Ankstyvieji mini-halai ir protogalaktikos

Ankstyvieji mini-halai ir protogalaktikos

Kaip pirmosios galaktikos gimė mažuose, tamsiosios materijos „haluose“

Gerokai anksčiau nei didingieji spiralai ar milžiniškos elipsinės galaktikos, egzistavo mažesnės ir paprastesnės struktūros ankstyvojo kosminio laiko aušroje. Šie primityvūs dariniai — mini-halai ir protogalaktikos — susiformavo gravitacinėse duobėse, kurias suformavo tamsioji materija. Šitaip jie pasirengė tapti pagrindu tolesnei visų galaktikų raidai. Šiame straipsnyje nagrinėsime, kaip šie ankstyvieji halai susitraukė, pritraukė dujas ir tapo vieta pirmajosioms žvaigždėms bei kosminės struktūros užuomazgoms.

1. Visata po rekombinacijos

1.1 Įžengus į Tamsiuosius amžius

Maždaug 380 000 metų po Didžiojo sprogimo Visata atvėso tiek, kad laisvieji elektronai ir protonai galėjo jungtis į neutralų vandenilį — šis etapas vadinamas rekombinacija. Fotonai, nebesklaidomi nuo laisvųjų elektronų, tapo laisvi sklinde, sukurdamas kosminį mikrobangų foną (KMF) ir palikdamas jaunutę Visatą iš esmės tamsią. Neturint susiformavusių žvaigždžių, ši epocha pavadinta Tamsiaisiais amžiais.

1.2 Tankio fluktuacijų augimas

Nepaisant bendros tamsos, Visata šiuo laikotarpiu savyje nešė nedidelius tankio svyravimus — infliacijos palikimą tamsiosios ir barioninės materijos pavidalu. Bėgant laikui, gravitacija šiuos svyravimus stiprino, tad tankesnės sritys prisitraukdavo daugiau masės. Galiausiai nedideli tamsiosios materijos telkiniai tapo gravitaciškai surišti, suformuodami pirmuosius halus. Tokiems dariniams, kurių masė apie 105–106 M⊙, dažnai taikomas terminas mini-halai.

2. Tamsioji materija kaip pagrindinis karkasas

2.1 Kodėl tamsioji materija svarbi?

Šiuolaikinėje kosmologijoje tamsioji materija masės atžvilgiu penkis kartus viršija įprastą barioninę materiją. Ji nespinduliuoja, o sąveikauja daugiausia gravitaciniu būdu. Kadangi tamsioji materija nejaučia spinduliuotės slėgio taip, kaip barioninė materija, ji ėmė telktis anksčiau, kurdama gravitacinius šulinius, į kuriuos vėliau griuvo dujos.

2.2 Nuo mažo prie didelio (hierarchinis augimas)

Struktūra „iš apačios į viršų“ formuojasi pagal standartinį ΛCDM modelį:

  1. Pirmiausia sugriūva nedideli halai, vėliau jie susijungia į didesnius darinius.
  2. Susijungimai kuria vis didesnius ir karštesnius halus, galinčius talpinti vis platesnę žvaigždėdarą.

Mini-halai yra tarsi pirmoji pakopa vis didesnių struktūrų link, įskaitant nykštukines galaktikas, stambesnes galaktikas ir spiečius.

3. Dujų vėsimas ir kolapsas: mini-halų dujos

3.1 Aušinimo būtinybė

Kad dujos (daugiausia vandenilis ir helis tokioje ankstyvoje fazėje) galėtų kondensuotis ir formuoti žvaigždes, jos privalo veiksmingai atvėsti. Jei dujos per karštos, jų slėgis atsveria gravitacijos trauką. Ankstyvojoje Visatoje, be metalų ir tik su menkomis ličio priemaišomis, aušinimo kanalai buvo riboti. Pagrindinis aušintuvas dažnai buvo molekulinis vandenilis (H2), atsirandantis tam tikromis sąlygomis primityvioje dujų aplinkoje.

3.2 Molekulinis vandenilis: raktas į mini-halų kolapsą

  • Susidarymo mechanizmai: Likę laisvi elektronai (po dalinės jonizacijos) skatino H2 formavimąsi.
  • Žemos temperatūros aušinimas: H2 sukimosi-virpesių perėjimai leido dujoms išspinduliuoti šilumą, mažėjant jų temperatūrai iki kelių šimtų kelvinų.
  • Fragmentacija į tankius branduolius: Atvėsusios dujos grimzdo gilyn į halų gravitacinius šulinius, sudarydamos tankius židinius — protžvaigždžių branduolius, kuriuose vėliau gimė III populiacijos žvaigždės.

