Reionisaatio

Reionisaatio ( reionisaation aikakausi [1] , reionisaatio [ 2] , vedyn sekundaarinen ionisaatio [3] ) on maailmankaikkeuden historian ajanjakso (aikakausi) 550 miljoonan vuoden [4] ja 800 miljoonan vuoden välillä alkuräjähdyksen jälkeen. suunnilleen punasiirtymä arvosta ) [2 ] . Reionisaatiota edeltää pimeä keskiaika . Ja sen jälkeen - nykyinen aineen aikakausi . Ensimmäiset tähdet (populaatio III tähdet), galaksit [5] , kvasaarit [6] , galaksijoukot ja superklusterit muodostuvat . Vedyn reionisaatio tähtien ja kvasaarien valossa. Reionisaationopeus riippui universumin esineiden muodostumisnopeudesta [7] . Painovoiman vetovoiman takia maailmankaikkeuden aine alkaa jakautua eristyneiden klustereiden (" klusterien ") kesken. Ilmeisesti ensimmäiset tiheät esineet pimeässä universumissa olivat kvasaarit . Sitten galaksien ja kaasu- ja pölysumujen varhaiset muodot alkoivat muodostua. Ensimmäiset tähdet alkavat muodostua, joissa syntetisoidaan heliumia raskaampia alkuaineita . Astrofysiikassa kaikkia heliumia raskaampia alkuaineita kutsutaan yleisesti "metalleiksi" (katso metallisuus ) .

11. heinäkuuta 2007 Richard Ellis (Caltech) 10 metrin Keck II -teleskoopilla löysi kuusi tähtijoukkoa, jotka muodostuivat 13,2 miljardia vuotta sitten. Näin ollen ne syntyivät, kun maailmankaikkeus oli vain 500 miljoonaa vuotta vanha [8] .

Tähtien muodostuminen

Tähtien muodostuminen  on astrofysiikka termi, joka kuvaa laajamittaista prosessia galaksissa , jossa tähtiä alkaa muodostua massaksi tähtienvälisestä kaasusta [ 9] . Kierrevarret , galaksin yleinen rakenne , tähtipopulaatio , tähtienvälisen väliaineen luminositeetti ja kemiallinen koostumus  ovat kaikki tämän prosessin tulosta. [kymmenen]

Tähtien muodostumisen peittämän alueen koko ei pääsääntöisesti ylitä 100 kpl. On kuitenkin olemassa komplekseja, joissa on tähtienmuodostuspurske, joita kutsutaan superassosiaatioiksi ja jotka ovat kooltaan verrattavissa epäsäännölliseen galaksiin.

Meidän ja useissa lähigalakseissa prosessin suora havainnointi on mahdollista. Tässä tapauksessa merkit jatkuvasta tähtien muodostumisesta ovat [11] :

  1. spektriluokkien OBA tähtien ja niihin liittyvien objektien läsnäolo (HII-alueet, uusien purkaukset ja supernovat );
  2. infrapunasäteily , sekä kuumennetusta pölystä että itse nuorista tähdistä;
  3. radiosäteily kaasu- ja pölylevyistä muodostuvien ja vastasyntyneiden tähtien ympärillä;
  4. Molekyyliviivojen Doppler-halkaisu pyörivässä kiekossa tähtien ympärillä;
  5. Näiltä levyiltä (niiden napoilta) noin nopeudella noin 100 km/s pakenevien ohuiden nopeiden suihkujen ( jets ) molekyyliviivojen Doppler-halkaisu ;
  6. assosiaatioiden, klustereiden ja tähtikompleksien läsnäolo massiivisten tähtien kanssa (massiiviset tähdet syntyvät melkein aina suurissa ryhmissä);
  7. pallosten läsnäolo .

