III populiacijos žvaigždės: pirmoji Visatos karta

III populācijas zvaigznes: Visuma pirmā paaudze

Masīvas, metālu nesaturošas zvaigznes, kuru sprādzieni pievienoja smagākus elementus vēlākai zvaigžņu veidošanai

Uzskata, ka III populācijas zvaigznes ir pirmā zvaigžņu paaudze Visumā. Tās radās pirmajos dažos simtos miljonu gadu pēc Lielā sprādziena un spēlēja ļoti svarīgu lomu kosmiskās vēstures attīstībā. Atšķirībā no vēlākām zvaigznēm, kurām ir smagāki elementi (metāli), III populācijas zvaigznes bija gandrīz pilnībā sastāvošas no ūdeņraža un hēlija — Lielā sprādziena nukleosintēzes produktu, ar nelielām litija piemaisījumiem. Šajā rakstā apskatīsim, kāpēc III populācijas zvaigznes ir tik svarīgas, kā tās atšķiras no mūsdienu zvaigznēm un kā to iespaidīgie sprādzieni būtiski ietekmēja vēlākas zvaigznes un galaktiku veidošanos.

1. Kosmiskais apstākļiem: sākotnējā Visuma

1.1 Metālu daudzums (metalicitāte) un zvaigžņu veidošanās

Astronomijā jebkuru elementu, kas ir smagāks par hēliju, sauc par „metālu“. Tūlīt pēc Lielā sprādziena notikusī nukleosintēze radīja galvenokārt ūdeņradi (~75 % masas), hēliju (~25 %) un nelielus litija un berilija pēdas. Smagāki elementi (ogleklis, skābeklis, dzelzs u.c.) vēl nebija radušies. Tāpēc pirmās zvaigznes — III populācijas zvaigznes — praktiski nebija metālu. Šī gandrīz pilnīgā metālu neesamība būtiski ietekmēja to veidošanos, attīstību un galu galā sprādzienus.

1.2 Pirmo zvaigžņu laikmets

Pieņemts, ka III populācijas zvaigznes izgaismoja tumšo, neitrālo Visumu neilgi pēc kosmiskajiem „Tumšajiem laikmetiem“. Tās veidojās tumšās matērijas mini halojos (kuru masa ir aptuveni 105–106 M⊙) — agrīnajos gravitācijas „baseinos“ — un izraisīja kosmisko rītausmu: pāreju no tumša Visuma uz spīdošu zvaigžņu rašanos. Tās intensīvā ultravioletā starojuma un vēlākie supernovu sprādzieni uzsāka jonizācijas procesu un bagātināja starpgalaktisko vidi ar ķīmiskajiem elementiem (IGM).

2. III populācijas zvaigžņu veidošanās un īpašības

2.1 Dzesēšanas mehānismi metālu nesaturošā vidē

Vēlākās ēras zvaigžņu veidošanā ļoti svarīgus dzesēšanas kanālus veido metālu spektrālās līnijas (piemēram, dzelzs, skābekļa, oglekļa), kas palīdz gāzu mākoņiem atdzist un sadalīties fragmentos. Tomēr metālu nesaturošā vidē galvenie dzesēšanas veidi bija:

  1. Molekulārais ūdeņradis (H2): galvenais dzesētājs primārajos gāzu mākoņos, izstarojot enerģiju rotācijas-vibrācijas pārejās.
  2. Atomārais ūdeņradis: daļēja dzesēšana notika caur atomārā ūdeņraža elektroniskajām pārejām, bet tā bija mazāk efektīva.

Sakarā ar ierobežotām dzesēšanas iespējām (metālu neesamības dēļ) agrīnie gāzu mākoņi bieži nesadalījās lielās zvaigžņu kopās tik viegli kā vēlākās, metālu saturošās vidēs. Tāpēc šeit protzvaigznes masa parasti bija lielāka.

2.2 Īpaši liela masa

Simulācijas un teorētiskie modeļi liecina, ka III populācijas zvaigznes varēja būt ļoti masīvas, salīdzinot ar mūsdienu zvaigznēm. Prognozes svārstās no desmitiem līdz simtiem Saules masu (M⊙), un dažos modeļos pat tiek minēti vairāki tūkstoši M⊙. Galvenie iemesli:

  • Mazāka sadalīšanās: ierobežotas dzesēšanas apstākļos gāzu masa saglabājas lielāka, līdz veidojas viena vai vairākas protzvaigznes.
  • Neefektīva radiācijas atgriezeniskā saite: sākotnējā posmā liela zvaigzne var turpināt vielas pievilkšanu, jo metālu nesaturošas vides atgriezeniskā saite (kas ierobežo zvaigznes masu) darbojās citādi.