4. Pirmųjų žvaigždžių (III populiacijos) gimimas

4.1 Pirminė žvaigždėdara

Nesant ankstesnių žvaigždžių populiacijų, mini-halų dujos buvo beveik be sunkesnių elementų (tai astronomijoje vadinama „metaluotumu“). Tokiomis sąlygomis:

  • Didelės masės: Dėl silpnesnio aušinimo ir menkesnės dujų fragmentacijos pirmosios žvaigždės galėjo būti itin masyvios (nuo keliasdešimties iki kelių šimtų Saulės masių).
  • Intensyvi UV spinduliuotė: Masyvios žvaigždės skleidė stiprų UV srautą, galintį jonizuoti aplinkinį vandenilį, taip paveikdamos tolimesnę žvaigždėdarą tame hale.

4.2 Masyvių žvaigždžių grįžtamasis ryšys

Masyvios III populiacijos žvaigždės įprastai gyveno tik keletą milijonų metų, kol galiausiai sprogdavo kaip supernovos ar net porų nestabilumo supernovos (jei masė viršijo ~140 M⊙). Šių reiškinių energija turėjo dvejopą poveikį:

  1. Dujų sutrikdymas: Smūginės bangos kaitino ir kartais išpūsdavo dujas iš mini-halo, tuo užgniauždamos papildomą žvaigždėdarą vietos mastu.
  2. Cheminis praturtinimas: Supernovų išmesti sunkesni elementai (C, O, Fe) praturtino aplinką. Net menkas jų kiekis kardinaliai keitė vėlesnės žvaigždėdaros eigą, leisdamas veiksmingiau atvėsti dujoms ir sudaryti mažesnės masės žvaigždes.

5. Protogalaktikos: susijungimas ir augimas

5.1 Už mini-halų ribų

Bėgant laikui, mini-halai susiliedavo arba pritraukdavo papildomą masę, sudarydami didesnius darinius — protogalaktikas. Jų masė siekė 107–108 M⊙ ar daugiau, virialinė temperatūra buvo aukštesnė (~104 K), tad buvo įmanomas atominio vandenilio aušinimas. Protogalaktikose todėl vyko dar intensyvesnė žvaigždėdara:

  • Sudėtingesnė vidinė dinamika: Didėjant halo masei, dujų tekėjimas, sukimasis ir grįžtamasis ryšys tapo kur kas sudėtingesni.
  • Galimos ankstyvos diskinės struktūros: Kai kuriais atvejais, dujoms sukantis, galėjo atsirasti pradinės plokščios struktūros, panašios į šiuolaikinių spiralių užuomazgas.

5.2 Rejonizacija ir poveikis platesniu mastu

Protogalaktikos, sustiprintos naujai atsirandančių žvaigždžių, išspinduliuodavo nemažą dalį jonizuojančios spinduliuotės, padedančios paversti neutralų tarpgalaktinį vandenilį į jonizuotą (rejonizacija). Ši fazė, apimanti raudonuosius poslinkius maždaug z ≈ 6–10 (o gal ir dar didesnius), yra itin svarbi, nes formavo stambaus masto aplinką, kurioje vėlesnės galaktikos augo.

6. Mini-halų ir protogalaktikų stebėjimai

6.1 Didelio raudonojo poslinkio iššūkiai

Šie ankstyviausi dariniai susiformavo prie labai didelių raudonųjų poslinkių (z > 10), atitinkamai vos keli šimtai milijonų metų po Didžiojo sprogimo. Jų šviesa yra:

  • Blanki
  • Itin nutempta į infraraudonąją sritį ar dar ilgesnes bangas
  • Trumpaamžė, nes jos greitai keičiasi dėl stipraus grįžtamojo ryšio

Todėl tiesioginis mini-halų stebėjimas tebėra sunkus net ir naujausios kartos prietaisams.

6.2 Netiesioginiai pėdsakai

  1. Vietiniai „fosilijos“: Ypač blankios nykštukinės galaktikos vietinėje Grupėje gali būti išlikusios liekanos arba turėti cheminius požymius, bylojant apie mini-halų praeitį.
  2. Metalų neturtingos halo žvaigždės: Kai kurios Paukščių Tako halo žvaigždės turi labai mažą metalizaciją su savitais elementų santykiais, galinčiais liudyti III populiacijos supernovų praturtinimą mini-halo aplinkoje.
  3. 21 cm linijos stebėjimai: LOFAR, HERA ir būsimoji SKA siekia aptikti neutralaus vandenilio pasiskirstymą pagal 21 cm liniją, potencialiai atskleidžiant mažamastės struktūros tinklą Tamsiųjų amžių ir kosminės aušros metu.

