Tidlige mini-haller og protogalakser
Linas JuozėnasDele
Kunnskapens ark · Universet · Kapittel 02 / Artikkel 03
Tidlige minihaloer og protogalakser
Lenge før storslåtte galakser oppsto, samlet små ansamlinger av mørk materie gass. Avkjøling, stjernelys og nye strømmer av materie bidro til å avgjøre hvilke av dem som ble varige hjem for stjerner.
En halo kunne samle gass. Kunne den også fortsette å danne stjerner?
De første stjernene trengte steder der de kunne dannes. Dette var små, sårbare systemer, og utviklingen deres ble styrt av en langt større ansamling av usynlig materie.
I de tidlige haloene av mørk materie samlet hydrogen og helium seg, kjølte seg ned og trakk seg noen ganger sammen til stjerner. Men stjernene kunne varme opp eller drive ut den samme gassen som de var dannet av. En lysende begynnelse var ingen garanti for at stjernedannelsen ville fortsette.
I denne artikkelen følger vi overgangen fra minihaloer til protogalakser under dannelse: hvordan disse systemene samlet gass, hvordan de reagerte på sine første stjerner, og hvordan større systemer begynte å oppstå.[1], [4]
Hva er egentlig en minihalo?
Begrepet halo betyr en gravitasjonsbundet ansamling av mørk materie. Den kan inneholde vanlig materie, inkludert gass og stjerner, men navnet i seg selv betyr ikke at den lyser.
Halo av mørk materie
En struktur dominert av mørk materie, der gravitasjonen påvirker oppsamling og bevegelse av gass. Halene kan ha svært ulik masse.
Minihaler
I studier av de første galaksene brukes dette vanligvis om en halo med en temperatur under terskelen for effektiv kjøling av atomært hydrogen. Molekylær kjøling kan gjøre det mulig for stjerner å dannes i noen av disse haloene.
Protogalakse
Et ungt galaksesystem der gass, stjerner og struktur fortsatt samler seg. Begrepet beskriver et utviklingsstadium uten en universelt vedtatt massegrense.
I mange modeller av det tidlige universet har stjernedannende minihaloer en totalmasse på omtrent 100 000 til én million solmasser. Mørk materie utgjør det meste av denne massen; bare en liten del kan bli til stjerner. Disse verdiene illustrerer et vanlig masseområde, men definerer ikke hver enkelt minihalo.[1], [3], [12]
Hvordan ble de første stjernebarnehagene dannet?
Prosessen begynte med små tetthetsforskjeller i universet. Gravitasjonen forsterket disse forskjellene: områder med litt mer materie trakk til seg mer stoff. Ansamlinger av mørk materie ble dannet allerede før de første stjernene dukket opp.
Etter rekombinasjonen var gassen for det meste nøytral. Mens den mørke tidsalderen pågikk, samlet den seg stadig mer i de stadig dypere potensialbrønnene til mørk materie. Disse brønnene ble dannet både ved å trekke til seg materie fra omgivelsene og ved å smelte sammen med andre haloer.[5], [7]
Gassfordelingen var ikke helt den samme som for mørk materie. Trykk motvirket sammenpressing, og det kan ha vært vanskeligere å fange opp gass som beveget seg i forhold til mørk materie. Når stjerner oppsto i nærheten, kunne strålingen deres også endre kjøleforholdene.
Utviklingshistorien til to haloer med lignende masse kan derfor ha vært forskjellig. I den ene kan det ha blitt dannet en kald, tett kjerne, mens den andre kan ha vært stjerneløs til den vokste eller omgivelsene endret seg.[3]
Les om økningen i tetthetsujevnhetene som ligger til grunn for disse prosessene, i artikkelen Gravitasjonell sammenklumping og tetthetssvingninger.
Kodėl molekulinis vandenilis buvo toks svarbus?
Krintančios dujos suspaudžiamos ir įkaista. Dėl šios šilumos didėja jų slėgis, kuris priešinasi tolesniam traukimuisi. Kad pasiektų žvaigždėms formuotis reikalingą tankį, dujos turi rasti būdų išspinduliuoti energiją.