2.3 Dzīves ilgums un temperatūra

Masīvas zvaigznes ļoti ātri izdegina savu degvielu:

  • ~100 M⊙ zvaigzne dzīvo tikai dažus miljonus gadu — tas ir ļoti īss periods kosmiskajos mērogos.
  • Bez metāliem, kas palīdz regulēt iekšējos procesus, III populācijas zvaigznes, visticamāk, bija ar ļoti augstu virsmas temperatūru, intensīvi izstaroja ultravioletos starus, kas spēj jonizēt apkārtējo ūdeņradi un hēliju.

3. III populācijas zvaigžņu attīstība un nāve

3.1 Supernovas un elementu bagātināšana

Viens no spilgtākajiem III populācijas zvaigžņu raksturlielumiem ir to iespaidīgās “nāves”. Atkarībā no masas tās varēja beigt savu dzīvi ar dažāda veida supernovām:

  1. Pāru nestabilitātes supernova (PISN): Ja zvaigznes masa bija 140–260 M⊙, zvaigznes iekšienē ļoti augstas temperatūras ietekmē daļa gama fotonu pārvēršas elektron-pozitronu pāros, kas izraisa gravitācijas sabrukumu, kam seko sprādziens, pilnībā iznīcinot zvaigzni (melna cauruma neveidojas).
  2. Kodola sabrukuma supernova: Zvaigznes, kuru masa ir aptuveni 10–140 M⊙, varēja attīstīties pēc ierastā sabrukuma scenārija, pēc kura var palikt neitronzvaigzne vai melnā cauruma.
  3. Tiešā sabrukšana: Ļoti masīvu (>260 M⊙) zvaigžņu sabrukums varēja būt tik spēcīgs, ka uzreiz izveidoja melno caurumu, neizraisot lielu elementu izmešanas vilni.

Neatkarīgi no veida, pat vairāku III populācijas zvaigžņu supernovu materiāls (metāli: ogleklis, skābeklis, dzelzs u.c.) bagātināja vidi. Vēlākie gāzu mākoņi, pat ar nelielu šo smagāko elementu daudzumu, varēja daudz efektīvāk atdzesēt gāzes, tādējādi radot nosacījumus citai, jau ar nelielu metālu saturu zvaigžņu paaudzei (II populācija). Tieši šī ķīmiskā evolūcija vēlāk ļāva veidoties apstākļiem, līdzīgiem mūsu Saulei.

3.2 Melno caurumu veidošanās un agrīnie kvazāri

Dažas īpaši masīvas III populācijas zvaigznes varēja pārvērsties par “melnās cauruma sēklām”, kas, strauji augot (akrecijas vai saplūšanas ceļā), ātri kļuva par supermasīvām melnajām caurumiem, barojot kvazārus lielos sarkanajos nobīdes diapazonos. Viens no galvenajiem kosmoloģijas pētījumu jautājumiem ir – kā melnās caurumas spēja sasniegt miljonu vai miljardu Saules masu pirmajā miljardā gadu?

4. Astrofizikālais efekts agrīnajā Visumā

4.1 Ieguldījums rejonizācijā

III populācijas zvaigznes intensīvi izstaroja ultravioletos (UV) gaismu, kas spēj jonizēt neitrālo ūdeņradi un hēliju starpgalaktiskajā vidē. Kopā ar agrīnām galaktikām tās veicināja Visuma rejonizāciju, pārveidojot to no galvenokārt neitrālas (pēc Tumšo laikmetu) uz galvenokārt jonizētu pirmajā miljardā gadu laikā. Šis process radikāli mainīja kosmisko gāzu temperatūru un jonizācijas stāvokli, ietekmējot turpmākos struktūru veidošanās posmus.

4.2 Ķīmiskā bagātināšana

III populācijas supernovu radītie metāli atstāja milzīgu ietekmi:

  • Uzlabota dzesēšana: Pat neliels metālu daudzums (~10−6 Saules metalicitātes) var ievērojami uzlabot gāzu dzesēšanu.
  • Nākamās paaudzes zvaigznes: Ķīmiski bagātinātas gāzes intensīvāk sadalījās, ļaujot veidoties mazākas masas, ilgāk dzīvojošām zvaigznēm (sauktām par II populācijas, vēlāk I populācijas zvaigznēm).
  • Planētu veidošanās: Bez metāliem (īpaši oglekļa, skābekļa, silīcija, dzelzs) gandrīz neiespējami veidoties uz Zemi līdzīgām planētām. Tāpēc III populācijas zvaigznes netieši veicina planētu sistēmas un galu galā dzīvību, kādu pazīstam.

5. Tiešo pierādījumu meklējumi

5.1 III populācijas zvaigžņu atklāšanas izaicinājumi

Ir grūti atklāt tiešas III populācijas zvaigžņu pēdas:

  • Īslaicīgums: Tās dzīvoja tikai dažus miljonus gadu un izzuda pirms miljardiem gadu.
  • Augsta sarkanā nobīde: Veidojās pie z > 15, tāpēc to gaisma ir ļoti vāja un stipri "pavelkama" uz infrasarkano diapazonu.
  • Galaktiku saplūšana: Pat ja dažas teorētiski saglabājušās, tās aizēno vēlākas paaudzes zvaigznes.

