphalo“ efekts: LW fotoni var ceļot lielos attālumos, tāpēc viens spožs avots var ietekmēt zvaigžņu veidošanos blakus haloes.

2.3 Rejonizācija un plaša mēroga uzkaršana

Aptuveni pie z ≈ 6–10, agrīno zvaigžņu un kvazāru kopējā starojuma rejonizēja starpgalaktisko vidi (IGM). Šī procesa laikā:

  • IGM uzkaršana: Vienreiz jonizētais ūdeņradis sasniedz aptuveni ~104 K, palielinot minimālo haloes masas slieksni, kas nepieciešams gravitācijai gāzu noturēšanai.
  • Galaktiku augšanas palēnināšana: Mazas masas halo vairs nespēj noturēt pietiekami daudz gāzu, lai veidotos zvaigznes, tādēļ zvaigžņu veidošanās pāriet uz masīvākiem veidojumiem.

Tātad rejonizācija darbojas kā liela mēroga atgriezeniskā saite, pārvēršot Visumu no neitrālas, vēsas telpas uz jonizētu, siltāku vidi un mainot nākotnes zvaigžņu veidošanās apstākļus.

3. Zvaigžņu vēji un supernovas

3.1 Masīvo zvaigžņu vēji

Pat pirms zvaigznēm eksplodē supernovās, tās var izstarot spēcīgus zvaigžņu vējus. Masīvas metālu nesaturošas (III populācijas) zvaigznes varēja izrādīt nedaudz atšķirīgas vēja īpašības nekā mūsdienu metālu bagātās zvaigznes, taču pat pie zema metalizācijas līmeņa iespējami spēcīgi vēji, īpaši ļoti masīvām vai rotējošām zvaigznēm. Šie vēji var:

  • Izstumt gāzes no mini-halo: Ja haloa gravitācijas potenciāls ir vājāks, vēji var izpūst ievērojamu daļu gāzu.
  • Radīt “burbuļus”: Zvaigžņu vēja “burbuļi” izveido dobumus starpzvaigžņu vidē, mainot zvaigžņu veidošanās ātrumu.

3.2 Supernovu eksplozijas

Masīvām zvaigznēm beidzot dzīvi, kodola sabrukuma vai pāru nestabilitātes supernovas atbrīvo milzīgu kinētiskās enerģijas daudzumu (~1051 erg parastam kodola sabrukumam, iespējams vēl vairāk pāru nestabilitātes gadījumā). Tātad:

  • Triecienviļņi: Tie virzās uz āru, sakarsējot un, iespējams, apturot turpmāku gāzu sabrukumu.
  • Ķīmiskais bagātinājums: Izmesti tikko sintētizēti smagāki elementi, būtiski mainot ISM ķīmiju. Metāli uzlabo dzesēšanu, tādējādi veicinot mazākas masas zvaigžņu veidošanos nākotnē.
  • Galaktiku izvadi: Lielākos halo vai veidojošās galaktikās atkārtotas supernovas var radīt plašākus izvadi, izmetot vielu tālu starpgalaktiskajā telpā.

3.3 Pozitīva pret negatīvu atgriezenisko saiti

Lai gan supernovu triecienviļņi var izkliedēt gāzes (negatīva atgriezeniskā saite), tie arī var saspiezt apkārtējos mākonus, veicinot gravitācijas sabrukumu (pozitīva atgriezeniskā saite). Konkrēts rezultāts ir atkarīgs no vietējiem apstākļiem — gāzu blīvuma, haloa masas, triecienviļņa ģeometrijas utt.

4. Agrīno melno caurumu atgriezeniskā saite

4.1 Akrecijas spožums un vēji

Bez zvaigžņu atgriezeniskās saites, akrecējošie melnie caurumi (īpaši attīstoties kvazāros vai AGN) izraisa spēcīgu atgriezenisko ietekmi caur starojuma spiedienu un vējiem:

  • Starojuma spiediens: Ātra masas krišana melnajā caurumā efektīvi pārvērš masu enerģijā, izstarojot intensīvus X starus un UV viļņus. Tas var jonizēt vai sakarsēt apkārtējās gāzes.
  • AGN izvadi: Kvazāru vēji un strūklas var "izpūst" gāzes pat vairāku kiloparseku mērogā, kontrolējot zvaigžņu veidošanos galvenajā galaktikā.

4.2 Kvazāru un proto-AGN aizmetņi

Pirmajā posmā melno caurumu sēklas (piemēram, III populācijas zvaigžņu atliekas vai tiešā sabrukuma melnās caurums) varbūt nebija pietiekami spožas, lai dominētu atgriezenisko ietekmi ārpus mini haloja robežām. Tomēr, augot akrecijas vai saplūšanas ceļā, dažas var kļūt pietiekami spožas, lai būtiski ietekmētu IGM. Agrīnie kvazāru tipa avoti:

  • Veicina rejonizāciju: Cietāka akrecējošo melno caurumu starojuma ietekme var vairāk jonizēt hēliju un ūdeņradi lielākā attālumā.
  • Nomāc vai veicina zvaigžņu veidošanos: Spēcīgi izvadi vai strūklas var izpūst vai saspiest gāzes apkārtējos zvaigžņu veidošanās mākoņos.