6.3 JWST ir ateities teleskopų vaidmuo

Džeimso Webbo kosminis teleskopas (JWST) sukurtas aptikti menkus infraraudonuosius šaltinius esant dideliems raudoniesiems poslinkiams, leisdamas atidžiau nagrinėti ankstyvąsias galaktikas, kurios neretai tėra vos žingsneliu pažengusios už mini-halų. Net jei visiškai izoliuotus mini-halų matyti bus sunku, JWST duomenys atskleis, kaip kiek didesni halai ir protogalaktikos veikia, padėdami suvokti virsmą iš labai mažos į brandesnę sistemą.

7. Pažangiausios simuliacijos

7.1 N-kūnų ir hidrodinaminiai metodai

Norint detaliai suprasti mini-halų savybes, mokslininkai derina N-kūnų simuliacijas (stebinčias tamsiosios materijos gravitacinį kolapsą) su hidrodinamika (dujų fizika: aušinimas, žvaigždėdara, grįžtamasis ryšys). Tokios simuliacijos rodo:

  • Pirmieji halai sugriūva ties z ~ 20–30, atitinkant KMF duomenų ribojimus.
  • Stiprus grįžtamojo ryšio kilpos ima veikti vos susiformavus vienai ar kelioms masyvioms žvaigždėms, paveikdamos netoliese esančių halų žvaigždėdarą.

7.2 Esminiai iššūkiai

Nepaisant didžiulio kompiuterinės galios augimo, mini-halų simuliacijoms būtina itin didelė skyra, kad būtų galima tinkamai atkurti molekulinio vandenilio dinamiką, žvaigždžių grįžtamąjį ryšį ir galimą dujų susiskaldymą. Maži skirtumai modeliuojant skyros lygį ar grįžtamojo ryšio parametrus gali reikšmingai keisti rezultatus, pavyzdžiui, žvaigždėdaros efektyvumą ar praturtinimo lygį.

8. Kosminė mini-halų ir protogalaktikų svarba

  1. Galaktikų augimo pagrindas
    • Šie ankstyvieji „pionieriai“ pradėjo pirmą cheminį praturtinimą bei sudarė sąlygas efektyvesnei žvaigždėdarai vėlesniuose, masyvesniuose haluose.
  2. Ankstyvieji šviesos šaltiniai
    • Didelės masės III populiacijos žvaigždės mini-haluose prisidėjo prie jonizuojančių fotonų srauto, padėjusio Visatos rejonizacijai.
  3. Sudėtingumo užuomazgos
    • Sąveika tarp tamsiosios materijos gravitacinio šulinio, dujų aušinimo ir žvaigždžių grįžtamojo ryšio atspindi vyksmą, vėliau pasikartojantį didesniais mastais, formuojant galaktikų spiečius ir superspiečius.

9. Išvada

Mini-halai ir protogalaktikos žymi pirmus žingsnius link didingųjų galaktikų, kurias stebime šiuolaikiniame kosmose. Susidarę netrukus po rekombinacijos ir palaikomi molekulinio vandenilio aušinimo, šie nedideli halai išaugino pirmąsias žvaigždes (III populiacijos), kurių supernovos prisidėjo prie ankstyvo cheminio praturtinimo. Ilgainiui halų susijungimai sukūrė protogalaktikas, kur jau vyko sudėtingesnė žvaigždėdara ir prasidėjo Visatos rejonizacija.

Nors šias trumpalaikes struktūras sunku tiesiogiai aptikti, derinant aukštos skyros simuliacijas, cheminių gausų tyrimus ir naujoviškus teleskopus, tokius kaip JWST, bei būsimoji SKA, mokslininkai vis labiau atveria langą į šį formuojamąjį Visatos laikotarpį. Suprasti mini-halų svarbą — tai suvokti, kaip Visata tapo šviesi ir kaip susiformavo milžiniškas kosminis tinklas, kuriame gyvename.

Nuorodos ir platesnis skaitymas

  1. Bromm, V., & Yoshida, N. (2011). “The First Galaxies.” Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 49, 373–407.
  2. Abel, T., Bryan, G. L., & Norman, M. L. (2002). “The Formation of the First Star in the Universe.” Science, 295, 93–98.
  3. Greif, T. H. (2015). “The Formation of the First Stars and Galaxies.” Computational Astrophysics and Cosmology, 2, 3.
  4. Yoshida, N., Omukai, K., Hernquist, L., & Abel, T. (2006). “Formation of Primordial Stars in a ΛCDM Universe.” The Astrophysical Journal, 652, 6–25.
  5. 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.
Επιστροφή στο ιστολόγιο