Återjonisering

Återjonisering (epok av återjonisering [1] , återjonisering [ 2] , sekundär jonisering av väte [3] ) är perioden i universums historia (epok) mellan 550 miljoner år [4] och 800 miljoner år efter Big Bang ( ungefär rödförskjutning från till ) [2] . Återjonisering föregås av den mörka medeltiden . Och efter det - den nuvarande eran av materia . De första stjärnorna (population III stjärnor), galaxer [5] , kvasarer [6] , hopar och superkluster av galaxer bildas $z=15$ $z=6.4$ . Återjonisering av väte genom ljuset från stjärnor och kvasarer. Återjoniseringshastigheten berodde på graden av bildande av föremål i universum [7] . På grund av gravitationsattraktion börjar materien i universum att fördelas mellan isolerade kluster (" kluster "). Tydligen var de första täta objekten i det mörka universum kvasarer . Sedan började de tidiga formerna av galaxer och gas- och stoftnebulosor att bildas. De första stjärnorna börjar bildas, där element som är tyngre än helium syntetiseras . I astrofysik kallas alla grundämnen som är tyngre än helium vanligen "metaller" (se metallicitet ).

Den 11 juli 2007 upptäckte Richard Ellis (Caltech) på det 10 meter långa Keck II-teleskopet 6 stjärnhopar som bildades för 13,2 miljarder år sedan. De uppstod alltså när universum bara var 500 miljoner år gammalt [8] .

Stjärnbildning

Stjärnbildning är en astrofysisk term som betecknar en storskalig process i en galax där stjärnor börjar bildas en masse från interstellär gas [9] . Spiralarmarna , galaxens allmänna struktur , stjärnpopulationen , ljusstyrkan och den kemiska sammansättningen av det interstellära mediet är alla resultatet av denna process. [tio]

Storleken på den region som täcks av stjärnbildning överstiger som regel inte 100 st. Det finns dock komplex med en explosion av stjärnbildning, kallade superassociationer, jämförbara i storlek med en oregelbunden galax.

I våra och flera närliggande galaxer är direkt observation av processen möjlig. I det här fallet är tecknen på pågående stjärnbildning [11] :

närvaron av stjärnor av spektralklasser OBA och relaterade objekt (HII-regioner, nya utbrott och supernovor );
infraröd strålning , både från uppvärmt damm och från de unga stjärnorna själva;
radioemission från gas- och dammskivor runt bildande och nyfödda stjärnor;
Dopplerdelning av molekylära linjer i en roterande skiva runt stjärnor;
Dopplersplittring av molekylära linjer av tunna snabba strålar ( strålar ) som flyr från dessa skivor (från deras poler) med en hastighet av ungefär 100 km/s;
närvaron av föreningar, kluster och stjärnkomplex med massiva stjärnor (massiva stjärnor föds nästan alltid i stora grupper);
närvaron av kulor .

När avståndet ökar minskar också objektets skenbara vinkelstorlek, och från ett visst ögonblick är det inte möjligt att se enskilda objekt inuti galaxen. Då är kriterierna för stjärnbildning i avlägsna galaxer [9] :

hög ljusstyrka i emissionslinjer , i synnerhet i H α ;
ökad kraft i de ultravioletta och blå delarna av spektrumet , för vilka strålningen från massiva stjärnor är direkt ansvarig;
ökad strålning vid våglängder nära 8 µm ( IR-område );
ökad effekt av termisk och synkrotronstrålning i radioområdet ;
ökad röntgeneffekt i samband med het gas .

I allmänhet kan stjärnbildningsprocessen delas in i flera steg: bildandet av stora gaskomplex (med en massa på 10 7 M ʘ ), uppkomsten av gravitationsbundna molekylära moln i dem, gravitationskompressionen av deras tätaste delar före bildandet av stjärnor, uppvärmningen av gasen genom strålning av unga stjärnor och utbrott av nya och supernovor, flyr gas.

Oftast kan stjärnbildande regioner hittas [11] :

i kärnorna av stora galaxer,
i ändarna av spiralarmarna,
i periferin av oregelbundna galaxer,
i den ljusaste delen av en dvärggalax .

