Agrīnie mini haloi un protogalaktikas
Linas JuozėnasDalīties
Zināšanu arka · Visums · 02. nodaļa / 03. raksts
Agrīnie minihalosi un protogalaktikas
Vēl pirms majestātisko galaktiku rašanās nelielas tumšās matērijas kopas uzkrāja gāzi. Dzesēšana, zvaigžņu gaisma un jaunas vielas plūsmas palīdzēja noteikt, kuras no tām kļuva par ilgstošām zvaigžņu mājvietām.
Haloss varēja uzkrāt gāzi. Vai tas varēja arī turpināt veidot zvaigznes?
Pirmajām zvaigznēm bija vajadzīgas vietas, kur tās varētu veidoties. Tās bija mazas, trauslas sistēmas, kuru attīstību noteica daudz lielāka neredzamās matērijas kopa.
Agrīnajos tumšās matērijas halos uzkrājās un atdzisa ūdeņradis un hēlijs, kas dažkārt sablīvējās un pārvērtās zvaigznēs. Taču zvaigznes varēja sakarsēt vai aizpūst to pašu gāzi, no kuras bija radušās. Gaišs sākums negarantēja, ka zvaigžņu veidošanās turpināsies.
Šajā rakstā sekojam pārejai no minihalosiem uz veidojošām protogalaktikām: kā šīs sistēmas uzkrāja gāzi, kā reaģēja uz savām pirmajām zvaigznēm un kā sāka veidoties lielākas sistēmas.[1], [4]
Kas īsti ir minihaloss?
Termins halos apzīmē gravitācijas ceļā saistītu tumšās matērijas kopu. Tajā var būt arī parastā viela, tostarp gāze un zvaigznes, taču pats nosaukums nenozīmē, ka tā spīd.
Tumšās matērijas halos
Struktūra, kurā dominē tumšā matērija un kuras gravitācija ietekmē gāzu uzkrāšanos un kustību. Halām var būt ļoti dažāda masa.
Minihalas
Pirmo galaktiku pētījumos parasti tā dēvē haloju, kura temperatūra ir zemāka par efektīvas atomārā ūdeņraža dzesēšanas slieksni. Molekulārā dzesēšana dažos no šiem halojiem var radīt apstākļus zvaigžņu veidošanās procesam.
Protogalaktika
Jauna galaktiska sistēma, kurā vēl sablīvējas gāze, zvaigznes un struktūra. Šis termins apzīmē attīstības posmu, kam nav vienas vispārpieņemtas masas robežas.
Daudzos agrīnā Visuma modeļos zvaigznes veidojošo minihaloju kopējā masa ir aptuveni no 100 000 līdz miljonam Saules masu. Lielāko daļu šīs masas veido tumšā matērija; tikai neliela daļa var pārvērsties zvaigznēs. Šīs vērtības ilustrē bieži sastopamu masu diapazonu, nevis raksturo ikvienu minihaloju.[1], [3], [12]
Kā izveidojās pirmās zvaigžņu šūpuļa vietas?
Process sākās ar nelielām Visuma blīvuma atšķirībām. Gravitācija šīs atšķirības palielināja: apgabali, kuros bija nedaudz vairāk matērijas, piesaistīja papildu vielu. Tumšās matērijas sablīvējumi veidojās jau pirms pirmo zvaigžņu parādīšanās.
Pēc rekombinācijas gāze lielākoties bija neitrāla. Kamēr turpinājās tumšie laikmeti, tā arvien vairāk sablīvējās tumšās matērijas gravitācijas potenciāla bedrēs, kas kļuva dziļākas. Šīs bedres veidojās gan piesaistot apkārtējo matēriju, gan saplūstot ar citiem halojiem.[5], [7]
Gāzes sadalījums nebija gluži tāds pats kā tumšās matērijas sadalījums. Spiediens pretojās saspiešanai, un gāzi, kas kustējās attiecībā pret tumšo matēriju, varēja būt grūtāk piesaistīt. Ja tuvumā izveidojās zvaigznes, to starojums varēja mainīt arī dzesēšanas apstākļus.
