Reionisering

Reionisering (reioniseringsepoke [1] , reionisering [ 2] , sekundær ionisering af brint [3] ) er perioden i universets historie (epoke) mellem 550 millioner år [4] og 800 millioner år efter Big Bang ( cirka rødforskydning fra til ) [2] . Genionisering er forudgået af den mørke middelalder . Og efter det - den nuværende æra af materien . De første stjerner (population III stjerner), galakser [5] , kvasarer [6] , hobe og superhobe af galakser dannes . Genionisering af brint ved lyset fra stjerner og kvasarer. Reioniseringshastigheden afhang af hastigheden af dannelsen af objekter i universet [7] . På grund af gravitationel tiltrækning begynder stoffet i universet at blive fordelt blandt isolerede klynger (" klynger "). Tilsyneladende var de første tætte objekter i det mørke univers kvasarer . Så begyndte de tidlige former for galakser og gas- og støvtåger at dannes. De første stjerner begynder at dannes, hvor der syntetiseres grundstoffer, der er tungere end helium . I astrofysik kaldes alle grundstoffer, der er tungere end helium, almindeligvis "metaller" (se metallicitet ). $z=15$ $z=6.4$

Den 11. juli 2007 opdagede Richard Ellis (Caltech) på det 10 meter lange Keck II-teleskop 6 stjernehobe, der blev dannet for 13,2 milliarder år siden. De opstod således, da universet kun var 500 millioner år gammelt [8] .

Stjernedannelse

Stjernedannelse er et astrofysisk udtryk, der betegner en storstilet proces i en galakse , hvor stjerner begynder at dannes i massevis fra interstellar gas [9] . Spiralarmene , den generelle struktur af galaksen , stjernepopulationen , lysstyrken og kemiske sammensætning af det interstellare medium er alle resultatet af denne proces. [ti]

Størrelsen af det område, der er dækket af stjernedannelse, overstiger som regel ikke 100 pct. Der er dog komplekser med et udbrud af stjernedannelse, kaldet superassociationer, der i størrelse kan sammenlignes med en uregelmæssig galakse.

I vores og flere nærliggende galakser er direkte observation af processen mulig. I dette tilfælde er tegnene på igangværende stjernedannelse [11] :

tilstedeværelsen af stjerner af spektralklasser OBA og relaterede objekter (HII-regioner, udbrud af nye og supernovaer );
infrarød stråling , både fra opvarmet støv og fra de unge stjerner selv;
radioemission fra gas- og støvskiver omkring dannede og nyfødte stjerner;
Dopplerspaltning af molekylære linjer i en roterende skive omkring stjerner;
Doppler-spaltning af molekylære linjer af tynde hurtige stråler ( jets ), der undslipper disse skiver (fra deres poler) med en hastighed på ca. 100 km/s;
tilstedeværelsen af associationer, klynger og stjernekomplekser med massive stjerner (massive stjerner fødes næsten altid i store grupper);
tilstedeværelse af kugler .

Efterhånden som afstanden øges, falder objektets tilsyneladende vinkelstørrelse også, og fra et bestemt tidspunkt er det ikke muligt at se individuelle objekter inde i galaksen. Så er kriterierne for stjernedannelse i fjerne galakser [9] :

høj lysstyrke i emissionslinjer , især i H α ;
øget kraft i de ultraviolette og blå dele af spektret , som strålingen fra massive stjerner er direkte ansvarlig for;
øget stråling ved bølgelængder nær 8 µm ( IR-område );
øget effekt af termisk og synkrotronstråling i radioområdet ;
øget røntgeneffekt forbundet med varm gas .

Generelt kan processen med stjernedannelse opdeles i flere stadier: dannelsen af store gaskomplekser (med en masse på 10 7 M ʘ ), fremkomsten af gravitationsbundne molekylære skyer i dem, gravitationskompressionen af deres tætteste dele før dannelsen af stjerner, opvarmningen af gassen ved stråling fra unge stjerner og udbrud af nye og supernovaer, undslipper gas.

Oftest kan stjernedannende områder findes [11] :

i kernerne af store galakser,
i enderne af spiralarmene,
i periferien af uregelmæssige galakser,
i den lyseste del af en dværggalakse .