Stjärnbildning är en självreglerande process: efter bildandet av massiva stjärnor och deras korta livslängd uppstår en serie kraftfulla flammor som kondenserar och värmer upp gasen. Å ena sidan accelererar komprimeringen komprimeringen av relativt täta moln inuti komplexet, men å andra sidan börjar den uppvärmda gasen lämna stjärnbildningsområdet, och ju mer den värms upp, desto snabbare lämnar den.

De mest massiva stjärnorna lever relativt korta liv - några miljoner år . Det faktum att det finns sådana stjärnor betyder att processerna för stjärnbildning inte slutade för miljarder år sedan , utan äger rum i den nuvarande eran.

Stjärnor, vars massa är många gånger större än solens massa , har enorma storlekar, hög ljusstyrka och temperatur under större delen av sitt liv . På grund av sin höga temperatur är de blåaktiga till färgen och kallas därför blå superjättar . Sådana stjärnor leder, genom att värma upp den omgivande interstellära gasen, till bildandet av gasnebulosor . Under deras jämförelsevis korta liv hinner inte massiva stjärnor flytta sig ett betydande avstånd från sin ursprungsplats, så ljusa gasnebulosor och blå superjättar kan betraktas som indikatorer på de regioner i galaxen där stjärnbildning nyligen har ägt rum eller är fortfarande äger rum.

Unga stjärnor är inte slumpmässigt fördelade i rymden. Det finns stora områden där de inte observeras alls, och områden där de är relativt många. De flesta blå superjättar observeras i Vintergatans region , det vill säga nära galaxens plan, där koncentrationen av gas och damm interstellär materia är särskilt hög.

Men även nära galaxens plan är unga stjärnor ojämnt fördelade. De träffas nästan aldrig ensamma. Oftast bildar dessa stjärnor öppna hopar och mer sällsynta stora stjärngrupper, kallade stjärnassociationer , som uppgår till tiotals och ibland hundratals blå superjättar. Den yngsta av stjärnhoparna och associationerna är mindre än 10 miljoner år gamla. I nästan alla fall observeras dessa unga formationer i regioner med ökad interstellär gasdensitet. Detta indikerar att processen för stjärnbildning är associerad med interstellär gas.

Ett exempel på en stjärnbildande region är det gigantiska gaskomplexet i stjärnbilden Orion. Den upptar nästan hela området av denna konstellation på himlen och inkluderar en stor massa av neutral och molekylär gas , damm och ett antal ljusa gasnebulosor. Bildandet av stjärnor i den fortsätter för närvarande.

Grundläggande information

För att starta processen att bilda stjärnor från interstellära gas- och stoftnebulosor i galaxer krävs närvaro av materia i rymden, som av en eller annan anledning är i gravitationsinstabilitet . [12] Till exempel kan supernovaexplosioner av typ Ib\c och II nära molnet , närhet till massiva stjärnor med intensiv strålning och närvaron av externa magnetfält, som Vintergatans magnetfält, fungera som utlösare . I grund och botten sker stjärnbildningsprocessen i moln av joniserat väte eller H II-regioner . Beroende på typen av galax sker intensiv stjärnbildning antingen i slumpmässigt fördelade regioner eller i regioner ordnade i spiralstrukturer av galaxer. [13] Stjärnbildning har karaktären av "lokala bloss". "Blossningstiden" är kort, i storleksordningen flera miljoner år, skalan är upp till hundratals parsecs . [tio]

Sammansättningen av de interstellära gasområdena från vilka stjärnor bildades bestämmer deras kemiska sammansättning, vilket gör det möjligt att datera bildandet av en viss stjärna eller tillskriva den en viss typ av stjärnpopulationer . Äldre stjärnor bildades i områden som var praktiskt taget fria från tunga element och därmed saknade dessa element i sina atmosfärer , vilket fastställts från spektralobservationer . Förutom spektrala egenskaper påverkar den initiala kemiska sammansättningen av en stjärna dess vidare utveckling och till exempel fotosfärens temperatur och färg .

Antalet stjärnor i en viss population bestämmer takten för stjärnbildning i ett visst område under en lång tidsperiod. Den totala massan av nya stjärnor under ett år kallas stjärnbildningshastigheten (SFR, Star Formation Rate).

