Kaip pirmosios kartos supernovų sprogimai praturtino aplinką sunkesniais elementais
Prieš galaktikoms išsivystant į didingas, metalų gausias sistemas, kokias regime šiandien, Visatos pirmosios žvaigždės — bendrai žinomos kaip III populiacijos žvaigždės — užliejo Visatą šviesa pasaulyje, kuriame tuo metu egzistavo tik lengviausi cheminiai elementai. Šios pradinės žvaigždės, beveik išskirtinai sudarytos iš vandenilio ir helio, padėjo nutraukti „Tamsiuosius amžius“, pradėjo rejonizaciją ir, svarbiausia, pirmosios „pasėjo“ sunkesnius atominius elementus tarpgalaktinėje terpėje. Šiame straipsnyje panagrinėsime, kaip susidarė šios pirminės supernovos, kokių tipų sprogimai vyko, kaip jie susintetino sunkesnius elementus (dažnai astronomų vadinamus „metalais“), bei kodėl šis praturtinimas buvo lemtingas tolimesnei kosmoso raidai.
1. Pradinis fonas: pirminė Visata
1.1 Didžiojo sprogimo nukleosintezė
Didysis sprogimas pagamino didžiąja dalimi vandenilį (~75 % masės), helį (~25 % masės), bei menkus ličio ir berilio pėdsakus. Be šių lengvųjų elementų, ankstyvoji Visata neturėjo sunkesnių atominių branduolių — nei anglies, deguonies, silicio, geležies. Taigi ankstyvasis kosmosas buvo „be metalų“: aplinka labai skyrėsi nuo dabartinio pasaulio, pilno sunkesnių elementų, kuriuos sukūrė kelios žvaigždžių kartos.
1.2 III populiacijos žvaigždės
Maždaug per pirmuosius kelis šimtus milijonų metų maži tamsiosios materijos „mini-halai“ sugriuvo, leisdami formuotis III populiacijos žvaigždėms. Kadangi jų aplinkoje iš pradžių nebuvo metalų, žvaigždžių aušinimo fizika skyrėsi — dauguma žvaigždžių (tikėtina) buvo didesnės masės nei šiuolaikinės. Šių žvaigždžių intensyvi ultravioletinė spinduliuotė ne tik prisidėjo prie tarpgalaktinės terpės jonizacijos, bet ir paskatino pirmuosius įspūdingus žvaigždžių mirties reiškinius — pirmines supernovas, kurios sunkesniais elementais praturtino vis dar pirminę aplinką.
2. Pirminių supernovų tipai
2.1 Branduolio kolapso supernovos
Žvaigždės, kurių masė apie 10–100 M⊙, dažnai gyvenimo pabaigoje virsta branduolio kolapso supernovomis. Šios reiškinių eiga:
- Žvaigždės branduolys, kuriame vyksta vis sunkesnių elementų sintezė, pasiekia ribą, kai branduolinė energija nebepajėgia priešintis gravitacijai (dažniausiai geležies pripildytas branduolys).
- Branduolys staigiai sugriūva į neutroninę žvaigždę ar juodąją skylę, o išoriniai sluoksniai išmetami didžiuliu greičiu.
- Sprogimo metu, veikiant smūginėms bangoms, vyrauja (sprogstamoji) nukleosintezė, kurios metu sintetinami nauji sunkesni elementai, kurie kartu išmetami į aplinką.
2.2 Porų nestabilumo supernovos (PISNe)
Tam tikroje didesnės masės srityje (~140–260 M⊙), — kuri, kaip manoma, labiau tikėtina III populiacijos žvaigždėms — žvaigždė gali patirti porų nestabilumo supernovą:
- Itin aukštose (iki ~109 K) branduolio temperatūrose gama-fotonai virsta elektronų-pozitronų poromis, mažindami spinduliuotės slėgį.
- Branduolys staigiai subliūkšta, sukeldamas nevaldomą termobranduolinę reakciją, kuri visiškai išardo žvaigždę, nepalikdama likutinio kompaktiško objekto.
- Toks sprogimas išlaisvina milžiniškus energijos kiekius bei sintetina daug metalų, tokių kaip silicis, kalcis ir geležis, kurie išmėtomi žvaigždės išorinėje dalyje.