Tāpēc divu līdzīgas masas haloju attīstības vēsture varēja atšķirties. Vienā varēja izveidoties auksts, blīvs kodols, bet otrs varēja palikt bez zvaigznēm, līdz tas izauga vai mainījās tā apkārtējā vide.[3]
Par nelīdzenās blīvuma sadalījuma pieaugumu, kas ir šo procesu pamatā, lasiet rakstā Gravitācijas sablīvēšanās un blīvuma svārstības.
Kāpēc molekulārais ūdeņradis bija tik svarīgs?
Krītošā gāze tiek saspiesta un sakarst. Šis karstums palielina tās spiedienu, kas pretojas turpmākai saraušanai. Lai sasniegtu zvaigžņu veidošanai vajadzīgo blīvumu, gāzei jāatrod veidi, kā izstarot enerģiju.
Pirmatnējās gāzēs gandrīz nebija iepriekšējo zvaigžņu radīto elementu, un sākotnēji tajās nebija arī putekļu. Minihalos neliels molekulārā ūdeņraža, H2, daudzums nodrošināja svarīgu gāzes dzesēšanas iespēju. Sadursmēs siltumenerģija varēja pāriet uz molekulām, kuras pēc tam izstaroja fotonus, kas izkļuva no mākoņa.[2], [12]
Tipiskos pirmatnējo minihalo apstākļos šī dzesēšana var pazemināt gāzes temperatūru līdz dažiem simtiem kelvinu. Tad blīvais centrālais apgabals var turpināt sarauties un galu galā kolapsēt, veidojot protozvaigznes. Galarezultāts ir atkarīgs arī no akrēcijas, fragmentācijas un augošo zvaigžņu starojuma.[6], [12]
Kā ūdeņraža molekulas varēja veidoties bez putekļiem?
Pēc rekombinācijas bija palicis nedaudz brīvo elektronu. Vienā svarīgā reakciju ceļā šie elektroni pildīja palīgfunkciju:
H + e− → H− + fotons
H− + H → H2 + e−
Elektrons vispirms pievienojas ūdeņraža atomam un veido negatīvo ūdeņraža jonu H−. Šis jons var reaģēt ar citu ūdeņraža atomu un veidot H2, atkal atbrīvojot elektronu. Elektrons darbojas kā katalizators; putekļi nav vajadzīgi. Piemērotos apstākļos nozīme ir arī citiem ķīmisko reakciju ceļiem.[2]
Kas notika, kad iemirdzējās pirmās zvaigznes?
Agrīnākās zvaigznes veidojās no gandrīz nemainītām pirmatnējām gāzēm, un tās dēvē par III populācijas zvaigznēm. To ietekme uz nelielo halo, kurā tās veidojās, varēja būt nesamērīgi liela salīdzinājumā ar tā masas daļu, kas pārvērtās zvaigznēs.
Jonizējošais starojums
Augstas enerģijas fotoni izrauj elektronus no atomiem un silda apkārtējās gāzes. Tās var izplesties vai izkļūt no seklās potenciālās bedres, tāpēc nākamajai zvaigžņu paaudzei paliek mazāk gāzes.[4], [6]
Skaidomos H2
Laimaņa–Vernera joslu ultravioletais starojums var sadalīt molekulāro ūdeņradi. Tāpēc blakus esošie mākoņi var atdzist mazāk efektīvi, lai gan rezultātu ietekmē arī ekranēšana un vietējie apstākļi.[3]
Zvaigžņu sprādzieni
Sprāgstošas zvaigznes var izsviest gāzi uz āru un izkliedēt jaunizveidotos elementus. Dažas masīvas zvaigznes tā vietā kolapsē, izmetot maz materiāla, tāpēc supernovas sprādziens, kas bagātina apkārtējo vidi ar elementiem, nav neizbēgams iznākums.[4], [6]
Gāzes zudums var palēnināt attīstību, to nepārtraucot
Gāzes izmešana pati par sevi neiznīcina tumšās matērijas halo. Laika gaitā matērija var atdzist, atgriezties vai ierasties no ārpuses, bet pats halo turpina augt. Tad dziļāka potenciāla bedre var efektīvāk noturēt gāzi.
