Kā ultravioletā gaisma no pirmajām zvaigznēm un galaktikām atkal jonizēja ūdeņradi, padarot Visumu caurspīdīgu
Kosmiskajā vēsturē rejonizācija iezīmē Tumšo laikmetu beigas – periodu pēc rekombinācijas, kad Visums bija piepildīts ar neitrāliem ūdeņraža atomiem, un spožu avotu (zvaigžņu, galaktiku) vēl nebija. Kad sāka spīdēt pirmās zvaigznes, galaktikas un kvazāri, to augstas enerģijas (galvenokārt ultravioletās) fotoni jonizēja apkārtējo ūdeņraža gāzes mākoni, pārvēršot neitrālo starpgalaktisko vidi (IGM) stipri jonizētā plazmā. Šis fenomens, saukts par kosmisko rejonizāciju, būtiski mainīja Visuma lielā mēroga caurspīdīgumu un sagatavoja skatu mūsu pazīstamajam, gaismu piepildītajam Visumam.
Šajā rakstā apskatīsim:
- Neitrālais Visums pēc rekombinācijas
- Pirmā gaisma: III populācijas zvaigznes, agrīnās galaktikas un kvazāri
- Jonizācijas process un burbuļu veidošanās
- Laika gaitas un novērojumu pierādījumi
- Neatbildētie jautājumi un pašreizējie pētījumi
- Rejonizācijas nozīme mūsdienu kosmoloģijā
2. Neitrālais Visums pēc rekombinācijas
2.1 Tumšie laikmeti
Aptuveni no 380 000 gadiem pēc Lielā sprādziena (kad notika rekombinācija) līdz pirmajiem gaismas avotiem (aptuveni pēc 100–200 milj. gadiem) Visums lielākoties bija neitrāls, sastāvēja no ūdeņraža un hēlija, kas palikuši no Lielā sprādziena nukleosintēzes. Šo periodu sauc par Tumšajiem laikmetiem, jo bez zvaigznēm vai galaktikām nebija nozīmīgu jaunu gaismas avotu, izņemot atdziestošo kosmisko mikroviļņu fonu (KMF).
2.2 Neitrāla ūdeņraža dominēšana
Tumšo laikmetu laikā starpgalaktiskā vide (IGM) bija gandrīz pilnīgi neitrāls ūdeņradis (H I), kas efektīvi absorbēja ultravioletos fotonus. Kad matērija sāka koncentrēties tumšās matērijas halo un senie gāzu mākoņi sabruka, veidojās pirmās III populācijas zvaigznes. To intensīvie starojuma plūsmas vēlāk būtiski mainīja IGM stāvokli.
3. Pirmā gaisma: III populācijas zvaigznes, agrīnās galaktikas un kvazāri
3.1 III populācijas zvaigznes
Teorētiski tiek prognozēts, ka pirmās zvaigznes – III populācijas zvaigznes – nebija metālu (tās sastāvēja gandrīz tikai no ūdeņraža un hēlija) un, iespējams, bija ļoti masīvas, varbūt pat desmitu vai simtu Saules masu lielumā. Tās iezīmēja Tumšo laikmetu beigas, ko bieži sauc par Kosmisko rītausmu. Šīs zvaigznes izstarīja intensīvu ultravioletu (UV) starojumu, kas spēja jonizēt ūdeņradi.
3.2 Agrīnās galaktikas
Struktūru veidošanās notiek hierarhiski, mazi tumšās matērijas haloi apvienojās, veidojot lielākus, no kuriem radās pirmās galaktikas. Tajās veidojās II populācijas zvaigznes, kas vēl vairāk palielināja UV fotonu plūsmu. Laika gaitā šīs galaktikas – ne tikai III populācijas zvaigznes – kļuva par galveno jonizējošā starojuma avotu.
3.3 Kvazāri un AGN
Augsta sarkanā nobīde kvazāri (supermasīvu melno caurumu baroti aktīvi galaktiku kodoli) arī veicināja jonizāciju, īpaši attiecībā uz hēliju (He II). Lai gan to ietekme uz ūdeņraža jonizāciju joprojām tiek diskutēta, tiek uzskatīts, ka kvazāru nozīme īpaši pieauga vēlākos laikos, piemēram, jonizējot hēliju pie z ~ 3.