Porų nestabilumo supernovos potencialiai gali labai gausiai praturtinti Visatą geležies atžvilgiu, palyginti su įprastomis branduolio kolapso supernovomis. Jų, kaip „elementų gamintojų“ ankstyvoje Visatoje, reikšmė ypač domina astronomus ir kosmologus.
2.3 (Super-)masyvios žvaigždės tiesioginis kolapsas
Jei žvaigždė viršija ~260 M⊙, teorija rodo, kad ji kolapsuoja taip sparčiai, jog beveik visa jos masė virsta juodąja skyle, su menku metalų išmetimu. Nors šis kelias mažiau svarbus tiesioginiam cheminiam praturtinimui, jis pabrėžia įvairius žvaigždžių likimus aplinkoje, kurioje nėra metalų.
3. Nukleosintezė: pirmųjų metalų kūrimas
3.1 Sintezė ir žvaigždžių raida
Kol žvaigždė gyvuoja, lengvieji elementai (vandenilis, helis) branduolyje fuzionuoja į vis sunkesnius branduolius (anglies, deguonies, neono, magnio, silicio ir kt.), taip generuodami energiją, leidžiančią žvaigždei šviesti. Tačiau baigiamuosiuose etapuose — supernovos sprogimo metu —
- Papildoma nukleosintezė (pvz., alfa dalelių gausus „freezeout“, neutronų surišimas kolapso metu) vyksta.
- Susintetinti elementai išmetami didžiuliu greičiu į aplinką.
3.2 Smūginės bangos skatinta sintezė
Tiek porų nestabilumo, tiek branduolio kolapso supernovose, smūginės bangos keliaujančios per tankią žvaigždės medžiagą sukelia sprogstamąją nukleosintezę. Ten temperatūra trumpam gali viršyti milijardus kelvinų, leidžiant egzotiškiems branduoliniams procesams sukurti dar sunkesnes branduolius, nei susidaro įprastiniame žvaigždės branduolyje. Pavyzdžiui:
- Geležies grupė: daug geležies (Fe), nikelio (Ni) ir kobalto (Co) gali susidaryti.
- Vidutinių masių elementai: Silicis (Si), sieros (S), kalcio (Ca) ir kiti gali būti pagaminami šiek tiek vėsesnėse, bet vis dar ekstremaliose zonose.
3.3 Išmetimai ir priklausomybė nuo žvaigždės masės
Pirminių supernovų „išmetimai“ (angl. yields) — t. y. metalų kiekis ir sudėtis — stipriai priklauso nuo pradinių žvaigždės sąlygų ir sprogimo mechanizmo. Porų nestabilumo supernovos, pavyzdžiui, gali pagaminti keletą kartų daugiau geležies, atsižvelgiant į savo pradines sąlygas, nei įprastos branduolio kolapso supernovos. Tuo tarpu kai kurios masės sritys įprasto kolapso metu gali sukurti mažiau geležies grupės elementų, bet vis tiek reikšmingai prisidėti prie „alfa elementų“ (O, Mg, Si, S, Ca) gausos.
4. Metalų sklaida: ankstyvas galaktinis praturtinimas
4.1 Išmetimai ir tarpžvaigždinė terpė
Kai supernovos smūginė banga pramuša žvaigždės išorinius sluoksnius, ji plečiasi į aplinkinę tarpžvaigždinę arba tarp-halinę terpę:
- Smūginis įkaitinimas: Aplinkos dujos įkaista ir gali būti išstumiamos tolyn, kartais sudarydamos apvalkalus ar „burbulus“.
- Metalų maišymasis: Laikui bėgant, turbulencija ir maišymosi procesai paskleidžia naujai pagamintus metalus po apylinkes.
- Kitos kartos formavimasis: Dujos, kurios vėl atvėsta ir susitraukia po sprogimo, jau yra „užterštos“ sunkesniais elementais, smarkiai keisdamos vėlesnės žvaigždėdaros procesą (dar labiau skatindamos debesų aušinimą ir fragmentaciją).
4.2 Poveikis žvaigždėdarai
Ankstyvosios supernovos iš esmės reguliavo žvaigždėdarą:
- Metalų aušinimas: Net menkas metalų kiekis labai sumažina dujų debesų temperatūrą, leidžiant formuotis mažesnės masės (II populiacijos) žvaigždėms, kurios gyvena ilgiau. Šis savybių pasikeitimas žymi lūžį kosminės žvaigždėdaros istorijoje.