Atjaunošanās laiks nav vienāds. Modelēšana rāda, ka tas ir atkarīgs no zvaigzni saturošā halo masas un vides, zvaigznes priekšgājējas, kā arī tās starojuma un sprādziena jaudas.[4]
Šādas reakcijas ilustrē zvaigžņu atgriezenisko ietekmi: zvaigznes maina apstākļus, no kuriem atkarīga turpmākā zvaigžņu veidošanās.
Kas mainās halo ar atdzišanu atomāru procesu rezultātā?
Halo augot, tā gravitācijas potenciāla bedre padziļinās. Noderīgs tās mērs ir halo virializācijas temperatūra: raksturīgā temperatūra, kas saistīta ar šīs bedres dziļumu. Tā nav katras gāzes daļas faktiskā temperatūra.
Kad temperatūra sasniedz aptuveni 10 000 K, atdzišana ar atomārā ūdeņraža palīdzību kļūst efektīva. Halojumā, kas sasniedzis šo režīmu, gāze var atdzist atomāru procesu rezultātā pat tad, ja molekulārā atdzišana ir ierobežota. Atbilstošā masa ir atkarīga no kosmiskā laika; orientējošās vērtības agrīnajā Visumā svārstās no aptuveni desmit līdz simt miljoniem Saules masu.[1], [5]
| Īpašība | Zvaigžņu veidošanās minihalojums | Atdzišanas ar atomāriem procesiem halojums |
|---|---|---|
| Orientējošā kopējā masa | 105–106 Saules masas | 107–108 Saules masas |
| Raksturīgā virializācijas temperatūra | Zem atdzišanas ar atomāriem procesiem sliekšņa | Aptuveni 10 000 K vai augstāka |
| Svarīgs atdzišanas mehānisms | Molekulārais ūdeņradis pirmatnējā gāzē | Var piedalīties atomārais ūdeņradis; molekulas un vēlākā ķīmiskā bagātināšanās var veicināt turpmāku atdzišanu |
| Reakcija uz atgriezenisko ietekmi | No seklas potenciāla bedres var aizplūst liela daļa gāzes | Dziļāka potenciāla bedre parasti labāk notur gāzi, lai gan daļa tās joprojām var tikt zaudēta |
Šie masės intervalai yra pavyzdžiai, o ne griežtos robežas. Sarkanais nobīde, sastāvs, gāzu kustība un starojums ietekmē kolapsa apstākļus.[1], [3], [5]
Охлаждаясь в результате атомных процессов, газ может сжиматься в самых разных условиях. Однако то, превратится ли гало в систему, где звёзды продолжают формироваться, по-прежнему зависит от снабжения газом, химической эволюции и обратной связи.
Как формируется протогалактика?
Молодая галактика растёт под воздействием нескольких одновременно происходящих процессов. Газ может поступать из окружающей среды, а меньшие гало в то же время сливаются с гало, окружающим галактику. Прибывающее вещество отличается движением, температурой и историей химической эволюции.[5]
Приток нового вещества и слияния
Аккреция добавляет новое вещество, а слияния объединяют уже существующие структуры. Оба процесса могут возмущать газ и вызывать ударные волны. Их относительная важность различается в разных системах.[5]
Эпизоды звездообразования
Газ может накапливаться, из него могут формироваться звёзды, а позднее газ может нагреваться или рассеиваться. Когда условия восстанавливаются, может начаться следующий эпизод. Поэтому ранний рост может происходить всплесками, а не равномерно.[4], [7]
Обогащение и перемешивание
Взрывы выносят более тяжёлые элементы в окружающий газ, но на перемешивание требуется время. Обогащённое вещество и менее обогащённые области могут существовать рядом, поэтому облака, образовавшиеся позднее, могут иметь разные условия для охлаждения.[11]
Неравномерно распределённые газ и звёзды
Вращение может помогать газу приобретать более упорядоченную структуру, тогда как приток вещества, турбулентность и слияния её нарушают. Протогалактика не обязательно должна напоминать миниатюрную версию современной спиральной галактики.[5], [7]
По мере накопления звёзд в молодых галактиках вырывавшиеся из них ионизирующие фотоны способствовали масштабному процессу реионизации межгалактического водорода. Количество выходившего излучения зависело от строения излучавших его галактик и менявшегося в них количества газа.[1], [6]
Более широкая история продолжается в статье Слияния и иерархический рост, где рассказывается, как ранние системы становятся частями более массивных галактик.
