Astronomiya

Alternativ olaraq Heliumun İonlaşma Fraksiyası, O, erkən kainata hakim idi

Alternativ olaraq Heliumun İonlaşma Fraksiyası, O, erkən kainata hakim idi

Məndən helyumun bariyonik maddəyə hakim olduğu bir kainatdakı helyumun ionlaşma hissəsinin ifadəsini doğrulamağımı xahiş edirəm.

İonlaşma fraksiyasının $ X = frac {n_ {He ^ +}} {n_ {He ^ +} + n_ {He}} $ verilən ionlaşma enerjisi $ Q_ {He} $ və ədədi sıxlıqları ilə verilmişdir. $ n_i = g_i ( frac {m_ik_BT} {2 pi hbar}) ^ {3/2} exp (- frac {m_ic ^ 2} {k_BT}) $ düsturu ilə. Həm də bu halda barion-foton nisbəti $ eta = frac {4 (n_ {He ^ +} + n_ {He})} {n_ gamma} $.

Bütün bunları bir araya gətirərək formalı bir şey aldığımı göstərməyə çalışıram:

$ ln ( frac {1-X} {X ^ 2}) = A + ln ( eta) -B , ln ( frac {Q_ {He}} {k_BT}) + frac {Q_ { O}} {k_BT} $. burada $ A $ və $ B $ sabitdir.

Hər şeyi qoşduğumda $ frac {1-X} {X ^ 2} = frac {n_ gamma} {8} eta , exp (- frac {Q_ {He}} {K_BT }) verən $,

$ ln ( frac {1-X} {X ^ 2}) = ln ( frac {n_ gamma} {8}) + ln ( eta) + frac {Q_ {He}} {k_BT } $

Səhv etdiyim hər hansı bir fikir var?


Cavabım natamamdır (lakin hələ də faydalı ola bilər, yalnız şərh vermək üçün kifayət qədər "bal" olmadığım üçün yazı göndərirəm).

Bir az riyaziyyatı bitirdim, amma şərtləri n və eta ilə əvəz etmədim. Lakin, səhifənin altındakı nəticədən mənə Binomial Genişlənmə (qısaldılmış Taylor Expansion) kimi görünür. Bağlantı, şərtləriniz üçün ən yüksək sifarişi (daha yaxşı sifariş şərtləri ümumiyyətlə əhəmiyyətsiz sayıla biləcəyi üçün yaxşıdır) cavabınızda gözlədiyiniz eyni +/- nümunə ilə göstərir.


Böyük partlayış nükleosentezi

Fiziki kosmologiyada Böyük partlayış nükleosentezi (qısaldılmış BBN, başqa adla ilkin nükleosentez, arxeonükleosentez, arxonükleosentez, protonükleosentezpaleonükleosentez) [1], Kainatın ilk fazalarında hidrogenin ən yüngül izotopundan (hidrogen-1, 1 H, nüvə olaraq tək bir protona sahib olan) xaricində nüvə istehsalıdır. İlk nükleosentezin əksər kosmoloqlar tərəfindən Böyük Partlayışdan təxminən 10 saniyə ilə 20 dəqiqə aralığında reallaşdığına inanılır [2] və kainat helyumunun böyük hissəsinin izotop helium-4 kimi meydana gəlməsindən məsul hesab olunur. (4 He) az miqdarda hidrogen izotop deuterium (2 H və ya D), helyum izotop helyum-3 (3 He) və lityum izotop lityum-7 (7 Li) çox az miqdarda. Bu sabit nüvələrə əlavə olaraq iki qeyri-sabit və ya radioaktiv izotop da istehsal edilmişdir: ağır hidrogen izotop tritium (3 H və ya T) və berilyum izotopu berilyum-7 (7 Be), lakin bu qeyri-sabit izotoplar daha sonra 3 He və 7 Li-ə çürüdü müvafiq olaraq yuxarıdakı kimi.

Lityumdan daha ağır olan elementlərin hamısı, daha sonra inkişaf edən və partlayan ulduzlarda ulduz nükleosentezi ilə yaradılmışdır.