5. Plašā agrīnās atgriezeniskās saites ietekme

5.1 Galaktiku augšanas regulēšana

Kopējā zvaigžņu populāciju un melno caurumu atgriezeniskā saite nosaka galaktikas "bārijonu ciklu" — t.i., cik daudz gāzu paliek, cik ātri tās atdziest un kad tās tiek izpūstas:

  • Gāzu ieplūdes nomākšana: Ja izvadi vai radiācijas apsildīšana neļauj gāzēm palikt, zvaigžņu veidošanās paliek vāja.
  • Ceļš uz lielākiem halojem: Laika gaitā veidojas masīvāki haloji ar dziļāku gravitācijas potenciālu, kas spēj noturēt gāzes pat ar atgriezenisko saiti.

5.2 Kosmiskā tīkla bagātināšana

Supernovu un AGN dzinēti vēji var nogādāt metālus kosmiskajā tīklā, izplatot tos šķiedru un tukšumu mērogā. Tas nodrošina, ka vēlāk veidojošās galaktikas jau sastop nedaudz bagātinātas gāzes.

5.3 Rejonizācijas ātruma un struktūras noteikšana

Novērojumi liecina, ka rejonizācija visticamāk notika plankumainā veidā, ar jonizētiem "burbuļiem", kas izplešas ap agrīno zvaigžņu halojām un AGN centriem. Atgriezeniskās saites — īpaši no spožiem avotiem — būtiski ietekmē, cik ātri un vienmērīgi IGM kļūst jonizēta.

6. Novērojumu pierādījumi un dati

6.1 Metālu nabadzīgās galaktikas un pundurgalaktikas

Mūsdienu astronomi pēta vietējās analoģijas — piemēram, metālu trūkstošās pundurgalaktikas — lai saprastu, kā atgriezeniskā saite ietekmē zemas masas sistēmas. Daudzviet novēro intensīvus zvaigžņu "sprādzienus", kas izpūš lielu daļu starpzvaigžņu vielas. Tas ir līdzīgi iespējamam scenārijam agrīnajos mini halojos, sākoties supernovu ietekmei.

6.2 Kvazāru un gamma staru zibšņu (GRB) novērojumi

Gamma staru zibšņi, kas rodas no masīvu zvaigžņu sabrukumiem lielā sarkanā nobīdes diapazonā, var palīdzēt pētīt apkārtējās gāzes saturu un jonizācijas līmeni. Tikmēr kvazāru absorbcijas līnijas dažādās sarkanajās nobīdēs parāda metālu daudzumu un temperatūru IGM, ļaujot novērtēt, cik daudz zvaigžņu izraisīti izvadi ietekmēja apkārtējās telpas.

6.3 Emisijas līniju marķieri

Spektrālās iezīmes (piemēram, Laimana alfa emisija, metālu līnijas kā [O III], C IV) palīdz atklāt vēju vai superburbuļu klātbūtni lielā sarkanā nobīdes galaktikās. Džeimsa Webba kosmiskais teleskops (JWST) spēj daudz skaidrāk detektēt šīs pazīmes pat vājās agrīnās galaktikās.

7. Simulācijas: no mini-halojiem līdz kosmiskajiem mērogiem

7.1 Hidrodinamika + starojuma pārnese

Jaunas paaudzes kosmoloģiskās simulācijas (piemēram, FIRE, IllustrisTNG, CROC) apvieno hidrodinamiku, zvaigžņu veidošanos un starojuma pārnesi, lai varētu konsekventi modelēt atgriezenisko saiti. Tas ļauj zinātniekiem:

  • Noteikt, kā masīvu zvaigžņu un AGN jonizējošā starojuma mijiedarbība ar gāzēm notiek dažādos mērogos.
  • Fiksēt izvadu rašanos, to izplatīšanos un ietekmi uz turpmāko gāzu akreciju.

7.2 Modeļa pieņēmumu jutīgums

Rezultāti būtiski mainās atkarībā no:

  1. Zvaigžņu sākotnējo masu funkcija (IMF): Masu sadalījums (slīpums, robežas) nosaka, cik daudz veidosies masīvu zvaigžņu, cik daudz tiks izstarota enerģija vai supernovu.
  2. AGN atgriezeniskās saites receptes: Dažādas akrecijas enerģijas mijiedarbības ar gāzēm metodes nosaka dažādu izvadu intensitāti.
  3. Metālu sajaukšanās: No tā, cik ātri metāli izplatās, ir atkarīgs vietējais dzesēšanas laiks, kas būtiski ietekmē turpmāko zvaigžņu veidošanos.