Pirmykštėse dujose beveik nebuvo ankstesnių žvaigždžių pagamintų elementų, o iš pradžių nebuvo ir jų dulkių. Minihaluose nedideli molekulinio vandenilio, H2, kiekiai sudarė svarbią galimybę dujoms vėsti. Per susidūrimus šiluminė energija galėjo būti perduodama molekulėms, kurios paskui išspinduliuodavo iš debesies ištrūkstančius fotonus.[2], [12]
Tipinėmis pirmykščių minihalų sąlygomis dėl šio vėsimo dujų temperatūra gali nukristi iki kelių šimtų kelvinų. Tuomet tanki centrinė sritis gali toliau trauktis ir galiausiai kolapsuoti, susiformuojant protožvaigždėms. Galutinis rezultatas taip pat priklauso nuo akrecijos, fragmentacijos ir augančių žvaigždžių spinduliuotės.[6], [12]
Kaip vandenilio molekulės galėjo susidaryti be dulkių?
Po rekombinacijos išliko šiek tiek laisvųjų elektronų. Viename svarbiame reakcijų kelyje šie elektronai atliko pagalbinį vaidmenį:
H + e− → H− + fotonas
H− + H → H2 + e−
Elektronas pirmiausia prisijungia prie vandenilio atomo ir sudaro neigiamąjį vandenilio joną H−. Šis jonas gali reaguoti su kitu vandenilio atomu ir sudaryti H2, vėl išlaisvindamas elektroną. Elektronas veikia kaip katalizatorius; dulkių nereikia. Tinkamomis sąlygomis prisideda ir kiti cheminių reakcijų keliai.[2]
Kas nutiko, kai sužibo pirmosios žvaigždės?
Ankstyviausios žvaigždės susidarė iš beveik nepakitusių pirmykščių dujų ir vadinamos III populiacijos žvaigždėmis. Jų poveikis nedideliam halui, kuriame jos susidarė, galėjo būti neproporcingai didelis, palyginti su jo masės dalimi, virtusia žvaigždėmis.
Jonizuojančioji spinduliuotė
Didelės energijos fotonai išmuša elektronus iš atomų ir kaitina aplinkines dujas. Jos gali plėstis arba ištrūkti iš negilios potencialo duobės, todėl kitai žvaigždžių kartai lieka mažiau dujų.[4], [6]
Susiskaldymas H2
Ultrafiolett stråling i Lyman–Werner-båndene kan spalte molekylært hydrogen. Dette kan føre til at nærliggende skyer avkjøles mindre effektivt, selv om også skjerming og lokale forhold påvirker resultatet.[3]
Stjerneeksplosjoner
Eksploderende stjerner kan blåse gass utover og spre nydannede grunnstoffer. Noen massive stjerner kollapser i stedet med liten utkastelse av materiale, så en supernovaeksplosjon som beriker omgivelsene med grunnstoffer, er ikke et uunngåelig utfall.[4], [6]
Tap av gass kan bremse utviklingen uten å avslutte den
Tap av gass ødelegger ikke i seg selv haloen av mørk materie. Over tid kan materie avkjøles, vende tilbake eller komme til utenfra, mens selve haloen fortsetter å vokse. En dypere potensialbrønn kan da holde bedre på gassen.
Det finnes ingen fast gjenopprettingstid. Simuleringer viser at den avhenger av massen og omgivelsene til haloen som rommer stjernen, stjernens forløper og styrken på strålingen og eksplosjonen.[4]
Slike reaksjoner illustrerer tilbakekobling fra stjerner: stjernene endrer forholdene som den videre stjernedannelsen avhenger av.
Hva endrer seg i en halo for atomær avkjøling?
Etter hvert som haloen vokser, blir gravitasjonens potensialbrønn dypere. Et nyttig mål på den er haloens virialtemperatur: en karakteristisk temperatur knyttet til brønnens dybde. Dette er ikke den faktiske temperaturen til hver del av gassen.
Når temperaturen når omtrent 10 000 K, blir avkjøling gjennom atomært hydrogen effektiv. I en halo som når dette regimet, kan gassen avkjøles gjennom atomære prosesser selv når molekylær avkjøling er begrenset. Den tilsvarende massen avhenger av den kosmiske tiden; veiledende verdier for det tidlige universet ligger på omtrent ti til hundre millioner solmasser.[1], [5]
| Egenskap | Stjernedannende minihalo | Halo for atomær avkjøling |
|---|---|---|
| Omtrentlig totalmasse | 105–106 solmasser | 107–108 solmasser |
| Karakteristisk virialtemperatur | Under terskelen for avkjøling gjennom atomære prosesser | Omtrent 10 000 K eller høyere |
| Viktig avkjølingsmekanisme | Molekylært hydrogen i urgassen | Atomært hydrogen kan bidra; molekyler og senere kjemisk berikelse kan legge til rette for videre avkjøling |
| Reaksjon på tilbakekobling | En grunn potensialbrønn kan miste en stor del av gassen | En dypere potensialbrønn holder vanligvis bedre på gassen, selv om noe fortsatt kan gå tapt |
Disse masseintervallene er eksempler, ikke strenge skillelinjer. Rødforskyvning, sammensetning, gassbevegelser og stråling påvirker kollapsforholdene.[1], [3], [5]
Når gass avkjøles gjennom atomære prosesser, kan den trekke seg sammen under ulike forhold. Om en halo utvikler seg til et system der stjerner fortsetter å dannes, avhenger likevel av gasstilførselen, den kjemiske utviklingen og tilbakekoblingen.