Alternativ olaraq Heliumun İonlaşma Fraksiyası, O, erkən kainata - Astronomiyaya hakim idi

Əvvəlcədən qalaktika təkamülü nəticəsində çox miqdarda intraklaster maddənin mövcud olduğunu gördük. Bundan əlavə, qalaktika əmələ gəlməsinin 100% effektiv olacağı ehtimalı çətin görünür ki, indiyə kimi kainat boyunca yayılmış formada çox sayda maddə ola bilər. Biz burada özümüzü daha çox cazibə qüvvəsi ilə göstərən ekzotik formalarla deyil, "normal" bariyonik maddə ilə məşğuluq. Müvafiq müşahidə testləri:

IGM-nin tərkib hissəsi olan neytral qaz üçün birinci dərəcəli test Gunn-Peterson testi (1965 ApJ 142, 1633, həmçinin bax: Shklovskii 1964 Astron. Zh. 41, 408). Bu, kvazen ​​spektrlərindəki Lyman və alfanın davamlı udma qısalığını geniş qırmızı sürət aralığına yayılan diffuz maddələrdən Lyman və alfa udma ilə əlaqələndirmək üçün müşahidə olunan tezlik və məsafə arasındakı xəritələşdirmədən istifadə edir. Belə udulmanın optik dərinliyə malik olması gözlənilir

beləliklə bir funksiyası z məsafə intervalı ilə qırmızı sürüşmə intervalı arasındakı eşleme xətti olmadığından sabit sıxlıq üçün belə. Lyman və alfa altındakı bölgə kvazar spektrlərində əlçatan olduqdan sonra uzun müddət axtarılırdı, Gunn-Petersonun davamlı olaraq udulması yalnız qırmızı sürüşmələrdə aşkar edildi. z & # 62 6, burada IGM, Lyman davamlılığında demək olar ki, qeyri-şəffafdır (Becker et al. 2001 AJ 122, 2850, xüsusilə Şəkil 1). Bu müşahidələr bizə kosmoloji reionlaşma dövrünün bitməsini göstərir, çünki rekombinasiyadan sonra neytral mühit ilk ulduzlar tərəfindən ionlaşdırılmış və kvazarlar tərəfindən bu günə qədər davam etmişdir. G-P udma məhdudiyyətləri z & # 60 6 yüzdə bir səviyyədədir (Giallongo et al. 1994 ApJL 425, L1). Çox sayda hal var xətt çox diskret buludlardan və ya tək qalaktikalardan udma və əslində tək qalaktikalardan çıxan Lyman kənar kəsikləri görülmüşdür, lakin bu test son kainatdakı neytral hidrogenin ümumi kütlə sıxlığına güclü bir məhdudiyyət verir: & Omega (H 0) & # 60 3 x 10-7. Bənzər olaraq, molekulyar maddə üzərində daha az sərt hədlər təyin edilə bilər (Field, Solomon və Wampler 1966 ApJ 145, 351). 1420 MHz / saat olan yüksək qırmızı sürüşmələrdəki araşdırmalar da daxil olmaqla qalaktikalaktik maddələrdən 21 sm H I emissiyası tapmaq üçün çoxsaylı cəhdlər edilmişdir.(1 + z) mövcud alıcılarla uyğunlaşır. İndiyə qədər əsasən aşağı parlaqlıq cırtdanları və ya qarşılıqlı təsir göstərən qalaktikalarla əlaqəli yalnız bir neçə yerli bulud meydana çıxdı.