Etäisyyden kasvaessa myös kohteen näennäinen kulmakoko pienenee, eikä yksittäisiä esineitä ole mahdollista nähdä tietystä hetkestä alkaen galaksin sisällä. Sitten kriteerit tähtien muodostumiselle kaukaisissa galakseissa ovat [9] :

  1. suuri valoisuus emissiolinjoissa , erityisesti H a : ssa ;
  2. lisääntynyt teho spektrin ultravioletti- ja sinisissä osissa , joista massiivisten tähtien säteily on suoraan vastuussa;
  3. lisääntynyt säteily aallonpituuksilla lähellä 8 µm ( IR-alue );
  4. lisääntynyt lämpö- ja synkrotronisäteilyn teho radioalueella ;
  5. Kuumaan kaasuun liittyvä lisääntynyt röntgenteho .

Yleisesti ottaen tähtien muodostumisprosessi voidaan jakaa useisiin vaiheisiin: suurten kaasukompleksien muodostuminen (massa 10 7 M ʘ ), gravitaatioon sitoutuneiden molekyylipilvien ilmestyminen niihin, niiden tiheimpien osien gravitaatiopuristuminen ennen tähtien muodostuminen, kaasun kuumeneminen nuorten tähtien säteilyn vaikutuksesta sekä uusien ja supernovien purkaukset, pakokaasut.

Useimmiten tähtienmuodostusalueita löytyy [11] :

Tähtien muodostuminen on itsesäätyvä prosessi: massiivisten tähtien muodostumisen ja niiden lyhyen elinkaaren jälkeen tapahtuu sarja voimakkaita soihdutuksia, jotka tiivistävät ja lämmittävät kaasua. Toisaalta tiivistyminen kiihdyttää suhteellisen tiheiden pilvien puristamista kompleksin sisällä, mutta toisaalta kuumennettu kaasu alkaa poistua tähtienmuodostusalueelta, ja mitä enemmän sitä kuumennetaan, sitä nopeammin se poistuu.

Massiiviset tähdet elävät suhteellisen lyhyen elämän - muutaman miljoonan vuoden . Tällaisten tähtien olemassaolo tarkoittaa, että tähtien muodostumisprosessit eivät päättyneet miljardeja vuosia sitten , vaan ne tapahtuvat nykyisellä aikakaudella.

Tähdillä, joiden massa on monta kertaa suurempi kuin Auringon massa , on valtava koko, korkea valoisuus ja lämpötila suurimman osan elämästään . Korkean lämpötilansa vuoksi ne ovat väriltään sinertäviä , ja siksi niitä kutsutaan sinisiksi superjättiläiksi . Tällaiset tähdet lämmittämällä ympäröivää tähtienvälistä kaasua johtavat kaasusumujen muodostumiseen . Suhteellisen lyhyen elämänsä aikana massiiviset tähdet eivät ehdi liikkua merkittävää etäisyyttä alkuperäpaikaltaan, joten kirkkaita kaasusumuja ja sinisiä superjättiläisiä voidaan pitää niiden galaksin alueiden indikaattoreina, joissa tähtien muodostuminen on äskettäin tapahtunut tai on tapahtuu edelleen.

Nuoret tähdet eivät ole satunnaisesti jakautuneet avaruuteen. On laajoja alueita, joilla niitä ei havaita ollenkaan, ja alueita, joilla niitä on suhteellisen paljon. Suurin osa sinisiä superjättiläisiä havaitaan Linnunradan alueella , toisin sanoen lähellä galaksin tasoa, missä kaasun ja pölyn tähtienvälisen aineen pitoisuus on erityisen korkea.

Mutta jopa lähellä Galaxyn tasoa nuoret tähdet ovat jakautuneet epätasaisesti. He eivät juuri koskaan tapaa yksin. Useimmiten nämä tähdet muodostavat avoimia klustereita ja harvinaisempia suuria tähtiryhmiä, joita kutsutaan tähtiyhdistyksiksi ja joita on kymmeniä ja joskus satoja sinisiä superjättiläisiä. Nuorimmat tähtijoukoista ja yhdistyksistä ovat alle 10 miljoonaa vuotta vanhoja. Lähes kaikissa tapauksissa näitä nuoria muodostumia havaitaan alueilla, joilla on lisääntynyt tähtienvälinen kaasutiheys. Tämä osoittaa, että tähtien muodostumisprosessi liittyy tähtienväliseen kaasuun.