Stjernedannelse er en selvregulerende proces: Efter dannelsen af massive stjerner og deres korte levetid opstår en række kraftige udbrændinger, der kondenserer og opvarmer gassen. På den ene side fremskynder komprimeringen komprimeringen af relativt tætte skyer inde i komplekset, men på den anden side begynder den opvarmede gas at forlade stjernedannelsesområdet, og jo mere den opvarmes, jo hurtigere forlader den.

De mest massive stjerner lever et relativt kort liv - nogle få millioner år . Det faktum, at sådanne stjerner eksisterer, betyder, at stjernedannelsesprocesserne ikke sluttede for milliarder af år siden , men finder sted i den nuværende æra.

Stjerner, hvis masse er mange gange større end Solens masse , har enorme størrelser, høj lysstyrke og temperatur i det meste af deres liv . På grund af deres høje temperatur er de blålige i farven og kaldes derfor blå supergiganter . Sådanne stjerner fører ved at opvarme den omgivende interstellare gas til dannelsen af gaståger . I løbet af deres forholdsvis korte liv har massive stjerner ikke tid til at bevæge sig en væsentlig afstand fra deres oprindelsessted, så lyse gaståger og blå supergiganter kan betragtes som indikatorer for de områder af galaksen, hvor stjernedannelse for nylig har fundet sted eller er stadig finder sted.

Unge stjerner er ikke tilfældigt fordelt i rummet. Der er store områder, hvor de slet ikke observeres, og områder, hvor de er relativt talrige. De fleste blå supergiganter observeres i Mælkevejens område , det vil sige nær galaksens plan, hvor koncentrationen af gas og støv interstellart stof er særlig høj.

Men selv nær galaksens plan er unge stjerner ujævnt fordelt. De mødes næsten aldrig alene. Oftest danner disse stjerner åbne hobe og mere sjældne store stjernegrupper, kaldet stjerneforeninger , som tæller ti, og nogle gange hundredvis af blå supergiganter. Den yngste af stjernehobene og foreningerne er mindre end 10 millioner år gamle. I næsten alle tilfælde observeres disse unge formationer i områder med øget interstellar gastæthed. Dette indikerer, at processen med stjernedannelse er forbundet med interstellar gas.

Et eksempel på en stjernedannende region er det gigantiske gaskompleks i stjernebilledet Orion. Det optager næsten hele området af denne konstellation på himlen og inkluderer en stor masse neutral og molekylær gas , støv og en række lyse gaståger. Dannelsen af stjerner i den fortsætter på nuværende tidspunkt.

Grundlæggende information

For at starte processen med dannelse af stjerner fra interstellare gas- og støvtåger i galakser kræves tilstedeværelsen af stof i rummet, som er i en tilstand af gravitationel ustabilitet af den ene eller anden grund. [12] For eksempel kan type Ib\c og II supernovaeksplosioner tæt på skyen , nærhed til massive stjerner med intens stråling og tilstedeværelsen af eksterne magnetfelter, såsom Mælkevejens magnetfelt, tjene som udløsere . Dybest set foregår stjernedannelsesprocessen i skyer af ioniseret brint eller H II-områder . Afhængigt af typen af galakse forekommer intens stjernedannelse enten i tilfældigt fordelte områder eller i områder ordnet i galaksers spiralstrukturer . [13] Stjernedannelse har karakter af "lokale udbrud". "Flare"-tiden er kort, i størrelsesordenen flere millioner år, skalaen er op til hundredvis af parsecs . [ti]

Sammensætningen af de interstellare gasområder , hvorfra stjerner er dannet, bestemmer deres kemiske sammensætning, hvilket gør det muligt at datere dannelsen af en bestemt stjerne eller tilskrive den en bestemt type stjernepopulationer . Ældre stjerner blev dannet i områder, der var praktisk talt fri for tunge grundstoffer og dermed blottet for disse elementer i deres atmosfærer , som bestemt ud fra spektrale observationer . Ud over spektrale egenskaber påvirker den oprindelige kemiske sammensætning af en stjerne dens videre udvikling og for eksempel fotosfærens temperatur og farve .