5.2 Netiešās pēdas

Tā vietā, lai tieši atklātu III populācijas zvaigznes, astronomi meklē to pēdas:

  1. Ķīmiskā bagātuma modeļi: Metālu nabadzīgas zvaigznes Piena Ceļa halā vai pundurgalaktikās var rādīt neparastus elementu attiecību modeļus, kas atspoguļo III populācijas supernovu ietekmi.
  2. Liela attāluma GRB: Masīvas zvaigznes var izraisīt gamma staru uzliesmojumus (GRB) kolapsējot, kurus var atklāt kosmiskos attālumos.
  3. Supernovu pazīmes: Teleskopu pētījumi, meklējot īpaši spožas supernovas (piemēram, pāru nestabilitātes SNe) lielā sarkanā nobīdes diapazonā, iespējams, noķer III populācijas sprādzienus.

5.3 JWST un nākotnes observatoriju loma

Palaidot Jamesa Webba kosmisko teleskopu (JWST), astronomi ieguva bezprecedenta jutīgumu novērojumiem tuvajā infrasarkanajā diapazonā, palielinot iespējas atklāt ļoti tālas, ārkārtīgi vājās galaktikas, iespējams, ar III populācijas zvaigžņu kopām. Nākotnes misijas, tostarp jaunās paaudzes zemes un kosmosa teleskopi, vēl vairāk paplašinās šīs robežas.

6. Pašreizējie pētījumi un neatbildētie jautājumi

Lai gan izstrādāti daudzi teorētiskie modeļi, joprojām pastāv būtiski jautājumi:

  1. Masu sadalījums: Vai pastāvēja plašs III populācijas zvaigžņu masu spektrs, vai tās būtībā bija īpaši masīvas?
  2. Sākotnējie zvaigžņu veidošanās centri: Kā un kur tieši veidojās pirmās zvaigznes tumšās matērijas mini-halos, un vai šis process atšķīrās dažādiem halo?
  3. Ietekme uz jonizāciju: Cik precīzi III populācijas zvaigznes veicināja Visuma jonizāciju, salīdzinot ar agrīnajām galaktikām un kvazāriem?
  4. Melnās caurumu sēklas: Vai supermasīvas melnās caurums efektīvi veidojās no īpaši masīvām III populācijas zvaigznēm tiešā sabrukuma ceļā, vai nepieciešami citi modeļi?

Atbildes uz šiem jautājumiem prasa apvienot kosmoloģiskās simulācijas, novērojumu kampaņas (meklējot metālu nesaturošas halo zvaigznes, augstas sarkanās nobīdes kvazārus, gamma staru uzliesmojumus) un progresīvus ķīmiskās evolūcijas modeļus.

7. Secinājums

III populācijas zvaigznes veidoja visu vēlākās kosmiskās attīstības gaitu. Dzimis Visumā bez metāliem, tās, visticamāk, bija masīvas, īslaicīgas un varēja atstāt ilgstošu ietekmi — jonizējot apkārtni, radot pirmos smagākos elementus un veidojot melnās caurumu sēklas, kas kļuva par agrīno kvazāru barotnēm. Lai gan tās tieši nav novērotas, ķīmiskie “paraksti” saglabājušies senāko zvaigžņu sastāvā un plašā kosmiskā metālu izplatībā.

Šo jau izzudušo zvaigžņu populāciju pētījumi ir būtiski, lai izprastu agrīnās Visuma ēras, no kosmiskās rītausmas līdz galaktiku un kopu, ko redzam šodien, izcelsmi. Attīstoties nākotnes teleskopiem un dziļākai novērošanai lielos sarkanā nobīdes diapazonos, zinātnieki cer vēl skaidrāk atpazīt šo vairs neeksistējošo milžu — “pirmās gaismas” tumšajā Visumā — pēdas.

Saites un plašāka lasāmviela

  1. Abel, T., Bryan, G. L., & Norman, M. L. (2002). “Pirmās zvaigznes veidošanās Visumā.” Science, 295, 93–98.
  2. Bromm, V., Coppi, P. S., & Larson, R. B. (2002). “Pirmo zvaigžņu veidošanās. I. Primordiālais zvaigžņu veidošanās mākonis.” The Astrophysical Journal, 564, 23–51.
  3. Heger, A., & Woosley, S. E. (2002). “III populācijas nukleosintēzes paraksts.” The Astrophysical Journal, 567, 532–543.
  4. 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.
  5. Karlsson, T., Bromm, V., & Bland-Hawthorn, J. (2013). “Pregalaktiskā metālu bagātināšana: pirmo zvaigžņu ķīmiskās pazīmes.” Reviews of Modern Physics, 85, 809–848.
  6. Wise, J. H., & Abel, T. (2007). “Protogalaktiku veidošanās risinājums. III. Atgriezeniskā saite no pirmajām zvaigznēm.” The Astrophysical Journal, 671, 1559–1577.
Atgriezties emuārā