Esimerkki tähtienmuodostusalueesta on jättiläinen kaasukompleksi Orionin tähdistössä. Se vie lähes koko tämän tähdistön alueen taivaalla ja sisältää suuren massan neutraalia ja molekyylikaasua , pölyä ja useita kirkkaita kaasumaisia ​​sumuja. Tähtien muodostuminen siinä jatkuu tällä hetkellä.

Perustiedot

Tähtien muodostumisprosessin aloittaminen tähtienvälisistä kaasu- ja pölysumuista galakseissa edellyttää aineen läsnäoloa avaruudessa, joka on syystä tai toisesta gravitaatiovakauden tilassa. [12] Esimerkiksi tyypin Ib\c ja II supernovaräjähdykset pilven lähellä, massiivisten, voimakasta säteilyä aiheuttavien tähtien läheisyys ja ulkoisten magneettikenttien, kuten Linnunradan magneettikentän, läsnäolo voivat toimia laukaisimina . Periaatteessa tähtien muodostumisprosessi tapahtuu ionisoituneen vedyn tai H II -alueiden pilvissä . Galaksityypistä riippuen intensiivistä tähtien muodostumista tapahtuu joko satunnaisesti jakautuneilla alueilla tai alueilla, jotka on järjestetty galaksien spiraalirakenteisiin . [13] Tähtien muodostuksella on "paikallisten soihdutusten" luonne. "Leimausaika" on lyhyt, useiden miljoonien vuosien luokkaa, mittakaava on jopa satoja parsekkeja . [kymmenen]

Niiden tähtienvälisten kaasualueiden koostumus , joista tähdet muodostuivat, määrittää niiden kemiallisen koostumuksen, mikä mahdollistaa tietyn tähden muodostumisen päivämäärän tai sen liittämisen tietyntyyppisiin tähtipopulaatioihin . Vanhemmat tähdet muodostuivat alueille, jotka olivat käytännöllisesti katsoen vapaita raskaita alkuaineista ja siten vailla näitä alkuaineita ilmakehässään spektrihavaintojen perusteella . Spektriominaisuuksien lisäksi tähden alkuperäinen kemiallinen koostumus vaikuttaa sen jatkokehitykseen ja esimerkiksi fotosfäärin lämpötilaan ja väriin .

Tietyn populaation tähtien määrä määrittää tähtien muodostumisnopeuden tietyllä alueella pitkän ajan kuluessa. Nousevien tähtien kokonaismassaa yhdessä vuodessa kutsutaan tähtien muodostumisnopeudeksi (SFR, Star Formation Rate).

Tähtien muodostumisprosessi on yksi astrofysiikan tutkimuksen pääaineista . Universumin evoluution kannalta on tärkeää tuntea tähtien muodostumisnopeuden historia . Nykyaikaisten tietojen mukaan tähdet, joiden massa on 1-10 M ☉ , muodostuvat nykyään pääasiassa Linnunradalla .

Perusprosessit

Tähtien muodostumisen perusprosesseja ovat painovoiman epävakauden ilmaantuminen pilvessä, akkretiolevyn muodostuminen ja lämpöydinreaktioiden alkaminen tähdessä. Jälkimmäistä kutsutaan joskus myös tähden syntymäksi . Lämpöydinreaktioiden alkaminen pääsääntöisesti pysäyttää muodostuvan taivaankappaleen massan kasvun ja edistää uusien tähtien muodostumista sen läheisyydessä (katso esimerkiksi Pleiades , Heliosphere ).