Hvordan dannes en protogalakse?
En ung galakse vokser gjennom flere prosesser som foregår samtidig. Gass kan strømme inn fra omgivelsene, samtidig som mindre haloer smelter sammen med haloen som omgir galaksen. Materialet som kommer til, har ulik bevegelse, temperatur og kjemisk utviklingshistorie.[5]
Tilførsel av nytt materiale og sammenslåinger
Akkresjon tilfører nytt materiale, mens sammenslåinger forener allerede eksisterende strukturer. Begge prosessene kan sette gassen i bevegelse og utløse sjokkbølger. Den relative betydningen deres varierer mellom ulike systemer.[5]
Perioder med stjernedannelse
Gass kan samle seg, stjerner kan dannes av den, og senere kan gassen varmes opp eller spres. Når forholdene gjenopprettes, kan en ny episode begynne. Derfor kan tidlig vekst skje i utbrudd snarere enn jevnt.[4], [7]
Anrikning og blanding
Eksplosjoner fører tyngre grunnstoffer ut i den omkringliggende gassen, men det tar tid før de blandes. Anriket materiale og mindre anrikede områder kan eksistere side om side, slik at skyer som dannes senere, kan ha ulike muligheter for avkjøling.[11]
Etter hvert som unge galakser samlet stjerner, bidro ioniserende fotoner som slapp ut fra dem til den mer omfattende prosessen med reionisering av hydrogenet mellom galaksene. Hvor mye stråling som slapp ut, var avhengig av strukturen til galaksene som sendte den ut, og av den skiftende mengden gass i dem.[1], [6]
Den bredere fortellingen fortsetter i artikkelen Sammenslåinger og hierarkisk vekst, som forteller hvordan tidlige systemer blir deler av mer massive galakser.
Hvordan kan astronomer studere slike små og gamle systemer?
JWST ser lysende objekter
Ved store avstander forskyves lyset fra tidlige galakser til det infrarøde spektralområdet på grunn av universets utvidelse. JWST kan undersøke stjernene og den glødende gassen deres, noen ganger ved hjelp av den ekstra forstørrelsen fra gravitasjonslinser.
Men dette viser ikke hele minihaloen av mørk materie direkte. En halo uten stjerner har ikke stjernelys som kan oppdages, og massen til en halo som inneholder et lysende system, må anslås ved hjelp av modeller. Selv romlig oppløste stjernehoper må ikke forveksles med romlig oppløste mørkmateriehaloer.[1], [8]
Gamle stjerner i lyssvake galakser
Noen svært lyssvake dverggalakser inneholder gamle stjernepopulasjoner med lav metallisitet. Alderen deres og forholdet mellom forekomsten av ulike grunnstoffer bidrar til å rekonstruere den tidlige stjernedannelsen og den kjemiske anrikningen.
Dette er spor fra fortiden som må tolkes: senere stjernedannelse, gasstap og gravitasjonsinteraksjoner kan ha endret systemene vi observerer i dag.[9]
21-centimetersignalet
Radiostrålingen fra nøytralt hydrogen, forskjøvet mot den røde delen av spekteret, kan bidra til å begrense modellene som beskriver hvordan gassen ble varmet opp og ionisert etter hvert som tidlige kilder utviklet seg. Publiserte analyser fra HERA har for eksempel testet modeller av denne utviklingen ved hjelp av øvre grenser.
Denne metoden brukes til å studere storskalaforholdene for gass statistisk. Den gir ikke en katalog over minihaloer som er romlig oppløst hver for seg.[10]
Hvilke spørsmål prøver man fortsatt å løse ved hjelp av modellering?
For å modellere den første galaksen må man følge den gravitasjonelle virkningen av mørk materie, gasstrømmer, kjemiske prosesser, avkjøling, stråling og tilbakekobling fra stjerner samtidig. Beregningene må knytte haloens omgivelser til langt mindre områder der stjerner dannes.