Antallet af stjerner i en bestemt befolkning bestemmer hastigheden af stjernedannelse i et bestemt område over en længere periode. Den samlede masse af nye stjerner på et år kaldes stjernedannelseshastigheden (SFR, Star Formation Rate).

Processen med stjernedannelse er et af hovedemnerne for studiet af disciplinen astrofysik . Fra synspunktet om universets udvikling er det vigtigt at kende historien om stjernedannelseshastigheden . Ifølge moderne data er stjerner med en masse på 1-10 M ☉ overvejende dannet i Mælkevejen nu .

Grundlæggende processer

De grundlæggende processer for stjernedannelse omfatter fremkomsten af gravitationel ustabilitet i skyen, dannelsen af en tilvækstskive og begyndelsen af termonukleære reaktioner i stjernen. Sidstnævnte kaldes også nogle gange fødslen af en stjerne . Begyndelsen af termonukleære reaktioner stopper som regel væksten af massen af det dannede himmellegeme og bidrager til dannelsen af nye stjerner i dets nærhed (se for eksempel Plejaderne , Heliosfæren ).

Stjernedannelse

I modsætning til udtrykket Stjernedannelse refererer udtrykket Stjernedannelse til den fysiske proces med dannelsen af specifikke stjerner fra gas- og støvtåger .

Galaksers oprindelse og udvikling

Fremkomsten af galakser er fremkomsten af store gravitationsbundne ophobninger af stof , der fandt sted i universets fjerne fortid . Det begyndte med kondenseringen af en neutral gas, startende fra slutningen af den mørke middelalder [5] . I øjeblikket er der ingen tilfredsstillende teori om galaksers oprindelse og udvikling. Der er flere konkurrerende teorier til at forklare dette fænomen, men hver har sine egne alvorlige problemer.

Som dataene på baggrundsbaggrunden viser, var universet i det øjeblik, hvor stråling fra stof adskilles, faktisk homogent, stofsvingningerne var ekstremt små, og dette er et betydeligt problem. Det andet problem er den cellulære struktur af superhobe af galakser og på samme tid den sfæriske struktur af mindre hobe. Enhver teori, der forsøger at forklare oprindelsen af universets storskalastruktur, må nødvendigvis løse disse to problemer (samt korrekt modellere galaksernes morfologi).

Den moderne teori om dannelsen af en storskala struktur, såvel som individuelle galakser, kaldes den "hierarkiske teori". Essensen af teorien koger ned til følgende: Til at begynde med var galakserne små i størrelse (omtrent ligesom den magellanske sky ), men med tiden smelter de sammen og danner flere og flere store galakser.

På det seneste er der blevet sat spørgsmålstegn ved teoriens gyldighed, og nedtrapning har ikke i ringe grad bidraget til dette . Men i teoretiske studier er denne teori dominerende. Det mest slående eksempel på sådan forskning er Millennium-simulering (Millennium run) [14] .

Hierarkisk teori

Ifølge den første, efter fremkomsten af de første stjerner i universet, begyndte processen med gravitationel forening af stjerner i klynger og videre ind i galakser. For nylig er denne teori blevet sat i tvivl. Moderne teleskoper er i stand til at "se" så langt, at de ser objekter, der eksisterede cirka 400 tusind år efter Big Bang . Det viste sig, at dannede galakser allerede eksisterede på det tidspunkt. Det antages, at der er gået for lidt tid mellem fremkomsten af de første stjerner og ovennævnte udviklingsperiode af universet, og galakserne ville ikke have haft tid til at dannes.

Generelle bestemmelser

Enhver teori, på den ene eller anden måde, antager, at alle moderne formationer, fra stjerner til superhobe, blev dannet som et resultat af sammenbruddet af de indledende forstyrrelser. Det klassiske tilfælde er Jeans instability , som betragter en ideel væske, der skaber et gravitationspotentiale i overensstemmelse med Newtons tyngdelov. I dette tilfælde viser det sig ud fra ligningerne for hydrodynamik og potentialet, at størrelsen af den forstyrrelse, hvor kollapset begynder, er [15] :

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

hvor us er lydens hastighed i mediet, G er gravitationskonstanten, og ρ er tætheden af det uforstyrrede medium. En lignende overvejelse kan udføres på baggrund af det ekspanderende univers. For nemheds skyld skal du i dette tilfælde overveje størrelsen af den relative udsving . Så vil de klassiske ligninger antage følgende 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 .

