III populiacijos žvaigždės: pirmoji Visatos karta

III populiacijos žvaigždės: pirmoji Visatos karta

Masyvios, metalų neturinčios žvaigždės, kurių sprogimai prisėjo sunkesnių elementų vėlesnei žvaigždėdarai

Manoma, kad III populiacijos žvaigždės yra pirmoji žvaigždžių karta Visatoje. Jos atsirado per pirmuosius kelis šimtus milijonų metų po Didžiojo sprogimo ir atliko itin svarbų vaidmenį kosminės istorijos raidoje. Skirtingai nuo vėlesnių žvaigždžių, kurios turi sunkesnių elementų (metalų), III populiacijos žvaigždės buvo beveik išimtinai sudarytos iš vandenilio ir helio — Didžiojo sprogimo nukleosintezės produktų, su menkomis ličio priemaišomis. Šiame straipsnyje aptarsime, kodėl III populiacijos žvaigždės tokios svarbios, kuo jos skiriasi nuo šiuolaikinių žvaigždžių ir kaip jų įspūdingi sprogimai padarė didžiulę įtaką vėlesnių žvaigždžių bei galaktikų formavimuisi.

1. Kosminis kontekstas: pirminė Visata

1.1 Metalų kiekis (metallicity) ir žvaigždžių formavimasis

Astronomijoje bet kuris elementas, sunkesnis už helį, vadinamas „metalu“. Iškart po Didžiojo sprogimo vykusi nukleosintezė sukūrė daugiausia vandenilio (~75 % masės), helio (~25 %) ir menkų ličio bei berilio pėdsakų. Sunkesni elementai (anglis, deguonis, geležis ir kt.) dar nebuvo susidarę. Dėl to pirmosios žvaigždės — III populiacijos žvaigždės — praktiškai neturėjo metalų. Šis beveik visiškas metalų nebuvimas lemiamai paveikė, kaip jos formavosi, vystėsi ir galiausiai sprogo.

1.2 Pirmųjų žvaigždžių epocha

Spėjama, kad III populiacijos žvaigždės nušvietė tamsią, neutralią Visatą neilgai trukus po kosminių „Tamsiųjų amžių“. Jos susiformavo tamsiosios materijos mini-haluose (kurių masė ~105–106 M⊙) — ankstyvuosiuose gravitaciniuose „šuliniuose“ — ir paskelbė kosminę aušrą: perėjimą nuo tamsios Visatos prie spindinčių žvaigždžių atsiradimo. Jų intensyvi ultravioletinė spinduliuotė bei vėlesni supernovų sprogimai pradėjo rejonizacijos procesą ir praturtino tarpgalaktinę terpę cheminiais elementais (IGM).

2. III populiacijos žvaigždžių formavimasis ir savybės

2.1 Aušinimo mechanizmai metalų neturinčioje aplinkoje

Vėlesnėse epochose žvaigždėdarai labai svarbius aušinimo kanalus sudaro metalų spektrinės linijos (pvz., geležies, deguonies, anglies), kurios padeda dujų debesims atvėsti ir suskilti į fragmentus. Tačiau metalų neturinčioje aplinkoje pagrindiniai aušinimo būdai buvo:

  1. Molekulinis vandenilis (H2): Pagrindinis aušintuvas pirminiuose dujų debesyse, išspinduliuojantis energiją rotaciniu-virpesių perėjimais.
  2. Atominis vandenilis: Dalinis aušinimas vyko per atominio vandenilio elektroninius perėjimus, bet jis buvo mažiau efektyvus.

Dėl ribotų aušinimo galimybių (nesant metalų) ankstyvieji dujų debesys dažnai nesuskildavo į dideles žvaigždžių spiečių sankaupas taip lengvai kaip vėlesnėse, metalų turinčiose aplinkose. Dėl to čia protžvaigždės masė paprastai būdavo didesnė.

2.2 Išskirtinai didelė masė

Simuliacijos ir teoriniai modeliai rodo, kad III populiacijos žvaigždės galėjo būti labai masyvios, lyginant su dabartinėmis žvaigždėmis. Prognozės svyruoja nuo dešimčių iki šimtų Saulės masių (M⊙), o kai kuriuose modeliuose net užsimenama apie keletą tūkstančių M⊙. Svarbiausios priežastys:

  • Mažesnis susiskaidymas: Esant ribotam aušinimui, dujų masė išlieka didesnė, kol suformuojama viena ar kelios protžvaigždės.
  • Neeffektyvus radiacinis grįžtamasis ryšys: Pradiniu etapu didelė žvaigždė gali tęsti medžiagos pritraukimą, nes metalų neturintis aplinkos grįžtamasis ryšys (ribojantis žvaigždės masę) veikė kitaip.

