Reionizáció

A reionizáció (a reionizáció korszaka [1] , reionizáció [ 2] , a hidrogén másodlagos ionizációja [3] ) az Univerzum történetének (korszak) az 550 millió év [4] és az ősrobbanás utáni 800 millió év közötti időszaka. megközelítőleg vöröseltolódás -ról -ra ) [2] . A reionizációt a sötét középkor előzi meg . És utána - az anyag jelenlegi korszaka . Megalakulnak az első csillagok (III. populáció csillagai), galaxisok [5] , kvazárok [6] , galaxishalmazok és szuperhalmazok . A hidrogén reionizálása csillagok és kvazárok fényében. A reionizáció sebessége az Univerzumban lévő objektumok kialakulásának sebességétől függött [7] . A gravitációs vonzás következtében az Univerzumban lévő anyag elkezd szétoszlani az elszigetelt halmazok („ klaszterek ”) között. Úgy tűnik, a sötét univerzum első sűrű objektumai kvazárok voltak . Ekkor kezdtek kialakulni a galaxisok korai formái, valamint a gáz- és porködök. Megkezdődnek az első csillagok, amelyekben a héliumnál nehezebb elemek szintetizálódnak . Az asztrofizikában a héliumnál nehezebb elemeket általában "fémeknek" nevezik (lásd fémesség ).

2007. július 11-én Richard Ellis (Caltech) a 10 méteres Keck II távcsővel 6 csillaghalmazt fedezett fel, amelyek 13,2 milliárd évvel ezelőtt keletkeztek. Így keletkeztek, amikor a világegyetem még csak 500 millió éves volt [8] .

Csillagképződés

A csillagkeletkezés  egy asztrofizikai kifejezés, amely egy galaxisban zajló nagy léptékű folyamatot jelöl, amelyben a csillagok tömegesen kezdenek kialakulni csillagközi gázból [9] . A spirálkarok , a galaxis általános szerkezete , a csillagpopuláció , a csillagközi közeg fényessége és kémiai összetétele  mind ennek a folyamatnak az eredménye. [tíz]

A csillagkeletkezéssel lefedett terület mérete általában nem haladja meg a 100 db-ot. Vannak azonban olyan komplexek, amelyek csillagkeletkezési kitörést okoznak, úgynevezett szuperasszociációkat, amelyek mérete egy szabálytalan galaxishoz hasonlítható.

A mi és több közeli galaxisunkban lehetőség van a folyamat közvetlen megfigyelésére. Ebben az esetben a folyamatban lévő csillagkeletkezés jelei a következők [11] :

  1. az OBA spektrális osztályú csillagok és a kapcsolódó objektumok jelenléte (HII régiók, új és szupernóvák kitörése );
  2. infravörös sugárzás , mind a felhevült porból, mind maguktól a fiatal csillagoktól;
  3. a keletkező és újszülött csillagok körüli gáz- és porkorongok rádiósugárzása ;
  4. Molekulavonalak Doppler -hasítása a csillagok körül forgó korongban;
  5. Ezekről a korongokról (pólusaikról) körülbelül 100 km/s sebességgel kiszabaduló vékony, gyors sugarak ( jets ) molekulavonalainak Doppler-hasítása ;
  6. asszociációk, klaszterek és csillagkomplexumok jelenléte hatalmas csillagokkal (a tömeges csillagok szinte mindig nagy csoportokban születnek);
  7. golyócskák jelenléte .

A távolság növekedésével az objektum látszólagos szögmérete is csökken, és egy bizonyos pillanattól kezdve nem lehet látni az egyes objektumokat a galaxis belsejében. Ekkor a csillagkeletkezés kritériumai a távoli galaxisokban: [9] :

  1. nagy fényerő az emissziós vonalakban , különösen H α -ban ;
  2. megnövekedett teljesítmény a spektrum ultraibolya és kék részén , amelyért közvetlenül a hatalmas csillagok sugárzása a felelős;
  3. megnövekedett sugárzás közel 8 µm hullámhosszon ( IR tartomány );
  4. megnövekedett hő- és szinkrotronsugárzás teljesítménye a rádiótartományban ;
  5. a forró gázhoz kapcsolódó megnövekedett röntgenteljesítmény .