Dette ligningssystem har kun én løsning, som stiger med tiden. Dette er ligningen for langsgående tæthedsudsving:

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

Heraf følger det især, at udsving af nøjagtig samme størrelse som i det statiske tilfælde er ustabile. Og forstyrrelser vokser lineært eller svagere, afhængigt af udviklingen af Hubble-parameteren og energitætheden.

Jeans-modellen beskriver tilstrækkeligt sammenbruddet af forstyrrelser i et ikke-relativistisk medium, hvis deres størrelse er meget mindre end den aktuelle begivenhedshorisont (inklusive for mørkt stof under det strålingsdominerede stadium). For de modsatte tilfælde er det nødvendigt at overveje de nøjagtige relativistiske ligninger. Energi-momentum-tensoren af en ideel væske med hensyn til små tæthedsforstyrrelser

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

er konserveret kovariant, hvorfra de hydrodynamiske ligninger generaliseret for det relativistiske tilfælde følger. Sammen med GR-ligningerne repræsenterer de det oprindelige ligningssystem, der bestemmer udviklingen af fluktuationer i kosmologien på baggrund af Friedmans løsning [15] .

Inflationsteori

En anden almindelig version er som følger. Som du ved, forekommer kvanteudsving konstant i vakuum . De fandt også sted i begyndelsen af universets eksistens, da processen med inflationær ekspansion af universet, ekspansion med en superluminal hastighed, var i gang. Det betyder, at selve kvanteudsvingene også udvidede sig, og til størrelser måske 10 10 12 gange større end den oprindelige. De af dem, der eksisterede på tidspunktet for inflationens afslutning, forblev "oppustede" og viste sig således at være de første graviterende inhomogeniteter i universet. Det viser sig, at sagen havde omkring 400 tusind år til gravitationskompression omkring disse inhomogeniteter og dannelsen af gasformige tåger . Og så begyndte processen med stjernernes fremkomst og omdannelsen af tåger til galakser.

Protogalaxy

Protogalaxy ( "urgalakse" ; engelsk protogalaxy, urgalakse ): i fysisk kosmologi , en sky af interstellar gas på transformationsstadiet til en galakse . Det antages, at hastigheden af stjernedannelse i denne periode med galaktisk udvikling bestemmer spiral- eller ellipseformen af det fremtidige stjernesystem (langsommere dannelse af stjerner fra lokale klumper af interstellar gas fører normalt til fremkomsten af en spiralgalakse). Udtrykket "protogalaxy" bruges hovedsageligt til at beskrive de tidlige faser af universets udvikling inden for rammerne af Big Bang -teorien .

Udforsker

Webb-teleskopet vil være i stand til at fortælle, hvornår og hvor genioniseringen af universet begyndte, og hvad der forårsagede det [16] .