4. Jonizācijas process un burbuļi
4.1 Lokālie jonizācijas burbuļi
Kad katra jauna zvaigzne vai galaktika sāka izstarot augstas enerģijas fotonus, šie fotoni izplatījās apkārt, jonizējot apkārtējo ūdeņradi. Tā veidojās izolēti “burbuļi” (vai H II reģioni) ar jonizētu ūdeņradi ap avotiem. Sākumā šie burbuļi bija vientuļi un samērā mazi.
4.2 Burbuļu mijiedarbība
Ar jaunu avotu skaita un to spožuma pieaugumu šie jonizētie burbuļi paplašinājās un saplūda. Iepriekš neitrālais IGM pārvērtās par neitrālas un jonizētas vides plankumiem. Kad jonizācijas epoha tuvojas beigām, H II reģioni saplūda, un Visuma ūdeņraža lielākā daļa bija jonizēta (H II), nevis neitrāla (H I).
4.3 Jonizācijas laika skala
Uzskata, ka jonizācija ilga vairākus simtus miljonu gadu, aptverot sarkano nobīžu diapazonu no aptuveni z ~ 10 līdz z ~ 6. Lai gan precīzi datumi joprojām ir pētījumu objekts, pie z ≈ 5–6 lielākā daļa IGM jau bija jonizēta.
5. Laika gaitas un novērojumu pierādījumi
5.1 Gunn–Peterson efekts
Svarīgs rejonizācijas rādītājs ir tā sauktais Gunn–Peterson tests, kas pēta tālu kvazāru spektrus. Neitrālais ūdeņradis IGM labi absorbē fotonus noteiktās viļņu garuma joslās (īpaši Lyman-α līnijā), tāpēc kvazāra spektrā parādās absorbcijas josla. Novērojumi rāda, ka pie z > 6 šis Gunn–Peterson efekts kļūst spēcīgs, norādot uz ievērojami lielāku neitrālā ūdeņraža daļu un uzsverot rejonizācijas noslēgumu [1].
5.2 Kosmiskais mikroviļņu fons (KMF) un polarizācija
KMF mērījumi arī ļauj iegūt norādes. Brīvie elektroni no jonizētās vides izkliedē KMF fotonus, atstājot lielu leņķisko mērogu polarizācijas pēdas. Dati no WMAP un Planck ierobežo vidējo rejonizācijas laiku un ilgumu [2]. Mērot optisko biezumu τ (izkliedes varbūtību), kosmologi var noteikt, kad lielākā daļa Visuma ūdeņraža kļuva jonizēta.
5.3 Lyman-α spinduli
Galaktiku, kas izstaro spēcīgu Lyman-α līniju, novērojumi (saukts par Lyman-α spinduliem) arī sniedz informāciju par rejonizāciju. Neitrālais ūdeņradis viegli absorbē Lyman-α fotonus, tāpēc šo galaktiku atklāšana pie augstiem sarkano nobīžu rādītājiem liecina, cik caurspīdīga bija IGM.
6. Atbildes trūkstošie jautājumi un pašreizējie pētījumi
6.1 Dažādu avotu ieguldījuma attiecība
Viens no būtiskākajiem jautājumiem ir dažādu jonizējošo avotu ieguldījuma attiecība. Lai gan ir skaidrs, ka agrīnākās galaktikas (pateicoties tajās veidojušajām masīvām zvaigznēm) bija svarīgas, cik lielā mērā rejonizācijā piedalījās III populācijas zvaigznes, parastās zvaigžņu galaktikas un kvazāri – tas joprojām ir diskusiju objekts.
6.2 Vājas galaktikas
Jaunākie dati liecina, ka nozīmīgu daļu jonizējošo fotonu varēja nodrošināt vājas, grūti novērojamas galaktikas, kuras ir grūti atklāt. Tām varēja būt būtiska loma rejonizācijas noslēgumā.