Processen för stjärnbildning är ett av huvudämnena för studier av disciplinen astrofysik . Ur synvinkeln av universums utveckling är det viktigt att känna till historien om takten för stjärnbildning . Enligt moderna data bildas stjärnor med massor av 1-10 M ☉ huvudsakligen i Vintergatan nu .

Grundläggande processer

De grundläggande processerna för stjärnbildning inkluderar uppkomsten av gravitationsinstabilitet i molnet, bildandet av en ansamlingsskiva och uppkomsten av termonukleära reaktioner i stjärnan. Den senare kallas också ibland för födelsen av en stjärna . Uppkomsten av termonukleära reaktioner stoppar som regel tillväxten av massan av den bildade himlakroppen och bidrar till bildandet av nya stjärnor i dess närhet (se till exempel Pleiades , Heliosphere ).

Stjärnbildning

Till skillnad från termen stjärnbildning syftar termen stjärnbildning på den fysiska processen för bildandet av specifika stjärnor från gas- och stoftnebulosor .

Galaxernas ursprung och utveckling

Uppkomsten av galaxer är uppkomsten av stora gravitationsbundna ansamlingar av materia som ägde rum i universums avlägsna förflutna . Det började med kondenseringen av en neutral gas, från slutet av den mörka medeltiden [5] . För närvarande finns det ingen tillfredsställande teori om galaxernas ursprung och utveckling. Det finns flera konkurrerande teorier för att förklara detta fenomen, men var och en har sina egna allvarliga problem.

Som data på bakgrundsbakgrunden visar, vid ögonblicket för separation av strålning från materia, var universum faktiskt homogent, materiens fluktuationer var extremt små, och detta är ett betydande problem. Det andra problemet är den cellulära strukturen hos superkluster av galaxer och samtidigt den sfäriska strukturen hos mindre hopar. Varje teori som försöker förklara ursprunget till universums storskaliga struktur måste nödvändigtvis lösa dessa två problem (liksom korrekt modellera galaxernas morfologi).

Den moderna teorin om bildandet av en storskalig struktur, såväl som enskilda galaxer, kallas den "hierarkiska teorin". Kärnan i teorin kokar ner till följande: till en början var galaxerna små i storlek (ungefär som det magellanska molnet ), men med tiden smälter de samman och bildar fler och fler stora galaxer.

På senare tid har teorins giltighet ifrågasatts, och neddragningar har bidragit i inte ringa utsträckning till detta . Men i teoretiska studier är denna teori dominerande. Det mest slående exemplet på sådan forskning är Millennium-simulering (Millennium run) [14] .

Hierarkisk teori

Enligt den första, efter uppkomsten av de första stjärnorna i universum, började processen med gravitationsförening av stjärnor till kluster och vidare in i galaxer. Nyligen har denna teori ifrågasatts. Moderna teleskop kan "titta" så långt att de ser föremål som fanns ungefär 400 tusen år efter Big Bang . Man fann att bildade galaxer redan existerade vid den tiden. Det antas att det har gått för kort tid mellan de första stjärnornas uppkomst och ovanstående period av universums utveckling, och galaxerna skulle inte ha hunnit bildas.

Allmänna bestämmelser

Vilken teori som helst, på ett eller annat sätt, antar att alla moderna formationer, från stjärnor till superkluster, bildades som ett resultat av kollapsen av de initiala störningarna. Det klassiska fallet är Jeans instability , som betraktar en idealisk vätska som skapar en gravitationspotential i enlighet med Newtons tyngdlag. I det här fallet, från ekvationerna för hydrodynamik och potential, visar det sig att storleken på störningen vid vilken kollapsen börjar är [15] :

\lambda _{J}={\sqrt {{\frac {u_{s}^{2}\pi }{G\rho )))),

där us är ljudets hastighet i mediet, G är gravitationskonstanten och ρ är densiteten för det opåverkade mediet. En liknande övervägande kan utföras mot bakgrund av det expanderande universum. För enkelhetens skull, i det här fallet, överväga storleken på den relativa fluktuationen . Sedan kommer de klassiska ekvationerna att ta följande form [15] : $\delta ={\frac {\delta \rho }{\rho }}.$

\vartriangle \Phi =4\pi G\rho \delta ,

{\frac {\partial \delta }{\partial t))+Hx\triangledown \delta +\triangledown v=0,

{\frac {\partial v}{\partial t))+Hv+H(x\triangledown )v=-v_{s}^{2}\triangledown \delta -\triangledown \Phi .

