Reionizace

Reionizace (epocha reionizace [1] , reionizace [ 2] , sekundární ionizace vodíku [3] ) je období historie Vesmíru (epocha) mezi 550 miliony let [4] a 800 miliony let po Velkém třesku ( přibližně červený posun od do ) [2] . Reionizaci předchází doba temna . A po ní - současná éra hmoty . Vznikají první hvězdy (hvězdy populace III), galaxie [5] , kvasary [6] , kupy a nadkupy galaxií . Reionizace vodíku světlem hvězd a kvasarů. Rychlost reionizace závisela na rychlosti tvorby objektů ve Vesmíru [7] . Vlivem gravitační přitažlivosti se hmota ve Vesmíru začíná rozdělovat mezi izolované shluky („ kupy “). Zdá se, že prvními hustými objekty v temném vesmíru byly kvasary . Pak se začaly tvořit rané formy galaxií a plynových a prachových mlhovin. Začínají se tvořit první hvězdy, ve kterých se syntetizují prvky těžší než helium . V astrofyzice , nějaké prvky těžší než helium jsou obyčejně nazývány “kovy” (viz metallicita ).

11. července 2007 objevil Richard Ellis (Caltech) na 10metrovém dalekohledu Keck II 6 hvězdokup, které vznikly před 13,2 miliardami let. Vznikly tedy, když byl vesmír starý pouhých 500 milionů let [8] .

Vznik hvězd

Vznik hvězd  je astrofyzikální termín označující proces ve velkém měřítku v galaxii , při kterém se hvězdy začínají hromadně tvořit z mezihvězdného plynu [9] . Spirální ramena , obecná struktura galaxie , hvězdná populace , svítivost a chemické složení mezihvězdného prostředí  jsou výsledkem tohoto procesu. [deset]

Velikost oblasti pokryté tvorbou hvězd zpravidla nepřesahuje 100 pc. Existují však komplexy s výbuchem tvorby hvězd, nazývané superasociace, velikostně srovnatelné s nepravidelnou galaxií.

V naší a několika blízkých galaxiích je možné tento proces přímo pozorovat. V tomto případě jsou známky probíhající tvorby hvězd [11] :

  1. přítomnost hvězd spektrálních tříd OBA a příbuzných objektů (HII oblasti, výbuchy nových a supernov );
  2. infračervené záření , jak ze zahřátého prachu, tak ze samotných mladých hvězd;
  3. rádiové emise z plynových a prachových disků kolem formujících se a novorozených hvězd;
  4. Dopplerovo štěpení molekulárních čar v rotujícím disku kolem hvězd;
  5. Dopplerovské štěpení molekulárních linií tenkých rychlých výtrysků ( jetů ) unikajících z těchto disků (z jejich pólů) rychlostí přibližně 100 km/s;
  6. přítomnost asociací, hvězdokup a hvězdných komplexů s hmotnými hvězdami (hmotné hvězdy se téměř vždy rodí ve velkých skupinách);
  7. přítomnost globulí .

S rostoucí vzdáleností se zmenšuje i zdánlivá úhlová velikost objektu a od určitého okamžiku není možné vidět jednotlivé objekty uvnitř galaxie. Kritéria pro tvorbu hvězd ve vzdálených galaxiích jsou [9] :

  1. vysoká svítivost v emisních čarách , zejména v Hα ;
  2. zvýšený výkon v ultrafialové a modré části spektra , za který je přímo zodpovědné záření hmotných hvězd;
  3. zvýšené záření na vlnových délkách blízkých 8 µm ( IR rozsah );
  4. zvýšený výkon tepelného a synchrotronového záření v rádiovém dosahu ;
  5. zvýšený rentgenový výkon spojený s horkým plynem .

Obecně lze proces vzniku hvězd rozdělit do několika fází: tvorba velkých plynových komplexů (o hmotnosti 10 7 M ʘ ), výskyt gravitačně vázaných molekulárních mraků v nich, gravitační komprese jejich nejhustších částí před vznik hvězd, zahřívání plynu zářením mladých hvězd a výrony nových a supernov, únik plynu.

Nejčastěji lze nalézt hvězdotvorné oblasti [11] :

Vznik hvězd je samoregulační proces: po vzniku hmotných hvězd a jejich krátkém životě dochází k sérii silných vzplanutí, které kondenzují a zahřívají plyn. Zhutnění na jednu stranu urychlí stlačování poměrně hustých mraků uvnitř komplexu, na druhou stranu ale ohřátý plyn začne opouštět oblast vzniku hvězd a čím více se zahřeje, tím rychleji odchází.

Nejhmotnější hvězdy žijí relativně krátce - několik milionů let . Skutečnost, že takové hvězdy existují, znamená, že procesy vzniku hvězd neskončily před miliardami let , ale probíhají v současné době.