Tähtien muodostuminen

Toisin kuin termi tähtien muodostuminen , termi tähtien muodostuminen viittaa fysikaaliseen prosessiin, jossa tiettyjä tähtiä muodostuu kaasu- ja pölysumuista .

Galaksien alkuperä ja kehitys

Galaksien syntyminen on universumin kaukaisessa menneisyydessä tapahtuneiden  suurten gravitaatioon sidottujen aineen kertymien ilmaantumista . Se alkoi neutraalin kaasun kondensoitumisesta pimeän keskiajan lopusta lähtien [5] . Tällä hetkellä ei ole olemassa tyydyttävää teoriaa galaksien alkuperästä ja kehityksestä. Tämän ilmiön selittämiseen on useita kilpailevia teorioita, mutta jokaisella on omat vakavat ongelmansa.

Kuten taustataustatiedot osoittavat, maailmankaikkeus oli säteilyn erottamishetkellä aineesta itse asiassa homogeeninen, aineen vaihtelut olivat erittäin pieniä, mikä on merkittävä ongelma. Toinen ongelma on galaksien superklusterien solurakenne ja samalla pienempien klustereiden pallomainen rakenne. Minkä tahansa teorian, joka yrittää selittää universumin laajamittaisen rakenteen alkuperää, täytyy välttämättä ratkaista nämä kaksi ongelmaa (sekä mallintaa oikein galaksien morfologia).

Modernia teoriaa suuren mittakaavan rakenteen ja yksittäisten galaksien muodostumisesta kutsutaan "hierarkkiseksi teoriaksi". Teorian ydin tiivistyy seuraavaan: aluksi galaksit olivat kooltaan pieniä (suunnilleen kuin Magellanin pilvi ), mutta ajan myötä ne sulautuvat yhteen muodostaen yhä enemmän suuria galakseja.

Viime aikoina teorian pätevyys on kyseenalaistettu, ja supistaminen on vaikuttanut tähän melkoisesti . Teoreettisissa tutkimuksissa tämä teoria on kuitenkin hallitseva. Silmiinpistävin esimerkki tällaisesta tutkimuksesta on Millennium-simulaatio (Millennium run) [14] .

Hierarkkinen teoria

Ensimmäisen mukaan ensimmäisten tähtien ilmestymisen jälkeen maailmankaikkeudessa alkoi tähtien gravitaatioyhdistyminen klusteriksi ja edelleen galakseiksi. Viime aikoina tämä teoria on kyseenalaistettu. Nykyaikaiset teleskoopit pystyvät "katsomaan" niin pitkälle, että ne näkevät esineitä, jotka olivat olemassa noin 400 tuhatta vuotta alkuräjähdyksen jälkeen . Todettiin, että muodostuneita galakseja oli jo olemassa tuolloin. Oletetaan, että ensimmäisten tähtien ilmestymisen ja edellä mainitun maailmankaikkeuden kehitysjakson välillä on kulunut liian vähän aikaa, eivätkä galaksit olisi ehtineet muodostua.

Yleiset määräykset

Jokainen teoria tavalla tai toisella olettaa, että kaikki nykyaikaiset muodostelmat tähdistä superklusteriin syntyivät alkuperäisten häiriöiden romahtamisen seurauksena. Klassinen tapaus on Jeansin epävakaus , joka pitää ihanteellista nestettä, joka luo gravitaatiopotentiaalin Newtonin painovoimalain mukaisesti. Tässä tapauksessa hydrodynamiikan ja potentiaalin yhtälöistä käy ilmi, että häiriön koko, josta romahdus alkaa, on [15] :

missä us on  äänen nopeus väliaineessa, G  on gravitaatiovakio ja ρ  on häiriöttömän väliaineen tiheys. Samanlainen harkinta voidaan suorittaa laajenevan universumin taustalla. Tarkastellaan tässä tapauksessa mukavuuden vuoksi suhteellisen vaihtelun suuruutta . Silloin klassiset yhtälöt saavat seuraavan muodon [15] :

Tällä yhtälöjärjestelmällä on vain yksi ratkaisu, joka kasvaa ajan myötä. Tämä on pituussuuntaisten tiheyden vaihteluiden yhtälö:

Siitä seuraa erityisesti, että täsmälleen samansuuruiset vaihtelut kuin staattisessa tapauksessa ovat epävakaita. Ja häiriöt kasvavat lineaarisesti tai heikkenevät Hubble-parametrin ja energiatiheyden kehityksestä riippuen.