IGM-nin isti olduğu və bu səbəbdən də yüksək dərəcədə ionlaşdığı, QSO kimi istilik mənbələri və Kainatın başlanğıcında ulduz əmələ gətirən qalaktikalar çox olduğu üçün, yüksək qırmızı sürüşmələrdə He II fasiləsiz emilimi üçün də axtarışlar aparılmışdır, çünki bunu görmək lazımdır. hidrogenin tamamilə ionlaşdığı (və bu səbəbdən ionlaşma kənarı yaratmadığı) plazmalar üçün. Heliumun dominant ionlaşma mərhələsi və onun olduqca böyük kəsiyi ola biləcəyi üçün He II bir mənada IGM-dəki hidrogendən daha güclü bir udma hədəfidir. Bu test yüksək qırmızı sürüşmə obyektləri üçün edilməlidir, çünki ionlaşma enerjisi gedir Z 2 x 13.6 eV olduğundan QSO yayılmış çərçivədə 228 & # 197-dən daha qısa dalğa uzunluqlarını görməliyik. Bu test üçün çox az QSO həm parlaqlıq zəminində, həm də çox yüksək sürüşməli QSO-lərin işığı Lyman limiti absorberi (qalaktika və ya diffuz bulud) tərəfindən daha kiçik qırmızı sürüşmələrdə bloklanacağına görə uyğun fon mənbəyi olacaqdır. Çılğın axtarışlar, ya da bir neçə namizədi tapdı z & # 62 2.8 HST və ya z & # 62 2.2 HUT üçün. Jakobsen et al. (1994 Nature 370, 35) Q0302-003 at bir udma novunun aşkar edildiyini bildirdi z= 3.286 aşağı spektral çözünürlük, böyük optik dərinlik və tau & # 62 3.2 (daha böyük bir dəyər səhv aralığındadır). Bu tipik "ilkin" bolluqlar və Omega ilə tamamilə ionlaşmış O üçün orta sıxlığa uyğundurIGM > 2.5 h x II-in hakim növ olduğu inandırıcı vəziyyətdə x 10 -5. Bununla birlikdə, Songaila, Hu & Cowie (1995 Nature 375, 124), He II həmkarlarının Lyman və alfa absorbsiya sistemlərinə qarışıq təsirinin yüksək çözünürlükdə göründüyünü, bu absorbsiyanın həqiqətən diffuz bir mühit olmadan hesablanması üçün kifayət edə biləcəyini iddia edirlər (baxmayaraq ki, qeyd kifayət qədər zəngin bir sürət sahəsindəki qırmızı sürüşmə sıxlığının məkan baxımından davamlı materialdan bir xətt spektri yarada biləcəyini göstərdi Bi et al. 1992 A&A 266, 1). Davamlı depressiyanın başlanğıcı He II Lyman və alfa 304 & # 197 x-da başlayan vacib bir nöqtədir (1 + z) ionlaşma kənarı üçün 228 & # 197 deyil. The Astro-2 uçuşu Hopkins Ultraviyole Teleskop, yaxşılaşdırıcı yansıtıcı örtüklərlə, Q1700 + 64 at uzun müddətə məruz qaldı z= 2.72, bəlkə də 0302-003-dən daha dost bir hədəfdir, çünki aşağı sürüşdürmələrdə məcmu xətti udma ilə qarışıqlıq daha azdır. (Davidsen, Kriss, & Zheng 1996 Nature 380, 47). Bu təsbit He II kənarında & tau = 1.0 & # 177 0.07 verir və kənarın altındakı pozitif axın aşkarlanması, emilimin tercihen ən aşağı sıxlıqlı bölgələrdən gələ biləcəyini göstərir (ayrı-ayrı Lyman və alfa emicilərindən çox). Nəticə ilə fərq arasındakı fərqin daha yüksək olduğunu fərz edirlər.z Q0302-003 müşahidəsi və hələ yayımlanmamış & tau & # 62 1.5 at z= 3.1, IGM-nin bu komponentinin həqiqi qırmızı sürüşmə təkamülünü əks etdirə bilər. Məsələ Heap et al tərəfindən Q0302-003 STIS müşahidələri ilə aydınlaşdırıldı. (2000 ApJ 534, 69), yalnız Lyman və alfa meşəsinin həmkarı ilə uyğun gələn QSO yaxınlığında udma göstərdi, lakin bir az aşağı sürüşmələrdə tələb olunan əlavə bir diffuz komponent. H və He sətirləri arasındakı uyğunlaşma, ümumi ionlaşan şüalanma sahəsinin qırmızı sürüşmə ilə spektrində bir dəyişiklik olduğunu və sürətlənərək aşağı qırmızıya doğru sürətləndiyini göstərir. z= 3.0 və 2.87. FUSE məlumatları, aşağı sıxlıqdakı bölgələrdə hidrogen xətlərinə nisbətən daha da güclənən bir He II Lyman və alfa meşəsinin olduğunu təsdiqləyir (Kriss və digərləri 2001 Science 293, 1112). Oradakı rekombinasiyanın daha uzun müddətləri ionlaşma tarazlığını yuxarıya doğru dəyişəcəkdir. Yenidən sürüşmələr üçün ən yaxşı şəkildə aşkar edilə bilən bir O VI meşəsi var (yayılmış dalğa uzunluqları 1032, 1038 A). z= Lyman və alfa meşəsi ilə üst-üstə düşməməsi ilə 0.17. Bu, X-ray absorptiopn-da daha yüksək ionlaşmış O növlərinin IGM təsadüfi deteksiyalarının zənginləşməsini göstərir, bəzən oksigenin ionlaşma səviyyəsini və mütləq bir hissəsini daraltmağa imkan verir.