6.3 21 cm kosmoloģija
Novērojumi 21 cm ūdeņraža līnijas atver iespēju tieši pētīt rejonizācijas laikmetu. Tādi eksperimenti kā LOFAR, MWA, HERA un topošais Square Kilometre Array (SKA) cenšas kartēs attēlot neitrālā ūdeņraža sadalījumu, parādot, kā jonizētie burbuļi mainījās rejonizācijas laikā [3].
7. Rejonizācijas nozīme mūsdienu kosmoloģijā
7.1 Galaktiku veidošanās un attīstība
Rejonizācija darbojās kā viela, kas var sarauties struktūrās. Kad IGM kļuva jonizēta, augstāka temperatūra apgrūtināja gāzu sabrukšanu smalkos haloes. Tāpēc, lai saprastu galaktiku hierarhisko attīstību, ir jānovērtē rejonizācijas ietekme.
7.2 Atgalinis ryšys
Jonizācija nav vienvirziena: gāzu jonizācija un uzsildīšana kavē vēlākas zvaigžņu veidošanos. Karstāka, jonizēta vide sliktāk sabrūk, tāpēc fotojonizācijas atgriezeniskā saite var nomākt mazāko halu zvaigžņu veidošanos.
7.3 Astrofizikas un daļiņu fizikas modeļu pārbaude
Salīdzinot jonizācijas datus ar teorētiskajiem modeļiem, zinātnieki var pārbaudīt:
- Pirmo zvaigžņu (III populācijas) un agrīno galaktiku īpašības.
- Tumšās matērijas lomu un tās smalka mēroga struktūru.
- Kosmoloģisko modeļu (piemēram, ΛCDM) precizitāti, iespējamos labojumus vai alternatīvas teorijas.
8. Secinājums
Jonizācija papildina Visuma vēsturi – no neitrālas, tumšas sākotnējās stadijas līdz gaismu piepildītai, jonizētai starpgalaktiskajai videi. Šo procesu veicināja pirmās zvaigznes un galaktikas, un to ultravioletā gaisma pakāpeniski jonizēja ūdeņradi visā kosmosā (starp z ≈ 10 un z ≈ 6). Novērojumu dati – no kvazāru spektriem, Lyman-α līnijām, KMF polarizācijas līdz jaunākajiem 21 cm līnijas novērojumiem – arvien precīzāk atjauno šo epohu.
Tomēr joprojām pastāv daudzi būtiski jautājumi: Kādi bija galvenie jonizācijas avoti? Kāda bija jonizēto reģionu precīza attīstība un struktūra? Kā jonizācija ietekmēja tālāku galaktiku veidošanos? Jauni un nākotnes pētījumi sola sniegt dziļāku izpratni, atklājot, kā astrofizika un kosmoloģija savijās, lai radītu vienu no lielākajām agrīnās Visuma pārejām.
Saites un plašāka lasāmviela
- Gunn, J. E., & Peterson, B. A. (1965). “On the Density of Neutral Hydrogen in Intergalactic Space.” The Astrophysical Journal, 142, 1633–1641.
- Planck Collaboration. (2016). “Planck 2016 Intermediate Results. XLVII. Planck Constraints on Reionization History.” Astronomy & Astrophysics, 596, A108.
- Furlanetto, S. R., Oh, S. P., & Briggs, F. H. (2006). “Cosmology at Low Frequencies: The 21 cm Transition and the High-Redshift Universe.” Physics Reports, 433, 181–301.
- Barkana, R., & Loeb, A. (2001). “In the Beginning: The First Sources of Light and the Reionization of the Universe.” Physics Reports, 349, 125–238.
- Fan, X., Carilli, C. L., & Keating, B. (2006). “Observational Constraints on Cosmic Reionization.” Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 44, 415–462.
Balstoties uz šiem svarīgajiem novērojumiem un teorētiskajiem modeļiem, mēs redzam jonizāciju kā izcilu notikumu, pārtraucot Tumšos laikmetus un atverot ceļu iespaidīgām kosmiskām struktūrām, kas redzamas nakts debesīs, vienlaikus sniedzot nenovērtējamu iespēju izpētīt Visuma agrīnos gaismas mirkļus.