Hvězdy, jejichž hmotnost je mnohonásobně větší než hmotnost Slunce , mají po většinu svého života obrovské rozměry, vysokou svítivost a teplotu . Kvůli své vysoké teplotě mají namodralou barvu , a proto se jim říká modří veleobri . Takové hvězdy zahříváním okolního mezihvězdného plynu vedou ke vzniku plynových mlhovin . Během svého poměrně krátkého života se hmotné hvězdy nestihnou přesunout na značnou vzdálenost od místa svého vzniku, takže jasné plynné mlhoviny a modré veleobry lze považovat za indikátory těch oblastí Galaxie, kde nedávno došlo nebo probíhá formování hvězd. stále probíhá.

Mladé hvězdy nejsou ve vesmíru rozmístěny náhodně. Jsou rozsáhlé oblasti, kde nejsou vůbec pozorovány, a oblasti, kde jsou poměrně početné. Většina modrých veleobrů je pozorována v oblasti Mléčné dráhy , tedy v blízkosti roviny Galaxie, kde je koncentrace plynu a prachu mezihvězdné hmoty obzvláště vysoká.

Ale i v blízkosti roviny Galaxie jsou mladé hvězdy rozmístěny nerovnoměrně. Téměř nikdy se nepotkají sami. Nejčastěji tyto hvězdy tvoří otevřené hvězdokupy a vzácnější velké hvězdné skupiny, nazývané hvězdné asociace , které čítají desítky a někdy i stovky modrých veleobrů. Nejmladší z hvězdokup a asociací jsou mladší než 10 milionů let. Téměř ve všech případech jsou tyto mladé formace pozorovány v oblastech se zvýšenou hustotou mezihvězdného plynu. To naznačuje, že proces tvorby hvězd je spojen s mezihvězdným plynem.

Příkladem hvězdotvorné oblasti je obří plynový komplex v souhvězdí Orion. Zabírá téměř celou oblast tohoto souhvězdí na obloze a zahrnuje velké množství neutrálního a molekulárního plynu , prachu a řadu jasných plynných mlhovin. Vznik hvězd v něm pokračuje i v současnosti.

Základní informace

K zahájení procesu tvorby hvězd z mezihvězdných plynových a prachových mlhovin v galaxiích je nutná přítomnost hmoty ve vesmíru, který je z toho či onoho důvodu ve stavu gravitační nestability . [12] Například výbuchy supernov typu Ib\c a II blízko oblaku , blízkost hmotných hvězd s intenzivní radiací a přítomnost vnějších magnetických polí, jako je magnetické pole Mléčné dráhy , mohou sloužit jako spouštěče . Proces tvorby hvězd v podstatě probíhá v oblacích ionizovaného vodíku nebo v oblastech H II . V závislosti na typu galaxie dochází k intenzivní tvorbě hvězd buď v náhodně rozmístěných oblastech nebo v oblastech uspořádaných do spirálních struktur galaxií. [13] Vznik hvězd má charakter „místních erupcí“. Doba „vzplanutí“ je krátká, řádově několik milionů let, rozsah je až stovky parseků . [deset]

Složení oblastí mezihvězdného plynu , ze kterých hvězdy vznikly, určuje jejich chemické složení, což umožňuje datovat vznik konkrétní hvězdy nebo jej připisovat určitému typu hvězdných populací . Starší hvězdy vznikaly v oblastech , které byly prakticky bez těžkých prvků , a tedy bez těchto prvků ve své atmosféře , jak bylo určeno ze spektrálních pozorování . Počáteční chemické složení hvězdy ovlivňuje kromě spektrálních charakteristik její další vývoj a například i teplotu a barvu fotosféry .

Počet hvězd konkrétní populace určuje rychlost tvorby hvězd v určité oblasti za dlouhou dobu. Celková hmotnost vznikajících hvězd za jeden rok se nazývá rychlost tvorby hvězd (SFR, Star Formation Rate).

Proces vzniku hvězd je jedním z hlavních předmětů studia oboru astrofyzika . Z hlediska vývoje vesmíru je důležité znát historii rychlosti vzniku hvězd . Podle moderních údajů se nyní v Mléčné dráze tvoří převážně hvězdy o hmotnosti 1 - 10 M ☉ .

Základní procesy

Mezi základní procesy vzniku hvězd patří vznik gravitační nestability v oblaku, vznik akrečního disku a nástup termonukleárních reakcí ve hvězdě. Posledně jmenovanému se také někdy říká zrození hvězdy . Nástup termonukleárních reakcí zpravidla zastavuje růst hmoty formujícího se nebeského tělesa a přispívá ke vzniku nových hvězd v jeho okolí (viz např. Plejády , Heliosféra ).