Általánosságban elmondható, hogy a csillagkeletkezés folyamata több szakaszra osztható: nagy (10 7 M ʘ tömegű ) gázkomplexek kialakulása, gravitációsan kötött molekulafelhők megjelenése bennük, legsűrűbb részeik gravitációs összenyomódása előtt. a csillagok kialakulása, a gáz felmelegedése a fiatal csillagok sugárzása által, valamint az új és szupernóvák kitörése, szökési gáz.

Leggyakrabban csillagképző régiók találhatók [11] :

A csillagképződés önszabályozó folyamat: a nagy tömegű csillagok kialakulása és rövid élettartama után erőteljes fáklyák sorozata következik be, amelyek kondenzálják és felmelegítik a gázt. A tömörítés egyrészt felgyorsítja a komplexen belüli viszonylag sűrű felhők összenyomódását, másrészt viszont a felhevült gáz elkezd elhagyni a csillagkeletkezési régiót, és minél jobban melegszik, annál gyorsabban távozik.

A legnagyobb tömegű csillagok viszonylag rövid életet élnek - néhány millió évig . Az ilyen csillagok létezésének ténye azt jelenti, hogy a csillagkeletkezési folyamatok nem évmilliárdokkal ezelőtt értek véget , hanem a jelen korszakában játszódnak le.

A csillagok, amelyek tömege sokszorosa a Nap tömegének , hatalmas méretűek, nagy fényerővel és hőmérséklettel rendelkeznek életük nagy részében . Magas hőmérsékletük miatt kékes színűek , ezért kék szuperóriásoknak nevezik őket . Az ilyen csillagok a környező csillagközi gáz felmelegítésével gázködök kialakulásához vezetnek . A nagy tömegű csillagoknak viszonylag rövid életük során nincs idejük jelentős távolságra elmozdulni származási helyüktől, így a fényes gázködök és a kék szuperóriások a Galaxis azon régióinak jelzőinek tekinthetők, ahol a közelmúltban csillagkeletkezés zajlott vagy zajlott. még mindig zajlik.

A fiatal csillagok nem véletlenszerűen oszlanak el az űrben. Vannak hatalmas területek, ahol egyáltalán nem figyelik meg őket, és vannak olyan területek, ahol viszonylag sok. A legtöbb kék szuperóriást a Tejútrendszer területén figyelik meg , vagyis a Galaxis síkjának közelében, ahol különösen magas a gáz és a por csillagközi anyag koncentrációja.

De még a Galaxis síkjának közelében is egyenetlenül oszlanak el a fiatal csillagok. Szinte soha nem találkoznak egyedül. Leggyakrabban ezek a csillagok nyílt halmazokat és ritkább nagy csillagcsoportokat, úgynevezett csillagszövetségeket alkotnak , amelyekben több tíz, néha több száz kék szuperóriás található. A legfiatalabb csillaghalmazok és társulások 10 millió évesnél fiatalabbak. Ezek a fiatal képződmények szinte minden esetben megfigyelhetők a megnövekedett csillagközi gázsűrűségű régiókban. Ez azt jelzi, hogy a csillagkeletkezés folyamata a csillagközi gázhoz kapcsolódik.

Csillagképző régióra példa az Orion csillagképben található óriási gázkomplexum. A csillagkép szinte teljes területét elfoglalja az égen, és nagy tömegű semleges és molekuláris gázt , port és számos fényes gázhalmazállapotú ködöt tartalmaz. A csillagok kialakulása ebben a pillanatban is folytatódik.

Alapvető információk

A csillagok csillagközi gáz- és porködökből való kialakulásának folyamatának elindításához a galaxisokban az anyag jelenléte szükséges az űrben, amely valamilyen okból gravitációs instabilitásban van. [12] Például az Ib\c és II típusú szupernóva -robbanások a felhő közelében, az intenzív sugárzású hatalmas csillagok közelsége, valamint a külső mágneses mezők jelenléte, mint például a Tejútrendszer mágneses tere, kiváltó okként szolgálhatnak . Alapvetően a csillagképződés folyamata ionizált hidrogénfelhőkben vagy H II régiókban megy végbe . A galaxis típusától függően az intenzív csillagkeletkezés vagy véletlenszerűen elosztott régiókban, vagy a galaxisok spirális szerkezetébe rendezett régiókban megy végbe . [13] A csillagkeletkezés „helyi fellángolások” jellegű. A „fellobbanási” idő rövid, több millió éves nagyságrendű, mértéke akár több száz parszek is lehet . [tíz]