8. Kāpēc atgriezeniskā saite nosaka agrīno kosmisko attīstību

8.1 Pirmo galaktiku veidošanās virzienīgums

Atgriezeniskā saite nav tikai blakusefekts; tā ir galvenais faktors, kas izskaidro, kā mazi haloji savienojas un aug atpazīstamās galaktikās. Vienas masīvas zvaigžņu kopas vai veidojošās melnās cauruma izvadi var izraisīt būtiskas vietējās izmaiņas zvaigžņu veidošanās efektivitātē.

8.2 Rejonizācijas ātruma vadība

Tā kā atgriezeniskā saite kontrolē zvaigžņu skaitu mazos halojos (tātad arī jonizējošo fotonu daudzumu), tā ir cieši saistīta ar Visuma rejonizācijas gaitu. Spēcīgas atgriezeniskās saites gadījumā zemas masas galaktikas var veidot mazāk zvaigžņu, palēninot rejonizāciju; ja atgriezeniskā saite ir vājāka, daudzas mazas sistēmas var veicināt ātrāku rejonizāciju.

8.3 Nosacījumu planētu un bioloģiskajai evolūcijai noteikšana

Plašākā kosmiskā mērogā atgriezeniskā saite nosaka metālu sadalījumu, un metāli ir būtiski planētu veidošanai un, iespējams, dzīvībai. Tādējādi agrīnie atgriezeniskās saites epizodi palīdzēja Visumam ne tikai enerģētiski, bet arī ķīmiski, radot apstākļus arvien sarežģītāku astrofizikas struktūru attīstībai.

9. Nākotnes perspektīva

9.1 Nākamās paaudzes observatorijas

  • JWST: pētot rejonizācijas laikmetu, JWST infrasarkano staru instrumenti ļaus atklāt putekļiem aizsegtas zonas, parādīs zvaigžņu sprādzienu radītos vējus un AGN atgriezenisko saiti pirmajā miljardā gadu.
  • Ļoti lieli teleskopi (ELT): augstas izšķirtspējas spektroskopija ļaus vēl detalizētāk analizēt vēja un plūsmu pazīmes (metālu līnijas) lielā sarkanā nobīdes diapazonā.
  • SKA (Square Kilometre Array): 21 cm tomogrāfijas metode varētu ļaut fiksēt, kā izplatījās jonizētās zonas, ietekmējot zvaigžņu un AGN atgriezenisko saiti.

9.2 Uzlabotas simulācijas un teorija

Augstas izšķirtspējas simulācijas ar uzlabotu fiziku (piemēram, labāka putekļu, turbulences, magnētisko lauku modelēšana) ļaus dziļāk izprast atgriezeniskās saites sarežģītību. Teorijas un novērojumu saskaņa sola atbildes uz aktuāliem jautājumiem — piemēram, kāda mēroga vēji varēja rasties melno caurumu agrīnās pundurgalaktikās vai kā īslaicīgi zvaigžņu “sprādzieni” mainīja kosmisko tīklu.

10. Secinājums

Agrīno laiku atgriezeniskā saite — caur starojumu, vējiem un supernovu/AGN plūsmām — darbojās kā kosmiski “vārti”, nosakot zvaigžņu veidošanās un lielo struktūru attīstības ritmu. Fotojonizācija, kas kavē kaimiņu halu sabrukšanu, un spēcīgas plūsmas, kas izpūš vai saspiest gāzes, radīja sarežģītu pozitīvu un negatīvu atgriezeniskās saites cilpu mozaīku. Lai gan šie procesi ir nozīmīgi lokālā mērogā, tie arī atspoguļojās attīstošajā kosmiskajā tīklā, ietekmējot rejonizāciju, ķīmisko bagātināšanu un hierarhisku galaktiku augšanu.

Izmantojot teorētiskos modeļus, augstas izšķirtspējas simulācijas un progresīvus teleskopu atklājumus, astronomi arvien dziļāk pēta, kā šie agrīnie atgriezeniskās saites procesi noveda Visumu uz spožu galaktiku laikmetu, radot apstākļus vēl sarežģītākiem astrofizikas veidojumiem, tostarp ķīmijai, kas nepieciešama planētām un iespējams dzīvībai.

Saites un papildu lasījumi

  1. Ciardi, B., & Ferrara, A. (2005). “Pirmās kosmiskās struktūras un to ietekme.” Space Science Reviews, 116, 625–705.
  2. Bromm, V., & Yoshida, N. (2011). “Pirmās galaktikas.” Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 49, 373–407.
  3. Muratov, A. L., et al. (2015). “Vējaini, gāzveida plūsmas FIRE simulācijās: galaktiku vēji, ko vada zvaigžņu atgriezeniskā saite.” Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 454, 2691–2713.
  4. Dayal, P., & Ferrara, A. (2018). “Agrīnā galaktiku veidošanās un tās plaša mēroga ietekme.” Physics Reports, 780–782, 1–64.
  5. Hopkins, P. F., et al. (2018). “FIRE-2 simulācijas: fizika, skaitļošana un metodes.” Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 480, 800–863.
Atgriezties emuārā