Vznik hvězd

Na rozdíl od termínu Star Formation , termín Star Formation označuje fyzikální proces vzniku konkrétních hvězd z plynných a prachových mlhovin .

Vznik a vývoj galaxií

Vznik galaxií  je výskytem velkých gravitačně vázaných nahromadění hmoty , ke kterému došlo v dávné minulosti vesmíru . Začalo to kondenzací neutrálního plynu, počínaje koncem temného středověku [5] . V tuto chvíli neexistuje žádná uspokojivá teorie o původu a vývoji galaxií. Existuje několik vzájemně si konkurujících teorií k vysvětlení tohoto jevu, ale každá má své vlastní vážné problémy.

Jak ukazují data na pozadí pozadí, v okamžiku oddělení záření od hmoty byl Vesmír vlastně homogenní, fluktuace hmoty byly extrémně malé a to je značný problém. Druhým problémem je buněčná struktura superkup galaxií a zároveň kulovitá struktura menších kup. Jakákoli teorie pokoušející se vysvětlit původ rozsáhlé struktury vesmíru musí nutně vyřešit tyto dva problémy (stejně jako správně modelovat morfologii galaxií).

Moderní teorie vzniku rozsáhlé struktury, ale i jednotlivých galaxií, se nazývá „hierarchická teorie“. Podstata teorie se scvrkává na následující: zpočátku byly galaxie malé velikosti (asi jako Magellanův mrak ), ale postupem času se spojují a vytvářejí stále větší a větší galaxie.

V poslední době byla platnost teorie zpochybňována a nemalou měrou k tomu přispělo zmenšování . V teoretických studiích je však tato teorie dominantní. Nejvýraznějším příkladem takového výzkumu je Millennium simulation (Millenium run) [14] .

Hierarchická teorie

Podle prvního po objevení se prvních hvězd ve Vesmíru začal proces gravitačního sjednocování hvězd do kup a dále do galaxií. Nedávno byla tato teorie zpochybněna. Moderní dalekohledy jsou schopny „dívat se“ tak daleko, že vidí objekty, které existovaly přibližně 400 tisíc let po velkém třesku . Bylo zjištěno, že v té době již existovaly formované galaxie. Předpokládá se, že mezi objevením prvních hvězd a výše uvedeným obdobím vývoje vesmíru uplynulo příliš málo času a galaxie by se nestihly zformovat.

Obecná ustanovení

Jakákoli teorie, tak či onak, předpokládá, že všechny moderní formace, od hvězd po superkupy, byly vytvořeny jako výsledek kolapsu počátečních poruch. Klasickým případem je Jeansova nestabilita , která považuje za ideální tekutinu, která vytváří gravitační potenciál v souladu s Newtonovým gravitačním zákonem. V tomto případě z rovnic hydrodynamiky a potenciálu vyplývá, že velikost perturbace, při které kolaps začíná, je [15] :

kde us je  rychlost zvuku v prostředí, G  je gravitační konstanta a ρ  je hustota nenarušeného prostředí. Podobnou úvahu lze provést na pozadí rozpínajícího se vesmíru. Pro usnadnění v tomto případě zvažte velikost relativní fluktuace . Potom budou mít klasické rovnice následující tvar [15] :

Tato soustava rovnic má pouze jedno řešení, které s časem narůstá. Toto je rovnice pro kolísání podélné hustoty:

Z něj zejména vyplývá, že kolísání přesně stejné velikosti jako ve statickém případě je nestabilní. A poruchy rostou lineárně nebo slábnou v závislosti na vývoji Hubbleova parametru a hustotě energie.

Jeansův model adekvátně popisuje kolaps poruch v nerelativistickém médiu, pokud je jejich velikost mnohem menší než aktuální horizont událostí (včetně temné hmoty během stadia ovládaného zářením). Pro opačné případy je nutné uvažovat přesné relativistické rovnice. Tenzor energie a hybnosti ideální tekutiny s přihlédnutím k odchylkám malé hustoty

je zachována kovariantně, z čehož plynou hydrodynamické rovnice zobecněné pro relativistický případ. Spolu s rovnicemi GR představují původní soustavu rovnic, které určují vývoj fluktuací v kosmologii na pozadí Friedmanova řešení [15] .

Inflační teorie

Další běžná verze je následující. Jak víte, ve vakuu neustále dochází ke kvantovým fluktuacím . Došlo k nim také na samém počátku existence Vesmíru, kdy probíhal proces inflační expanze Vesmíru, expanze nadsvětelnou rychlostí. To znamená, že samotné kvantové fluktuace se také rozšířily a do velikostí možná 10 10 12krát větších, než byla ta původní. Ty z nich, které existovaly v době konce inflace, zůstaly „nafouknuté“ a ukázaly se tak jako první gravitující nehomogenity ve Vesmíru. Ukazuje se, že hmota měla asi 400 tisíc let na gravitační stlačení kolem těchto nehomogenit a vznik plynných mlhovin . A pak začal proces vzniku hvězd a přeměny mlhovin v galaxie.