IGM yüksək dərəcədə ionlaşdırılmışdır (toqquşma və ya fotonlarla). Belə bir ionlaşmış IGM-ni birbaşa rentgen şüalanması ilə aşkar edə bilərik (neytral vəziyyətə sürətli soyumaq üçün yüksək temperatur olmalıdır). Əslində, həll olunmamış fərdi mənbələrin (QSO, klasterlər, ulduz partlayışları) bəzi birləşməsindən və həqiqətən dağınıq bir IGM-dən qaynaqlanan diffuz bir rentgen fonu mövcuddur. Ayrı-ayrı obyektlər tərəfindən istehsal olunan XRB fraksiyaları üçün müxtəlif təkliflər% 5-300 arasındadır, yüksək açısal qətnamədə yeni müşahidələr üçün geniş imkan var. X-ray fon spektri, bilinən hər hansı bir obyekt sinfi ilə uyğun gəlmir, 20 keV yaxınlığında yamacda diskret bir fasilə ilə. Son vaxtlar Chandra və XMM-Newton ilə aparılan dərin anketlər, məsələni tam mənasında həll etdi, rentgen fonunun çox hissəsini zəif diskret mənbələrlə müəyyənləşdirdi və ağır qaranlıq AGN-nin verdiyi töhfənin 20 keV fasiləyə hesablandığını iddia etdi. Bu, rentgen şüalarında IGM emissiyası üçün çox az rol oynayır.

Lyman və alfa meşəsi: QSO çərçivəsindəki Lyman və alfa (1216 & # 197) qısa müddətini müşahidə edə biləcəyimiz qədər böyük sürüşmələrə sahib olan bütün QSO-lar, ən güclü hidrogen rezonans xəttində əmələ gələn qalaktikalar arası buludların olması səbəbindən çoxsaylı kəskin udma xüsusiyyətlərini göstərir. Bu barədə ilk dəfə Lynds 1971 (ApJLett 164, L73) məlumat vermişdir. Lyman & alfa meşəsindəki araşdırmalara Sargent və Boksenberg 1983 daxildir Kvazarlar və Qravitasiya Lensləri, prok. 24-cü Liege Astrofizik Kollokvium, səh. 518 Weymann, Carswell, and Smith 1981 ARA & A 19, 41 və Hunstead, Carswell ve Ostriker-in fəsilləri QSO Absorbsiya Hatları: Kainatı araşdırmaq (STScI: Cambridge, 1988).

Lyman və alfa udma sistemlərini "normal" aralıq qalaktikalarla müəyyən edilmiş metal xətt sistemləri ilə və ya QSO-ya xas olan geniş udma xətti sistemləri ilə qarışdırmayın. Lyman və alfa meşəsinin bir nümunəsi Young və digərlərinin Şəkil 1-də verilmişdir. 1982 (ApJ 252, 10, AAS nəzakəti):

Güclü geniş emissiya xüsusiyyəti QSO redshift-də Lyman & alpha'dır z= 1.899. Eyni keçid kimi dar xüsusiyyətlərin müəyyənləşdirilməsi emissiya zirvəsinin hər iki tərəfindəki ümumi asimmetriya ilə dəstəklənir. Absorbsiya xüsusiyyətlərinin sıxlığının qırmızı sürüşmə ilə dəyişdiyini unutmayın (dalğa uzunluğu). Bəzi kosmoloji modeli qəbul edərək, absorberlərin zaman təkamülünü verir. Fərqli udma xüsusiyyətlərini fiziki buludlar kimi müəyyənləşdirmək ənənəvi (indiyə qədər bir az yanıltıcı olsa da).

Bu buludlar da var və ya içəridə IGM. Onların xüsusiyyətləri barədə nə deyə bilərik?