Detta ekvationssystem har bara en lösning, som ökar med tiden. Detta är ekvationen för longitudinella densitetsfluktuationer:

{\frac {\partial ^{2}\delta }{\partial ^{2}t))+2H{\frac {\partial \delta}{\partial t))+\left({\frac {k^ {2}}{a^{2}}}v_{s}^{2}-4\pi G\rho \right)\delta =0.

Särskilt av den följer att fluktuationer av exakt samma storlek som i det statiska fallet är instabila. Och störningar växer linjärt eller svagare, beroende på utvecklingen av Hubble-parametern och energitätheten.

Jeansmodellen beskriver på ett adekvat sätt kollapsen av störningar i ett icke-relativistiskt medium om deras storlek är mycket mindre än den aktuella händelsehorisonten (inklusive för mörk materia under det strålningsdominerade skedet). För de motsatta fallen är det nödvändigt att överväga de exakta relativistiska ekvationerna. Energimomentum-tensorn för en idealisk vätska med hänsyn till störningar med liten densitet

T_{\nu }^{\mu }=(\rho +\delta \rho +p+\delta p)u^{\mu }u_{\nu }-\delta _{\nu }^{\mu }( p+\delta p)

bevaras kovariant, varifrån de hydrodynamiska ekvationerna generaliserade för det relativistiska fallet följer. Tillsammans med GR-ekvationerna representerar de det ursprungliga ekvationssystemet som bestämmer utvecklingen av fluktuationer i kosmologin mot bakgrund av Friedmans lösning [15] .

Inflationsteori

En annan vanlig version är följande. Som ni vet förekommer kvantfluktuationer ständigt i vakuum . De inträffade också i början av universums existens, när processen med inflationsexpansion av universum, expansion med en superluminal hastighet, pågick. Detta betyder att kvantfluktuationerna i sig också expanderade, och till storlekar kanske 10 10 12 gånger större än den ursprungliga. De av dem som fanns vid tiden för inflationens slut förblev "uppblåsta" och visade sig därmed vara de första graviterande inhomogeniteterna i universum. Det visar sig att materien hade cirka 400 tusen år för gravitationskompression kring dessa inhomogeniteter och bildandet av gasnebulosor . Och sedan började processen med uppkomsten av stjärnor och omvandlingen av nebulosor till galaxer.

Protogalaxy

Protogalaxy ( "urgalax" ; engelska protogalaxi, urgalax ): i fysisk kosmologi , ett moln av interstellär gas i omvandlingsstadiet till en galax . Man tror att stjärnbildningshastigheten under denna period av galaktisk evolution bestämmer spiralformen eller elliptisk form av det framtida stjärnsystemet (långsammare bildning av stjärnor från lokala klumpar av interstellär gas leder vanligtvis till uppkomsten av en spiralgalax). Termen "protogalaxi" används främst för att beskriva de tidiga faserna av universums utveckling inom ramen för Big Bang -teorin .

Utforskar

Webb-teleskopet kommer att kunna berätta när och var återjoniseringen av universum började och vad som orsakade det [16] .