A csillagközi gázterületek összetétele , amelyekből a csillagok keletkeztek, meghatározza azok kémiai összetételét, ami lehetővé teszi egy adott csillag kialakulásának dátumát vagy egy bizonyos típusú csillagpopulációhoz való hozzárendelését . A régebbi csillagok olyan területeken alakultak ki, amelyek gyakorlatilag mentesek voltak a nehéz elemektől, és így a spektrális megfigyelések alapján ezek az elemek mentesek a légkörükben . A spektrális jellemzők mellett a csillag kezdeti kémiai összetétele befolyásolja további fejlődését , és például a fotoszféra hőmérsékletét és színét .

Egy adott populáció csillagainak száma hosszú időn keresztül meghatározza a csillagkeletkezés sebességét egy adott területen. A feltörekvő csillagok egy év alatti össztömegét csillagkeletkezési sebességnek (SFR, Star Formation Rate) nevezzük.

A csillagkeletkezés folyamata az asztrofizika tudományágának egyik fő tárgya . Az Univerzum evolúciója szempontjából fontos ismerni a csillagkeletkezési sebesség történetét . A modern adatok szerint az 1-10 M ☉ tömegű csillagok jelenleg túlnyomórészt a Tejútrendszerben keletkeznek .

Alapfolyamatok

A csillagkeletkezés alapvető folyamatai közé tartozik a gravitációs instabilitás megjelenése a felhőben, az akkréciós korong kialakulása és a termonukleáris reakciók beindulása a csillagban. Ez utóbbit néha csillag születésének is nevezik . A termonukleáris reakciók beindulása általában leállítja a kialakuló égitest tömegének növekedését, és hozzájárul az új csillagok kialakulásához a közelében (lásd például Plejádok , Heliosphere ).

Csillagképződés

A Csillagképződés kifejezéssel ellentétben a Csillagképződés kifejezés bizonyos csillagok gáz- és porködökből történő kialakulásának fizikai folyamatára utal .

A galaxisok eredete és fejlődése

A galaxisok megjelenése az Univerzum távoli múltjában zajló  nagy, gravitációhoz kötött anyagfelhalmozódások megjelenése . Egy semleges gáz lecsapódásával kezdődött, a sötét középkor végétől kezdve [5] . Jelenleg nincs kielégítő elmélet a galaxisok eredetéről és fejlődéséről. Számos versengő elmélet létezik a jelenség magyarázatára, de mindegyiknek megvannak a maga súlyos problémái.

Ahogy a háttérháttér adatai is mutatják, a sugárzás anyagtól való elválasztásának pillanatában az Univerzum valójában homogén volt, az anyag fluktuációi rendkívül kicsik voltak, és ez jelentős probléma. A második probléma a galaxisok szuperhalmazainak sejtszerkezete, és ezzel egyidejűleg a kisebb halmazok gömbszerkezete. Minden elméletnek, amely megpróbálja megmagyarázni a világegyetem nagy léptékű szerkezetének eredetét, szükségszerűen meg kell oldania ezt a két problémát (valamint helyesen kell modelleznie a galaxisok morfológiáját).

A nagyméretű szerkezetek, valamint az egyes galaxisok kialakulásának modern elméletét "hierarchikus elméletnek" nevezik. Az elmélet lényege a következőkben rejlik: eleinte a galaxisok kicsik voltak (kb. olyanok, mint a Magellán-felhő ), de idővel egyesülnek, és egyre több nagy galaxist alkotnak.

Az utóbbi időben az elmélet érvényessége megkérdőjeleződött, és ehhez nem kis mértékben hozzájárult a létszámleépítés . Az elméleti tanulmányokban azonban ez az elmélet a domináns. Az ilyen kutatások legszembetűnőbb példája a Millennium szimuláció (Millennium run) [14] .