2.3 Gyvavimo trukmė ir temperatūra

Masyvios žvaigždės labai greitai sudegina savo kurą:

  • ~100 M⊙ žvaigždė gyvena vos kelis milijonus metų — tai itin trumpas laikotarpis kosminėmis skaitmenimis.
  • Be metalų, padedančių reguliuoti vidinius procesus, III populiacijos žvaigždės veikiausiai turėjo itin aukštą paviršiaus temperatūrą, intensyviai skleidė ultravioletinę spinduliuotę, galinčią jonizuoti aplinkinį vandenilį ir helį.

3. III populiacijos žvaigždžių raida ir mirtis

3.1 Supernovos ir elementų praturtinimas

Vienas iš ryškiausių III populiacijos žvaigždžių bruožų — įspūdingos jų „mirtys“. Priklausomai nuo masės, jos galėjo baigti gyvenimą įvairių tipų supernovomis:

  1. Porų nestabilumo supernova (PISN): Jei žvaigždė masė sudarė 140–260 M⊙, žvaigždės viduje veikiant itin aukštai temperatūrai dalis gama fotonų virsta elektronų-pozitronų poromis, tai sukelia gravitacinį kolapsą, po kurio seka sprogimas, visiškai sudraskantis žvaigždę (nelieka juodosios skylės).
  2. Branduolio kolapso supernova: Žvaigždės, sveriančios ~10–140 M⊙, galėjo evoliucionuoti pagal įprastesnį kolapso scenarijų, po kurio gali likti neutroninė žvaigždė arba juodoji skylė.
  3. Tiesioginis kolapsas: Itin masyvių (>260 M⊙) žvaigždžių kolapsas galėjo būti toks stiprus, kad iškart suformuodavo juodąją skylę, nesukeldamas didelės elementų išmetimo bangos.

Nepriklausomai nuo būdo, netgi kelių III populiacijos žvaigždžių supernovų medžiaga (metalai: anglis, deguonis, geležis ir kt.) praturtino aplinką. Vėlesni dujų debesys, turėdami net menką kiekį šių sunkesnių elementų, galėjo vėsinti dujas kur kas veiksmingiau, taip sudarydami sąlygas kitai, jau šiek tiek metalų turinčių žvaigždžių kartai (II populiacija). Būtent ši cheminė evoliucija vėliau leido susiformuoti sąlygoms, panašioms į mūsų Saulės.

3.2 Juodosios skylės susidarymas ir ankstyvieji kvazarai

Kai kurios ypač masyvios III populiacijos žvaigždės galėjo pavirsti į „juodųjų skylių sėklas“, kurios, sparčiai augdamos (akrecijos ar susijungimų būdu), greitai virto supermasyviomis juodosiomis skylėmis, maitinančiomis kvazarus dideliuose raudonuosiuose poslinkiuose. Vienas esminių tyrimų klausimų kosmologijoje – kaip juodosios skylės sugebėjo pasiekti milijonų ar milijardų Saulės masių per pirmą milijardą metų?

4. Astrofizikinis poveikis ankstyvojoje Visatoje

4.1 Indėlis į rejonizaciją

III populiacijos žvaigždės intensyviai skleidė ultravioletinę (UV) šviesą, galinčią jonizuoti neutralų vandenilį ir helį tarpgalaktinėje terpėje. Kartu su ankstyvosiomis galaktikomis, jos prisidėjo prie Visatos rejonizacijos, transformuodamos ją iš daugiausiai neutralios (po Tamsiųjų amžių) į daugiausiai jonizuotą pirmojo milijardo metų bėgyje. Šis procesas radikaliai pakeitė kosminių dujų temperatūrą ir jonizacijos būseną, darydamas įtaką tolesniems struktūrų formavimosi etapams.

4.2 Cheminis praturtinimas

III populiacijos supernovų pagaminti metalai turėjo didžiulį poveikį:

  • Pagerintas aušinimas: Net ir menkas metalų kiekis (~10−6 saulės metalizacijos) gali gerokai pagerinti dujų aušinimą.
  • Kitos kartos žvaigždės: Chemiškai praturtintos dujos skilinėjo smarkiau, leido formuotis mažesnės masės, ilgiau gyvuojančioms žvaigždėms (vadinamoms II populiacijos, o vėliau I populiacijos žvaigždėmis).
  • Planetų formavimasis: Be metalų (ypač anglies, deguonies, silicio, geležies) beveik neįmanoma susidaryti į Žemę panašioms planetoms. Tad III populiacijos žvaigždės netiesiogiai kelią į planetines sistemas ir galiausiai gyvybę, kokią pažįstame.

5. Tiesioginių įrodymų paieška

5.1 III populiacijos žvaigždžių aptikimo iššūkiai

Aptikti tiesioginių III populiacijos žvaigždžių pėdsakų sunku:

  • Trumpalaikiškumas: Jos gyveno tik kelis milijonus metų, o išnyko prieš milijardus metų.
  • Aukštas raudonasis poslinkis: Susiformavo ties z > 15, tad jų šviesa itin menka ir stipriai „nutempta“ į infraraudonąją sritį.
  • Susiliejimas galaktikose: Net jei kai kurios išliko teoriškai, jas užgožia vėlesnių kartų žvaigždės.