Et så enormt spenn i skalaer skaper praktiske begrensninger. Noen prosesser kan følges direkte, mens andre krever forenklede beskrivelser. Forskere undersøker hvordan resultatene endres når den numeriske oppløsningen, de fysiske forutsetningene og miljøet som studeres, varieres.[7]
En god modell må forklare mer enn bare om én stjernesky kollapser og danner en stjerne. Den må forklare mangfoldet av unge systemer, hvordan de forsynes med gass, og de kjemiske sporene som finnes igjen i senere populasjoner.
Galaksenes begynnelse ble formet av det skiftende samspillet mellom gass og gravitasjon.
Mørk materie samlet stoffet. Avkjøling la til rette for dannelsen av tette skyer. De første stjernene forandret disse skyene, mens nye gasstrømmer og sammenslåinger ga systemer i vekst flere muligheter til å danne stjernepopulasjoner.
Noen av disse tidlige miljøene inneholdt også svarte hull. Den neste artikkelen undersøker frøene til supermassive svarte hull og mulige utgangsstrukturer som utviklet seg til de enorme svarte hullene som finnes i unge galakser.
Kilder og videre lesning
- Bromm og Yoshida (2011) — De første galakseneEn oversikt over forskningen på tidlige haloer, de første galaksesystemene og hva begrepet «de første galaksene» innebærer.
- Galli og Palla (1998) — Det tidlige universets kjemiUrtidskjemi, inkludert reaksjoner der molekylært hydrogen dannes uten støv.
- Kulkarni, Visbal og Bryan (2021) — Kritisk masse for mørk materie-haloer for dannelse av populasjon III-stjernerHvordan stråling, gassbevegelser og kosmisk tid påvirker terskelen for stjernedannelse.
- Jeon et al. (2014) — Gjenoppretting etter supernovaeksplosjoner fra populasjon III og begynnelsen på dannelsen av andregenerasjonsstjernerSimuleringer som viser hvorfor gassens gjenoppretting etter en eksplosjon avhenger av stjernen og systemet den befinner seg i.
- Greif et al. (2008) — De første galaksene: sammenklumping, avkjøling og turbulensens begynnelseGassakkresjon, sammenslåinger, sjokkbølger og turbulens i den tidlige perioden med sammenklumping av galakser.
- Klessen og Glover (2023) — De første stjernene: dannelse, egenskaper og påvirkningKjøling av kjemisk uberiket gass, de første stjernepopulasjonene og deres tilbakekobling.
- Greif (2015) — Begrensningene ved numerisk modellering av universet ved høy rødforskyvningFysiske prosesser og utfordringer innen numerisk modellering ved simulering av tidlige strukturer.
- ESA/Webb (2024) — «Webb» avbildet stjernehoper i buen «Kosmiske juveler»Et eksempel på hvordan gravitasjonslinser og JWST gjør det mulig å oppdage kompakte, unge stjernehoper.
- Simon (2019) — De svakeste dverggalakseneGamle stjernepopulasjoner, mørk materie og den arkeologiske verdien av svake dverggalakser.
- HERA-samarbeidet (2022) — Grenser for det kosmiske 21 cm-signalet fra HERA fase I-data: begrensninger på astrofysikk og kosmologi i reioniseringsepokenEt tidlig publisert eksempel på hvordan radiobservasjoner brukes til å sette grenser for modeller av oppvarming og ionisering.
- Greif mfl. (2010) — De første galaksene: kjemisk berikelse, blanding og stjernedannelseEn studie av transport og blanding av grunnstoffer dannet av de første stjernene, ved hjelp av numerisk modellering.
- Abel, Bryan og Norman (2002) — Dannelsen av den første stjernen i universetEn grunnleggende beregning av molekylær kjøling og gasskollaps i en tidlig minihalo.
Alle artiklene i denne seksjonen
- Gravitasjonsklynging og tetthetsfluktuasjoner
- Populasjon III-stjerner: universets første generasjon
- Tidlige minihaloer og protogalakser — du er her
- Frø til supermassive svarte hull
- Urbegynnelsens supernovaer: grunnstoffsyntese
- Tilbakekobling: stråling og vinder
- Sammenslåinger og hierarkisk vekst
- Galaksehoper og det kosmiske nettet
- Aktive galaksekjerner i det unge universet
- Observasjoner av den første milliarden år