Как астрономы могут исследовать такие маленькие и древние системы?
JWST видит светящиеся объекты
Большие расстояния из-за расширения пространства смещают свет ранних галактик в инфракрасную область спектра. JWST может исследовать их звёзды и светящийся газ, иногда пользуясь дополнительным увеличением благодаря гравитационному линзированию.
Tomēr tādējādi nav tieši redzams viss tumšās matērijas minihalo. Halā bez zvaigznēm nav zvaigžņu gaismas, ko varētu konstatēt, savukārt halo masu, kurā atrodas spoža sistēma, var novērtēt ar modeļu palīdzību. Pat telpiski izšķirtus zvaigžņu kopu veidojumus nevajadzētu jaukt ar telpiski izšķirtiem tumšās matērijas halojiem.[1], [8]
Vecas zvaigznes blāvās galaktikās
Dažās ļoti blāvās pundurgalaktikās ir vecu, ar metāliem nabadzīgu zvaigžņu populācijas. To vecums un ķīmisko elementu pārpilnības attiecības palīdz rekonstruēt agrīno zvaigžņu veidošanos un ķīmisko bagātināšanos.
Tie ir pagātnes liecinieki, kas jāinterpretē: vēlāka zvaigžņu veidošanās, gāzes zudums un gravitācijas mijiedarbība varēja mainīt sistēmas, ko novērojam šodien.[9]
21 centimetra signāls
Neitrālā ūdeņraža radiosignāls, kas novirzīts uz sarkano spektra galu, var palīdzēt ierobežot modeļus, kas apraksta, kā gāze tika uzkarsēta un jonizēta, attīstoties agrīnajiem avotiem. Piemēram, publicētajās HERA analīzēs šo attīstību aprakstošie modeļi tika pārbaudīti, balstoties uz augšējām robežām.
Ar šo metodi statistiski pēta liela mēroga gāzes apstākļus. Tā nesniedz atsevišķu telpiski izšķirtu minihalo katalogu.[10]
Kādus jautājumus modelēšanā joprojām mēģina atrisināt?
Lai modelētu pirmo galaktiku, vienlaikus jāseko tumšās matērijas gravitācijas ietekmei, gāzes plūsmai, ķīmiskajiem procesiem, atdzišanai, starojumam un zvaigžņu atgriezeniskajai ietekmei. Aprēķiniem jāsasaista halo vide ar daudz mazākiem zvaigžņu veidošanās apgabaliem.
Tik milzīgs mērogu diapazons rada praktiskus ierobežojumus. Dažus procesus var izsekot tieši, bet citiem nepieciešami vienkāršoti apraksti. Pētnieki pārbauda, kā rezultāti mainās, mainot skaitlisko izšķirtspēju, fizikālos pieņēmumus un izvēlēto vidi.[7]
Atbilstošam modelim jāizskaidro vairāk nekā tikai tas, vai no atsevišķa mākoņa izveidosies zvaigzne. Tam jāizskaidro jauno sistēmu daudzveidība, to apgāde ar gāzi un ķīmiskās pēdas, kas saglabājušās vēlākās populācijās.
Galaktiku rašanos noteica mainīgā gāzes un gravitācijas mijiedarbība.
Tumšā matērija koncentrēja vielu. Atdzišana radīja apstākļus blīvu mākoņu veidošanai. Pirmās zvaigznes pārveidoja šos mākoņus, bet jaunas vielas plūsmas un saplūšanas sniedza augošajām sistēmām vairāk iespēju veidot zvaigžņu populācijas.