5.2 Netiesioginiai pėdsakai

Užuot tiesiogiai aptikę III populiacijos žvaigždes, astronomai siekia jų pėdsakų:

  1. Cheminio gausumo paternai: Metalų neturtingos žvaigždės Paukščių Tako hale ar nykštukinėse galaktikose gali rodyti neįprastus elementų santykius, atspindinčius III populiacijos supernovų įtaką.
  2. Didelio nuotolio GRB: Masyvios žvaigždės gali sukelti gama spindulių žybsnius (GRB) kolapsuojant, kuriuos galima aptikti kosminiuose toliuose.
  3. Supernovų žymės: Teleskopiniai tyrimai, ieškantys ypač ryškių supernovų (pvz., porų nestabilumo SNe) dideliame raudonajame poslinkyje, galimai sugauna III populiacijos sprogimą.

5.3 JWST ir būsimųjų observatorijų vaidmuo

Paleidus Džeimso Webbo kosminį teleskopą (JWST), astronomai įgijo precedento neturinčio jautrumo stebėjimams artimojoje infraraudonojoje srityje, didindami šansus aptikti labai tolimas, itin silpnas galaktikas, galbūt turinčias III populiacijos žvaigždžių spiečių. Būsimos misijos, įskaitant naujos kartos antžeminius ir kosminius teleskopus, dar labiau praplės šias ribas.

6. Dabartiniai tyrimai ir neatsakyti klausimai

Nors sukurta daug teorinių modelių, lieka esminiai klausimai:

  1. Masės pasiskirstymas: Ar egzistavo platus III populiacijos žvaigždžių masių spektras, ar jos buvo iš esmės ypač masyvios?
  2. Pradiniai žvaigždėdaros židiniai: Kaip ir kur būtent formavosi pirmosios žvaigždės tamsiosios materijos mini-haluose, ar tas procesas skyrėsi skirtingiems halams?
  3. Poveikis rejonizacijai: Kiek tiksliai III populiacijos žvaigždės prisidėjo prie Visatos rejonizacijos, lyginant su ankstyvosiomis galaktikomis ir kvazarais?
  4. Juodųjų skylių sėklos: Ar supermasyvios juodosios skylės efektyviai susidarė iš ypač masyvių III populiacijos žvaigždžių tiesioginio kolapso, ar būtini kiti modeliai?

Atsakymai į šiuos klausimus reikalauja derinti kosmologines simuliacijas, stebėjimų kampanijas (žvalgant metalų neturinčias halo žvaigždes, didelio raudonojo poslinkio kvazarus, gama spindulių žybsnius) ir pažangių cheminės evoliucijos modelių.

7. Išvada

III populiacijos žvaigždės formavo visą vėlesnę kosminę raidą. Gimę Visatoje, kurioje nebuvo metalų, jos greičiausiai buvo masyvios, trumpaamžės ir galėjo daryti ilgalaikį poveikį — jonizuodamos savo aplinką, kaldamos pirmuosius sunkesnius elementus, bei formuodamos juodąsias skyles, kurios tapo ankstyvųjų kvazarų maitintojomis. Nors jų tiesiogiai aptikti nepavyksta, chemijos „parašai“ išliko seniausių žvaigždžių sudėtyje ir plačiame kosminiame metalų paplitime.

Šių jau išnykusių žvaigždžių populiacijos tyrimai yra kertiniai, norint suprasti ankstyvas Visatos epochas, nuo kosminės aušros iki galaktikų bei spiečių, kuriuos matome šiandien, kilmės. Tobulėjant ateities teleskopams ir stebėjimams gilėjant į didelius raudonuosius poslinkius, mokslininkai tikisi dar aiškiau atpažinti šių jau nebeegzistuojančių milžinų — „pirmosios šviesos“ tamsioje Visatoje — pėdsakus.

Nuorodos ir platesnis skaitymas

  1. Abel, T., Bryan, G. L., & Norman, M. L. (2002). “The Formation of the First Star in the Universe.” Science, 295, 93–98.
  2. Bromm, V., Coppi, P. S., & Larson, R. B. (2002). “The Formation of the First Stars. I. The Primordial Star-forming Cloud.” The Astrophysical Journal, 564, 23–51.
  3. Heger, A., & Woosley, S. E. (2002). “The Nucleosynthetic Signature of Population III.” The Astrophysical Journal, 567, 532–543.
  4. Chiaki, G., et al. (2019). “Formation of Extremely Metal-poor Stars Triggered by Supernova Shocks in Metal-free Environments.” Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 483, 3938–3955.
  5. Karlsson, T., Bromm, V., & Bland-Hawthorn, J. (2013). “Pregalactic Metal Enrichment: The Chemical Signatures of the First Stars.” Reviews of Modern Physics, 85, 809–848.
  6. Wise, J. H., & Abel, T. (2007). “Resolving the Formation of Protogalaxies. III. Feedback from the First Stars.” The Astrophysical Journal, 671, 1559–1577.
Grįžti į tinklaraštį