Jeans-malli kuvaa riittävästi häiriöiden romahtamista ei-relativistisessa väliaineessa, jos niiden koko on paljon pienempi kuin nykyinen tapahtumahorisontti (mukaan lukien pimeä aine säteilyn hallitseman vaiheen aikana). Päinvastaisissa tapauksissa on tarpeen ottaa huomioon tarkat relativistiset yhtälöt. Ihanteellisen nesteen energia-momenttitensori, joka ottaa huomioon pienet tiheyshäiriöt

on kovariantti säilynyt, josta seuraa relativistiselle tapaukselle yleistetyt hydrodynaamiset yhtälöt. Yhdessä GR-yhtälöiden kanssa ne edustavat alkuperäistä yhtälöjärjestelmää, joka määrää kosmologian fluktuaatioiden kehityksen Friedmanin ratkaisun taustalla [15] .

Inflaatioteoria

Toinen yleinen versio on seuraava. Kuten tiedät, kvanttivaihteluita esiintyy jatkuvasti tyhjiössä . Ne tapahtuivat myös aivan maailmankaikkeuden olemassaolon alussa, kun universumin inflaatiolaajenemisprosessi , laajeneminen superluminaalisella nopeudella, oli käynnissä. Tämä tarkoittaa, että kvanttivaihtelut itse myös laajenivat ja koolle ehkä 10 10 12 kertaa suurempia kuin alkuperäinen. Ne, jotka olivat olemassa inflaation päättyessä, pysyivät "paisutettuina" ja osoittautuivat siten ensimmäisiksi gravitoivaksi epähomogeenisuudeksi universumissa. Osoittautuu, että aineella oli noin 400 tuhatta vuotta aikaa painovoiman puristumiseen näiden epähomogeenisuuksien ympärillä ja kaasumaisten sumujen muodostumiseen . Ja sitten alkoi tähtien syntyprosessi ja sumujen muuttuminen galakseiksi.

Protogalaksi

Protogalaksi ( "primordial galaxy" ; englanniksi  protogalaxy, primeval galaxy ): fysikaalisessa kosmologiassa tähtienvälinen kaasupilvi  , joka on muuttumisvaiheessa galaksiksi . Uskotaan, että tähtien muodostumisnopeus tämän galaktisen evoluution jakson aikana määrittää tulevan tähtijärjestelmän spiraalisen tai elliptisen muodon (tähtien hitaampi muodostuminen paikallisista tähtienvälisistä kaasupampuista johtaa yleensä spiraaligalaksin syntymiseen). Termiä "protogalaksi" käytetään pääasiassa kuvaamaan maailmankaikkeuden kehityksen alkuvaiheita Big Bang -teorian puitteissa .

Exploring

Webb-teleskooppi pystyy kertomaan, milloin ja missä maailmankaikkeuden reionisaatio alkoi ja mikä sen aiheutti [16] .