Hierarchikus elmélet

Az első szerint az első csillagok megjelenése után az Univerzumban megkezdődött a csillagok gravitációs egyesülésének folyamata halmazokká , majd galaxisokká. A közelmúltban ez az elmélet megkérdőjeleződött. A modern teleszkópok képesek olyan messzire "nézni", hogy olyan objektumokat látnak, amelyek körülbelül 400 ezer évvel az Ősrobbanás után léteztek . Kiderült, hogy kialakult galaxisok már akkoriban is léteztek. Feltételezik, hogy túl kevés idő telt el az első csillagok megjelenése és az Univerzum fejlődésének fenti időszaka között, és a galaxisoknak nem lett volna idejük kialakulni.

Általános rendelkezések

Bármely elmélet, így vagy úgy, azt feltételezi, hogy a csillagoktól a szuperhalmazokig minden modern képződmény a kezdeti zavarok összeomlásának eredményeként jött létre. A klasszikus eset a Jeans instabilitása , amely ideális folyadéknak tekinti, amely gravitációs potenciált hoz létre a Newton-féle gravitációs törvénynek megfelelően. Ebben az esetben a hidrodinamika és a potenciál egyenleteiből kiderül, hogy a perturbáció nagysága, amelynél az összeomlás kezdődik, [15] :

ahol us a  hangsebesség a közegben, G  a gravitációs állandó, ρ  pedig a zavartalan közeg sűrűsége. Hasonló megfontolás a táguló Univerzum hátterében is elvégezhető. Az egyszerűség kedvéért ebben az esetben vegyük figyelembe a relatív fluktuáció nagyságát . Ekkor a klasszikus egyenletek a következő formában lesznek [15] :

Ennek az egyenletrendszernek csak egy megoldása van, amely idővel növekszik. Ez a hosszirányú sűrűség-ingadozás egyenlete:

Ebből különösen az következik, hogy a statikus esettel pontosan megegyező méretű ingadozások instabilok. A perturbációk pedig lineárisan vagy gyengébbek lesznek, a Hubble-paraméter és az energiasűrűség alakulásától függően.

A Jeans-modell megfelelően leírja a perturbációk összeomlását nem relativisztikus közegben, ha azok mérete jóval kisebb, mint az aktuális eseményhorizont (beleértve a sötét anyagot is a sugárzás által dominált szakaszban). Az ellenkező esetekre a pontos relativisztikus egyenleteket kell figyelembe venni. Ideális folyadék energia-impulzus-tenzora kis sűrűségű perturbációkkal

kovariánsan konzerválódik, amiből a relativisztikus esetre általánosított hidrodinamikai egyenletek következnek. A GR-egyenletekkel együtt képviselik az eredeti egyenletrendszert, amely a kozmológia fluktuációinak alakulását határozza meg a Friedman-féle megoldás [15] hátterében .

Inflációs elmélet

Egy másik gyakori változat a következő. Mint tudják, a kvantumfluktuációk állandóan előfordulnak vákuumban . Ezek az Univerzum létezésének legelején is előfordultak, amikor az Univerzum inflációs tágulási folyamata, szuperluminális sebességű tágulása zajlott. Ez azt jelenti, hogy maguk a kvantumfluktuációk is kiterjedtek, és a kezdetinél talán 10 10 12 - szer nagyobb méretekre. Azok, amelyek az infláció végén léteztek, „felfújva” maradtak, és így kiderült, hogy ők az első gravitációs inhomogenitások az Univerzumban. Kiderült, hogy az anyagnak körülbelül 400 ezer éve volt a gravitációs összenyomódásra ezen inhomogenitások körül és a gázködök kialakulására . Aztán elkezdődött a csillagok megjelenésének és a ködök galaxisokká való átalakulásának folyamata.

Protogalaxy

Protogalaxy ( "primordial galaxy" ; angol  protogalaxy, primeval galaxy ): a fizikai kozmológiában csillagközi gázfelhő  a galaxissá való átalakulás szakaszában . Úgy gondolják, hogy a csillagkeletkezés sebessége a galaktikus evolúció ezen időszakában meghatározza a jövő csillagrendszerének spirális vagy elliptikus alakját (a csillagok lokális csillagközi gázcsomókból történő lassabb képződése általában spirálgalaxis kialakulásához vezet). A "protogalaxis" kifejezést főként az univerzum fejlődésének korai szakaszainak leírására használják az Ősrobbanás elmélet keretein belül .