Anteckningar

↑ S. B. Popov. ANC of the Day Astronomical Science Dagens bild . Galax i skymningszonen . Astronet (22 oktober 2010). Datum för åtkomst: 29 januari 2014. Arkiverad från originalet den 29 november 2013. (obestämd)
↑ 1 2 N.T. Ashimbaeva. Den mest avlägsna kvasaren har upptäckts . Astronet (5 juli 2011). Datum för åtkomst: 29 januari 2014. Arkiverad från originalet den 5 mars 2012. (obestämd)
↑ D.S. Gorbunov, V.A. Rubakov. Skalära störningar: resultat för enkomponentsmedia. // Introduktion till teorin om det tidiga universum: Kosmologiska störningar. inflationsteori. - Moskva: LKI, 2008. - 552 sid. - ISBN 978-5-396-00046-9 .
↑ Stjärnorna är yngre: "Återjonisering" är nyare än förutspått . phys.org . Tillträdesdatum: 27 december 2017. Arkiverad från originalet 6 februari 2015. (obestämd)
↑ 1 2 N.T. Ashimbaeva. Den mest avlägsna, den mest önskade . Astronet (7 maj 2009). Datum för åtkomst: 29 januari 2014. Arkiverad från originalet den 14 mars 2012. (obestämd)
↑ Sergey Popov, Maxim Borisov. Hur universum expanderade 2010 . Galaxer: aktiva och inte så aktiva . Elementy.ru , "Trinity option" (18 januari 2011). Datum för åtkomst: 3 februari 2014. Arkiverad från originalet 3 februari 2014. (obestämd)
↑ Mörk massatyp och detaljerad joniseringsbalans . Datum för åtkomst: 1 februari 2014. Arkiverad från originalet 1 februari 2014. (obestämd)
↑ Astronomer har upptäckt de mest avlägsna och uråldriga galaxerna . Membrane (11 juli 2007). Datum för åtkomst: 4 februari 2014. Arkiverad från originalet den 16 april 2012. (obestämd)
↑ 1 2 A. V. Zasov, K. A. Postnov. Galaxer och galaxhopar // Allmän astrofysik . - Fryazino: Century 2, 2006. - S. 356 -359. — ISBN 5-85099-169-7 .
↑ 1 2 A. V. Zasovb K. A. Postnov Allmän astrofysik s. 356
↑ 1 2 Yu. A. Nasimovich. Stjärnor / Hur stjärnor föds . Astronet . Arkiverad från originalet den 9 augusti 2019. (obestämd)
↑ Stjärnbildning Arkiverad 25 november 2010 på Wayback Machine , Astronet
↑ Det senare utspelar sig i Vintergatan, som är en spiralgalax .
↑ Gibson CH, Schild RE Utveckling av Proto-Galax-kluster till deras nuvarande form: Teori och observation . — Journal of Cosmology, 2010.
↑ 1 2 3 D.S. Gorbunov, V.A. Rubokov. Jeans instabilitet i Newtons gravitationsteorin // Introduktion till teorin om det tidiga universum: kosmologiska störningar. inflationsteori. - Moskva: Krasnad, 2010. - 568 s. - ISBN 978-5-396-00046-9 .
^ Webb Science: The End of the Dark Ages: First Light and Reionization . NASA . Hämtad 18 mars 2013. Arkiverad från originalet 21 mars 2013. (obestämd)

Länkar

Föreläsning arxiv:0711.3463 The Frontier of Reionization: Theory and Forthcoming Observations . Astronet . Datum för åtkomst: 29 januari 2014. Arkiverad från originalet 29 januari 2014. (obestämd)
Slutet av den mörka medeltiden
LOFAR EoR , platsen för ett forskarteam från återjoniseringseran som använder LOFAR.
PAPER officiella webbplats

Universums tidslinje
De första tre minuterna efter Big Bang	Kosmologisk singularitet Planck eran Den stora enandets era Inflationstiden ( Relikgravitationsvågor ) baryogenes Elektrosvag era kvarg epok Hadron epok Lepton-epok ( Relic neutrino background ) Foton epok
tidiga universum	protonepoken Rekombination ( CMB ) Mörka tider Återjonisering Ämnets ålder
Universums framtid	Age of Stars Degenerationsåldern De svarta hålens era Age of Eternal Darkness stor lucka Stor kläm Universums värmedöd

Kosmologi
Grundläggande begrepp och objekt	Universum observerbart universum Rödförskjutning kosmologiska CMB-strålning Gravitationsvågor Universums expansion accelererad dold massa Mörk materia mörk energi
Universums historia	Big Bang stor rekyl Kronologi av Big Bang Inflation Primär nukleosyntes Rekombination Evolution av galaxer Universums ålder Universums framtid
Universums struktur	Universums struktur i stor skala Superkluster av galaxer Stor grupp av kvasarer Galaktisk tråd Tomhet Hubble bubbla Universums form
Teoretiska begrepp	Historien om utvecklingen av idéer om universum Hubble lag Gravitationsinstabilitet Kosmologisk princip Kosmologiska modeller Kosmologisk singularitet De Sitter modell het universum modell Friedmans universum Ledsagaravstånd Kritisk densitet Friedmans ekvation Kosmologisk tillståndsekvation Lambda-CDM-modell
Experiment	Observationskosmologi 2dF 6dF Bumerang COBE SDSS WMAP Planck DES
Portal: Astronomi