Muistiinpanot

  1. ↑ S. B. Popov. Päivän ANC Tähtitieteellinen tiede Päivän kuva . Galaxy hämärävyöhykkeellä . Astronet (22. lokakuuta 2010). Käyttöpäivä: 29. tammikuuta 2014. Arkistoitu alkuperäisestä 29. marraskuuta 2013.
  2. ↑ 1 2 N.T. Ashimbaeva. Kaukaisin kvasaari on löydetty . Astronet (5. heinäkuuta 2011). Käyttöpäivä: 29. tammikuuta 2014. Arkistoitu alkuperäisestä 5. maaliskuuta 2012.
  3. ↑ D.S. Gorbunov, V.A. Rubakov. Skalaarihäiriöt: tulokset yksikomponenttiselle materiaalille. // Johdatus varhaisen maailmankaikkeuden teoriaan: Kosmologiset häiriöt. inflaatioteoria. - Moskova: LKI, 2008. - 552 s. - ISBN 978-5-396-00046-9 .
  4. ↑ Tähdet ovat nuorempia: "Reionisaatio" on uudempaa kuin ennustettiin . phys.org . Käyttöpäivä: 27. joulukuuta 2017. Arkistoitu alkuperäisestä 6. helmikuuta 2015.
  5. ↑ 1 2 N.T. Ashimbaeva. Kaikkein kaukaisin, halutuin . Astronet (7. toukokuuta 2009). Käyttöpäivä: 29. tammikuuta 2014. Arkistoitu alkuperäisestä 14. maaliskuuta 2012.
  6. ↑ Sergei Popov, Maksim Borisov. Kuinka universumi laajeni vuonna 2010 . Galaksit: aktiivisia ja ei niin aktiivisia . Elementy.ru , "Trinity option" (18. tammikuuta 2011). Käyttöpäivä: 3. helmikuuta 2014. Arkistoitu alkuperäisestä 3. helmikuuta 2014.
  7. ↑ Tumma massatyyppi ja yksityiskohtainen ionisaatiotasapaino . Käyttöpäivä: 1. helmikuuta 2014. Arkistoitu alkuperäisestä 1. helmikuuta 2014.
  8. ↑ Tähtitieteilijät ovat löytäneet kaukaisimmat ja vanhimmat galaksit . Kalvo (11. heinäkuuta 2007). Käyttöpäivä: 4. helmikuuta 2014. Arkistoitu alkuperäisestä 16. huhtikuuta 2012.
  9. ↑ 1 2 A. V. Zasov, K. A. Postnov. Galaksit ja galaksijoukot // Yleinen astrofysiikka . - Fryazino: Century 2, 2006. - S.  356 -359. — ISBN 5-85099-169-7 .
  10. ↑ 1 2 A. V. Zasovb K. A. Postnov Yleinen astrofysiikka s. 356
  11. ↑ 1 2 Yu. A. Nasimovich. Tähdet / Kuinka tähdet syntyvät . Astronetti . Arkistoitu alkuperäisestä 9. elokuuta 2019.
  12. ↑ Tähtien muodostus Arkistoitu 25. marraskuuta 2010 Wayback Machinessa , Astronetissa
  13. ↑ Jälkimmäinen tapahtuu Linnunradalla, joka on spiraaligalaksi .
  14. ↑ Gibson CH, Schild RE Protogalaksiklusterien kehitys nykyiseen muotoonsa: teoria ja havainto . — Journal of Cosmology, 2010.
  15. ↑ 1 2 3 D.S. Gorbunov, V.A. Rubokov. Farkkujen epävakaus Newtonin painovoimateoriassa // Johdatus varhaisen maailmankaikkeuden teoriaan: Kosmologiset häiriöt. inflaatioteoria. - Moskova: Krasnad, 2010. - 568 s. - ISBN 978-5-396-00046-9 .
  16. ↑ Webb Science: The End of the Dark Ages: First Light and Reionization . NASA . Haettu 18. maaliskuuta 2013. Arkistoitu alkuperäisestä 21. maaliskuuta 2013.

Linkit

 Universumin aikajana
Ensimmäiset kolme minuuttia
alkuräjähdyksen jälkeen
varhainen universumi
Universumin tulevaisuus
 Kosmologia
Peruskäsitteet ja esineet
Universumin historia
Universumin rakenne
Teoreettiset käsitteet
Kokeilut
Portaali: Tähtitiede