Feltárása

A Webb-teleszkóp képes lesz megmondani, hogy mikor és hol kezdődött az Univerzum reionizációja, és mi okozta azt [16] .

Jegyzetek

  1. ↑ S. B. Popov. A nap ANC Csillagászati ​​tudomány A nap képe . Galaxis az alkonyi zónában . Astronet (2010. október 22.). Hozzáférés dátuma: 2014. január 29. Az eredetiből archiválva : 2013. november 29.
  2. ↑ 1 2 N.T. Ashimbaev. A legtávolabbi kvazárt fedezték fel . Astronet (2011. július 5.). Hozzáférés dátuma: 2014. január 29. Az eredetiből archiválva : 2012. március 5.
  3. ↑ D.S. Gorbunov, V.A. Rubakov. Skaláris perturbációk: eredmények egykomponensű médiára. // Bevezetés a korai Univerzum elméletébe: Kozmológiai perturbációk. inflációs elmélet. - Moszkva: LKI, 2008. - 552 p. - ISBN 978-5-396-00046-9 .
  4. ↑ A csillagok fiatalabbak: a „reionizáció” a vártnál újabb keletű . phys.org . Hozzáférés dátuma: 2017. december 27. Az eredetiből archiválva : 2015. február 6.
  5. ↑ 1 2 N.T. Ashimbaev. A legtávolabbi, a legkívánatosabb . Astronet (2009. május 7.). Hozzáférés dátuma: 2014. január 29. Az eredetiből archiválva : 2012. március 14.
  6. ↑ Szergej Popov, Maxim Boriszov. Hogyan tágult az univerzum 2010-ben . Galaxisok: aktív és kevésbé aktív . Elementy.ru , "Trinity option" (2011. január 18.). Hozzáférés dátuma: 2014. február 3. Az eredetiből archiválva : 2014. február 3.
  7. ↑ Sötét tömegtípus és részletes ionizációs egyensúly . Hozzáférés időpontja: 2014. február 1. Az eredetiből archiválva : 2014. február 1..
  8. ↑ A csillagászok felfedezték a legtávolabbi és legősibb galaxisokat . Membrán (2007. július 11.). Hozzáférés dátuma: 2014. február 4. Az eredetiből archiválva : 2012. április 16.
  9. ↑ 1 2 A. V. Zasov, K. A. Postnov. Galaxisok és galaxishalmazok // Általános asztrofizika . - Fryazino: Century 2, 2006. - S.  356 -359. — ISBN 5-85099-169-7 .
  10. ↑ 1 2 A. V. Zasovb K. A. Postnov Általános asztrofizika 356. o.
  11. ↑ 1 2 Yu. A. Nasimovich. Csillagok / Hogyan születnek a csillagok . Asztronet . Az eredetiből archiválva : 2019. augusztus 9.
  12. ↑ Csillagképződés archiválva : 2010. november 25., a Wayback Machine , Astronet
  13. ↑ Ez utóbbi a Tejútrendszerben játszódik, amely egy spirálgalaxis .
  14. ↑ Gibson CH, Schild RE Evolution Of Proto-Galaxy-Clusters To Present Form: Theory and Observation . — Kozmológiai folyóirat, 2010.
  15. ↑ 1 2 3 D.S. Gorbunov, V.A. Rubokov. Jeans instabilitása a newtoni gravitációs elméletben // Bevezetés a korai Univerzum elméletébe: Kozmológiai perturbációk. inflációs elmélet. - Moszkva: Krasznád, 2010. - 568 p. - ISBN 978-5-396-00046-9 .
  16. ↑ Webb Science: The End of the Dark Ages: First Light and Reionization . NASA . Letöltve: 2013. március 18. Az eredetiből archiválva : 2013. március 21..

Linkek

 Az Univerzum idővonala
Az első három perc az Ősrobbanás
után
korai univerzum
Az Univerzum jövője
 Kozmológia
Alapfogalmak és tárgyak
Az Univerzum története
Az Univerzum szerkezete
Elméleti fogalmak
Kísérletek
Portál: Csillagászat