Protogalaxie

Protogalaxy ( "prvotní galaxie" ; anglicky  protogalaxy, primeval galaxy ): ve fyzikální kosmologii  oblak mezihvězdného plynu ve stádiu přeměny na galaxii . Předpokládá se, že rychlost tvorby hvězd během tohoto období galaktického vývoje určuje spirální nebo eliptický tvar budoucího hvězdného systému (pomalejší formování hvězd z místních shluků mezihvězdného plynu obvykle vede ke vzniku spirální galaxie). Termín "protogalaxie" se používá hlavně k popisu raných fází vývoje vesmíru v rámci teorie velkého třesku .

Prozkoumávání

Teleskop Webb bude schopen říci, kdy a kde začala reionizace vesmíru a co ji způsobilo [16] .

Poznámky

  1. ↑ S. B. Popov. ANC of the Day Astronomický vědecký snímek dne . Galaxie v zóně soumraku . Astronet (22. října 2010). Datum přístupu: 29. ledna 2014. Archivováno z originálu 29. listopadu 2013.
  2. ↑ 1 2 N.T. Ashimbaev. Byl objeven nejvzdálenější kvasar . Astronet (5. července 2011). Datum přístupu: 29. ledna 2014. Archivováno z originálu 5. března 2012.
  3. ↑ D.S. Gorbunov, V.A. Rubakov. Skalární poruchy: výsledky pro jednosložková média. // Úvod do teorie raného vesmíru: Kosmologické poruchy. inflační teorie. - Moskva: LKI, 2008. - 552 s. - ISBN 978-5-396-00046-9 .
  4. ↑ Hvězdy jsou mladší: „Reionizace“ je novější, než se předpokládalo . phys.org . Datum přístupu: 27. prosince 2017. Archivováno z originálu 6. února 2015.
  5. ↑ 1 2 N.T. Ashimbaev. Nejvzdálenější, nejžádanější . Astronet (7. května 2009). Datum přístupu: 29. ledna 2014. Archivováno z originálu 14. března 2012.
  6. ↑ Sergej Popov, Maxim Borisov. Jak se vesmír rozšířil v roce 2010 . Galaxie: aktivní a méně aktivní . Elementy.ru , "Trinity option" (18. ledna 2011). Datum přístupu: 3. února 2014. Archivováno z originálu 3. února 2014.
  7. ↑ Typ tmavé hmoty a podrobná ionizační bilance . Datum přístupu: 1. února 2014. Archivováno z originálu 1. února 2014.
  8. ↑ Astronomové objevili nejvzdálenější a nejstarší galaxie . Membrána (11. července 2007). Datum přístupu: 4. února 2014. Archivováno z originálu 16. dubna 2012.
  9. ↑ 1 2 A. V. Zasov, K. A. Postnov. Galaxie a kupy galaxií // Obecná astrofyzika . - Fryazino: Century 2, 2006. - S.  356 -359. — ISBN 5-85099-169-7 .
  10. ↑ 1 2 A. V. Zasovb K. A. Postnov Obecná astrofyzika str. 356
  11. ↑ 1 2 Yu. A. Nasimovič. Hvězdy / Jak se rodí hvězdy . Astronet . Archivováno z originálu 9. srpna 2019.
  12. ↑ Hvězdná formace Archivováno 25. listopadu 2010 na Wayback Machine , Astronet
  13. ↑ Ten druhý se odehrává v Mléčné dráze, což je spirální galaxie .
  14. ↑ Gibson CH, Schild RE Evoluce protogalaxických klastrů do jejich současné podoby: teorie a pozorování . — Journal of Cosmology, 2010.
  15. ↑ 1 2 3 D.S. Gorbunov, V.A. Rubokov. Jeansova nestabilita v newtonské teorii gravitace // Úvod do teorie raného vesmíru: Kosmologické poruchy. inflační teorie. - Moskva: Krasnad, 2010. - 568 s. - ISBN 978-5-396-00046-9 .
  16. ↑ Webb Science: The End of the Dark Ages: First Light and Reionization . NASA . Získáno 18. března 2013. Archivováno z originálu 21. března 2013.

Odkazy

 Časová osa vesmíru
První tři minuty
po velkém třesku
raný vesmír
Budoucnost vesmíru
 Kosmologie
Základní pojmy a objekty
Historie vesmíru
Struktura vesmíru
Teoretické pojmy
Experimenty
Portál: Astronomie