Dažās no šīm agrīnajām vidēm bija arī melnie caurumi. Nākamajā rakstā aplūkotas supermasīvo melno caurumu aizmetņi un iespējamie sākotnējie veidojumi, no kuriem izauga jaunajās galaktikās novērotie milzīgie melnie caurumi.
Avoti un papildu literatūra
- Bromm un Yoshida (2011) — Pirmās galaktikasPārskats par agrīnajiem halo, pirmajām galaktiskajām sistēmām un to, ko nozīmē jēdziens “pirmās galaktikas”.
- Galli un Palla (1998) — Agrīnā Visuma ķīmijaPirmatnējā ķīmija, tostarp reakcijas, kurās molekulārais ūdeņradis veidojas bez putekļiem.
- Kulkarni, Visbal un Bryan (2021) — Kritiskā tumšās matērijas halo masa III populācijas zvaigžņu veidošanaiKā starojums, gāzes kustība un kosmiskais laiks ietekmē zvaigžņu veidošanās slieksni.
- Jeon un kt. (2014) — Atjaunošanās pēc III populācijas supernovu sprādzieniem un otrās paaudzes zvaigžņu veidošanās sākumsSimulācija parāda, kāpēc gāzes atjaunošanās pēc sprādziena ir atkarīga no zvaigznes un sistēmas, kurā tā atrodas.
- Greif ir kt. (2008) — Pirmosios galaktikos: telkimasis, vėsimas un turbulencijos pradžiaDujų akrecija, susiliejumi, triecienviļņi un turbulence galaktiku agrīnās veidošanās laikā.
- Klessen un Glover (2023) — Pirmās zvaigznes: veidošanās, īpašības un ietekmeĶīmiski nebagātinātu gāzu dzesēšana, pirmās zvaigžņu populācijas un to atgriezeniskā saite.
- Greif (2015) — Skaitliskās modelēšanas iespēju robežas augstas sarkanās nobīdes VisumāFizikālie procesi un skaitliskās modelēšanas izaicinājumi, kas rodas, modelējot agrīnās struktūras.
- ESA/Webb (2024) — „Webb“ iemūžināja zvaigžņu kopas „Kosmisko dārgakmeņu“ lokāPiemērs tam, kā gravitācijas lēcošana un JWST ļauj atklāt kompaktas jaunas zvaigžņu kopas.
- Simon (2019) — Vistālākās pundurgalaktikasSenas zvaigžņu populācijas, tumšā matērija un blāvo pundurgalaktiku arheoloģiskā vērtība.
- HERA sadarbības grupa (2022) — Kosmiskā 21 cm signāla ierobežojumi, balstoties uz HERA I fāzes datiem: astrofizikas un kosmoloģijas ierobežojumi rejonizācijas laikmetāAgrīns publicēts piemērs tam, kā radio novērojumu noteiktos ierobežojumus izmanto, lai ierobežotu sildīšanas un jonizācijas modeļus.
- Greif u. c. (2010) — Pirmās galaktikas: ķīmiskā bagātināšana, sajaukšanās un zvaigžņu veidošanāsPētījums par pirmo zvaigžņu radīto elementu pārnesi un sajaukšanos, izmantojot skaitlisko modelēšanu.
- Abel, Bryan un Norman (2002) — Pirmās zvaigznes veidošanās VisumāPamataprēķins par molekulāro dzesēšanu un gāzes kolapsu agrīnā minihalo.
Visi šīs nodaļas raksti
- Gravitācijas sablīvēšanās un blīvuma fluktuācijas
- III populācijas zvaigznes: pirmā Visuma paaudze
- Agrīnie minihalo un protogalaktikas — jūs esat šeit
- Supermasīvo melno caurumu aizmetņi
- Pirmatnējās supernovas: elementu sintēze
- Atgriezeniskā saite: starojums un vēji
- Apvienošanās un hierarhiska augšana
- Galaktiku kopas un kosmiskais tīkls
- Aktīvie galaktiku kodoli jaunajā Visumā
- Pirmā miljarda gadu novērojumi