- Grįžtamasis ryšys: Smūginės bangos gali pašalinti dujas iš mini-halų, atidėdamos papildomą žvaigždėdarą arba perkeldamos ją į gretimus halus. Kartotiniai supernovų poveikiai gali struktūruoti terpę, sukurti burbulus ir ištekėjimus (outflows) įvairiais mastais.
4.3 Cheminės įvairovės atsiradimas galaktikose
Kai mini-halai susijungė į didesnes protogalaktikas, pakartotiniai pirminių supernovų sprogimai praturtino kiekvieną naują žvaigždėdaros regioną sunkesniais elementais. Ši hierarchinė cheminė evoliucija padėjo pamatus būsimai galaktikų elementų gausos įvairovei ir galutiniam cheminiam sudėtingumui, kurį matome žvaigždėse, pavyzdžiui, mūsų Saulėje.
5. Stebėjimų užuominos: pirmųjų sprogimų pėdsakai
5.1 Metalų neturtingos žvaigždės Paukščių Tako hale
Vienas geriausių pirminių supernovų įrodymų siejamas ne tiek su tiesioginiu jų stebėjimu (neįmanomu tokiame ankstyvame amžiuje), kiek su itin metalų neturinčiomis žvaigždėmis mūsų Galaktikos hale ar nykštukinėse galaktikose. Tokios senos žvaigždės turi geležies gausą [Fe/H] ≈ –7 (milijoną kartų mažesnę už Saulės), o smulkios jų cheminių elementų santykio ypatybės — lengvųjų ir sunkesnių elementų — yra savotiška supernovų nukleosintezės „vizitinė kortelė“ [1][2].
5.2 Porų nestabilumo (PISNe) žymės?
Astronomai ieško specialių elementų santykių (pvz., didelio magnio, bet menko nikelio, lyginant su geležimi), kurie galėtų signifikuoti porų nestabilumo supernovą. Nors egzistuoja keletas siūlomų kandidatinio tipo žvaigždžių ar „keistų“ stebimų reiškinių, kol kas nėra tvirto patvirtinimo.
5.3 Užtemusio Lyman-alfa sistemos ir gama spindulių žybsniai
Be žvaigždžių archeologijos, didelio slopinimo Lyman-alfa (DLA) sistemos — dujingi sugerties ruožai tolimų kvazarų spektruose — gali rodyti ankstyvosios metalų gausos pėdsakų. Taip pat dideliame raudonajame poslinkyje esantys gama spindulių žybsniai (GRB), kilę žlugus masyviai žvaigždei, gali atskleisti informacijos apie naujai praturtintas dujas, iškart po supernovos įvykio.
6. Teoriniai modeliai ir simuliacijos
6.1 N-kūnų ir hidrodinaminiai kodai
Naujausios kosmologinės simuliacijos sujungia N-kūnų tamsiosios materijos evoliucijos modelį su hidrodinamikos, žvaigždėdaros ir cheminio praturtinimo receptais. Integruodami supernovų išmetimo modelius, mokslininkai gali:
- Sekti, kaip Population III supernovų išmesti metalai plinta kosminiuose tūriuose.
- Stebėti, kaip halų susiliejimas laipsniškai kaupia praturtinimą.
- Tikrinti įvairių sprogimų mechanizmų ar masės diapazonų tikimybę.
6.2 Nežinomybės susijusios su sprogimo mechanizmais
Liko įvairių neatsakytų klausimų, pavyzdžiui, koks tikslus masės diapazonas palankus porų nestabilumo supernovoms ir ar branduolio kolapsas metalų neturinčiose žvaigždėse itin skiriasi nuo dabartinių analogų. Skirtingos (branduolinės reakcijos, mišimo, sukimosi, binarinių sąveikų) prielaidos gali koreguoti prognozuojamus išmetimus, todėl tiesioginiai palyginimai su stebėjimais tampa sudėtingi.
7. Pirminių supernovų reikšmė kosminei istorijai
-
Sudėtingos chemijos užtikrinimas
- Jei ne ankstyvas supernovų „apteršimas“ metalais, vėlesni žvaigždėdaros debesys galėjo išlikti neefektyviai vėstantys, ilgiau tęsiant masyvių žvaigždžių epochą ir ribojant uolinių planetų atsiradimą.