Noter

↑ S. B. Popov. ANC of the Day Astronomical Science Dagens billede . Galakse i tusmørkezonen . Astronet (22. oktober 2010). Dato for adgang: 29. januar 2014. Arkiveret fra originalen 29. november 2013. (ubestemt)
↑ 1 2 N.T. Ashimbaeva. Den fjerneste kvasar er blevet opdaget . Astronet (5. juli 2011). Dato for adgang: 29. januar 2014. Arkiveret fra originalen 5. marts 2012. (ubestemt)
↑ D.S. Gorbunov, V.A. Rubakov. Skalære forstyrrelser: resultater for én-komponent medier. // Introduktion til teorien om det tidlige univers: Kosmologiske forstyrrelser. inflationsteori. - Moskva: LKI, 2008. - 552 s. - ISBN 978-5-396-00046-9 .
↑ Stjerner er yngre: 'Reionisering' er nyere end forudsagt . phys.org . Dato for adgang: 27. december 2017. Arkiveret fra originalen 6. februar 2015. (ubestemt)
↑ 1 2 N.T. Ashimbaeva. Den fjerneste, den mest ønskede . Astronet (7. maj 2009). Dato for adgang: 29. januar 2014. Arkiveret fra originalen 14. marts 2012. (ubestemt)
↑ Sergey Popov, Maxim Borisov. Hvordan universet udvidede sig i 2010 . Galakser: aktive og ikke så aktive . Elementy.ru , "Trinity option" (18. januar 2011). Dato for adgang: 3. februar 2014. Arkiveret fra originalen 3. februar 2014. (ubestemt)
↑ Mørk massetype og detaljeret ioniseringsbalance . Dato for adgang: 1. februar 2014. Arkiveret fra originalen 1. februar 2014. (ubestemt)
↑ Astronomer har opdaget de fjerneste og ældste galakser . Membran (11. juli 2007). Dato for adgang: 4. februar 2014. Arkiveret fra originalen 16. april 2012. (ubestemt)
↑ 1 2 A. V. Zasov, K. A. Postnov. Galakser og galaksehobe // Generel astrofysik . - Fryazino: Century 2, 2006. - S. 356 -359. — ISBN 5-85099-169-7 .
↑ 1 2 A. V. Zasovb K. A. Postnov Generel astrofysik s. 356
↑ 1 2 Yu. A. Nasimovich. Stjerner / Hvordan stjerner fødes . Astronet . Arkiveret fra originalen den 9. august 2019. (ubestemt)
↑ Stjernedannelse Arkiveret 25. november 2010 på Wayback Machine , Astronet
↑ Sidstnævnte foregår i Mælkevejen, som er en spiralgalakse .
↑ Gibson CH, Schild RE Udvikling af proto-galakse-klynger til deres nuværende form: teori og observation . — Journal of Cosmology, 2010.
↑ 1 2 3 D.S. Gorbunov, V.A. Rubokov. Jeans ustabilitet i den newtonske teori om tyngdekraft // Introduktion til teorien om det tidlige univers: Kosmologiske forstyrrelser. 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 . Hentet 18. marts 2013. Arkiveret fra originalen 21. marts 2013. (ubestemt)

Links

Lecture arxiv:0711.3463 The Frontier of Reionization: Theory and Forthcoming Observations . Astronet . Dato for adgang: 29. januar 2014. Arkiveret fra originalen 29. januar 2014. (ubestemt)
Afslutningen af den mørke middelalder
LOFAR EoR , stedet for et forskerhold fra reioniseringstiden, der bruger LOFAR.
PAPER officielle hjemmeside

Universets tidslinje
De første tre minutter efter Big Bang	Kosmologisk singularitet Planck æra Den store forenings æra Inflationær æra ( relikviegravitationsbølger ) baryogenese Elektrosvag æra kvark epoke Hadron epoke Lepton-epoke ( Relikvie neutrino baggrund ) Foton epoke
tidligt univers	proton epoke Rekombination ( CMB ) Den mørke middelalder Reionisering Stoffets tidsalder
Universets fremtid	Age of Stars Degenerationsalder De sorte hullers æra Age of Eternal Darkness stort hul Stort klem Universets varmedød

Kosmologi
Grundlæggende begreber og objekter	Univers observerbart univers Rødforskydning kosmologisk CMB stråling Gravitationsbølger Univers ekspansion accelereret skjult masse Mørkt stof mørk energi
Universets historie	Stort brag stor rebound Kronologi af Big Bang Inflation Primær nukleosyntese Rekombination Udvikling af galakser Universets alder Universets fremtid
Universets struktur	Universets struktur i stor skala Superhob af galakser Stor gruppe af kvasarer Galaktisk tråd Ugyldig Hubble boble Universets form
Teoretiske begreber	Historien om udviklingen af ideer om universet Hubble lov Gravitationel ustabilitet Kosmologisk princip Kosmologiske modeller Kosmologisk singularitet De Sitter model hot univers model Friedman-universet Ledsager afstand Kritisk tæthed Friedmans ligning Kosmologisk tilstandsligning Lambda-CDM model
Eksperimenter	Observationel kosmologi 2dF 6dF BOOMERANG COBE SDSS WMAP Planck DES
Portal: Astronomi