-
Galaktikų evoliucijos variklis
- Pasikartojantys supernovų grįžtamojo ryšio reiškiniai kontroliuoja, kaip dujos pernešamos, ir struktūruoja hierarchinį galaktikų augimą.
-
Stebėjimų ir teorijos jungtis
- Cheminių sudėčių, matomų seniausiose halo žvaigždėse, ryšys su pirminių supernovų išmetimo modeliais yra kertinis Didžiojo sprogimo kosmologijos ir žvaigždžių evoliucijos prie nulio metalizacijos bandymas.
8. Dabartiniai tyrimai ir ateities perspektyvos
8.1 Itin blankios nykštukinės galaktikos
Kai kurios menkiausios ir metalų neturinčios Paukščių Tako palydovės galaktikos yra tarsi „gyvos laboratorijos“ ankstyvajam cheminiam praturtinimui tirti. Jose esantys žvaigždžių populiacijos dažnai išsaugo seniausias gausos charakteristikas, galbūt parodančias, kaip vienas ar du pirminių supernovų sprogimai paveikė jas.
8.2 Naujos kartos teleskopai
- Džeimso Webbo kosminis teleskopas (JWST): Gali detekuoti ypač blankias, didelio raudonojo poslinkio galaktikas arba supernovų pėdsakus artimojoje infraraudonojoje srityje, leisdamas tiesiogiai tyrinėti pirmuosius žvaigždėdaros regionus.
- Ypač dideli teleskopai: Ateities 30–40 metrų klasės antžeminiai prietaisai tiksliau matuos elementų gausą net labai blankiose halo žvaigždėse ar didelio raudonojo poslinkio sistemose.
8.3 Pažangios simuliacijos
Didėjant kompiuterinės galios ištekliams, tokie projektai kaip IllustrisTNG, FIRE ar specializuoti „zoom-in“ metodai toliau tikslina, kaip pirminis supernovų grįžtamasis ryšys formavo kosminę struktūrą. Mokslininkai stengiasi nustatyti, kaip šie pirmieji sprogimai skatino ar slopino kitų žvaigždžių formavimąsi mini-haluose ir protogalaktikose.
9. Išvada
Pirminės supernovos – tai kertinis Visatos istorijos lūžis: perėjimas nuo pasaulio, kuriame viešpatavo tik vandenilis ir helis, į pirmuosius cheminio sudėtingumo žingsnius. Sprogdamos masyviose, be metalų esančiose žvaigždėse, jos atnešė pirmąjį reikšmingą sunkesnių elementų — deguonies, silicio, magnio, geležies — pliūpsnį į kosmosą. Po šio momento žvaigždėdaros regionai įgijo naują pobūdį, paveikti geresnio aušinimo, kitokios dujų fragmentacijos ir jau metalais paremtos astrofizikos.
Šių ankstyvųjų įvykių pėdsakai išliko itin metalų neturtingų žvaigždžių elementinėje „parašų“ struktūroje bei senų, blankių nykštukinių galaktikų cheminėje sandaroje. Jie rodo, kaip Visatos raida priklausė ne tik nuo gravitacijos ar tamsiosios materijos halų, bet ir nuo galingų pirmųjų milžinių sprogimų, kurių smurtinė baigtis tiesiogine prasme nutiesė kelią į žvaigždžių populiacijų įvairovę, planetas ir gyvybės palaikomą chemiją, kokią pažįstame šiandien.
Nuorodos ir platesnis skaitymas
- Beers, T. C., & Christlieb, N. (2005). “The Discovery and Analysis of Very Metal-Poor Stars in the Galaxy.” Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 43, 531–580.
- Cayrel, R., et al. (2004). “Early enrichment of the Milky Way inferred from extremely metal-poor stars.” Astronomy & Astrophysics, 416, 1117–1138.
- Heger, A., & Woosley, S. E. (2002). “The Nucleosynthetic Signature of Population III Stars.” The Astrophysical Journal, 567, 532–543.
- Nomoto, K., Kobayashi, C., & Tominaga, N. (2013). “Nucleosynthesis in Stars and the Chemical Enrichment of Galaxies.” Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 51, 457–509.
- 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.