Sayı sıxlığı: Sabit qırmızı sürüşmə ilə ekvivalenti olan paylanma sütun sıxlığında güc qanununa yaxındır. Bir neçə QSO spektrində xətləri bir sıra sabit məhdudlaşdıran ekvivalent eni hesablayır və birləşdirən koordinatlarda kub Mpc başına sıxlığa çevrilirsə ( (1 + z) 3 sadəcə Hubble genişlənməsinə görə), bu sıxlığın son zamanlara doğru azaldığını göstərir. Buludlar yox olur. Lakin, hamısı yox deyil. 3C 273-ün HST spektrləri yeddi Lyman və alfa sistemini göstərir z & # 60 0.15, bəziləri bəlkə də Qız bürcü ilə əlaqələndirilir. Arxiv HST FOS məlumatlarından və Keck spektrlərindən, bu süjet, Lyman və alfa meşələrini aşağı sürüşmə ilə 3C 273 və yüksək səviyyələrdə müqayisə edərək, udma populyasiyasının güclü təkamülünü göstərir:

Bu sistemlərin aşağı sürüşmə səviyyəsində görünməsi QSO görüş xəttinin yaxınlığındakı qalaktikalarla qarşılaşmalar üçün ağlabatan bir sınaq imkanı verir. Lyman və alfa buludları qırmızı yayımda qalaktikanın paylanmasını qeyri-müəyyən bir şəkildə izlədiyi halda, bu nöqtədə xüsusi qalaktikalarla, hətta cırtdanlarla əlaqəli materialla tam uyğunluqlar yoxdur və buludlar H & alfa aşkaredici deyil. Lyman və alfa xətlərinin arxa plan kvarasının yaxınlığında olan sürüşmələrdə az olduğuna dair güclü dəlillər var. yaxınlıq təsiri, ümumiyyətlə QSO-nun bəzi meqaparseklərdəki bütün materialları udma qabiliyyətini görmək üçün yüksək dərəcədə ionlaşdırdığı mənasına gəlir. Bu, daha yaxşı bilinən QSO radiasiyasını müqayisə nöqtəsi olaraq istifadə edərək və bunun nə qədər uzaqda əhəmiyyətli bir fərq yaratdığını görərək qırmızı sürüşmə funksiyası olaraq mühitin ionlaşdırıcı-şüalanma intensivliyini qiymətləndirmək üçün bir yol təqdim edir.

Ölçülər: (və ya daha dəqiq korrelyasiya tərəzisi): oxşar görmə xətləri boyunca bir neçə ars saniyədə görünən QSO cütlərinə baxın və təsadüfən udma sistemlərini və uyğun olmayanları sayın. Qravitasiya linzaları bunun üçün əladır. Bunun mümkün olduğu bir neçə hal, bəzi on kiloparseklərin tipik bir ölçüsünü təklif edir.

Kütlə: xətt enləri (ancaq çətinliklə) həll edilə bilər. Tipik bir ölçü ilə birlikdə, bu viral bir kütlə vermək üçün uzun müddət istifadə edilmişdir (yəni cazibə qüvvəsi ilə bağlı buludları qəbul etmək). Bu, qeyri-qravitasiya baxımından bağlı sistemlərə işarə edən olduqca böyükdür (yəni xaricdən məhduddur). Ekvivalent genişliklərdən olan sütun sıxlığı, bu məsə ilə müqayisədə, buludların demək olar ki, tamamilə ionlaşdığını göstərir. Gördüyümüz H I yalnız ionlaşmış materialın iz hissəsidir. Bununla birlikdə, IGM'nin məkan və sürət quruluşu ilə əlaqədar ortaya çıxanlarla, bu şəkildə fərdi xüsusiyyətlər üçün faydalı kütlələr əldə edə biləcəyimiz qətiliklə aydın deyil.

Beləliklə, yüksək dərəcədə ionlaşmış dayaqlar IGM-də mövcud görünür bir zaman parlaq qalaktikalardan daha çox yayılmışdır. Tipik parametrlərin olduğu düşünülür T = 3 x 10 4 K, M

10 kpc və təxminən 10-3 günəşdəki metal bolluğu (yəni "pregalaktik" material). Ağır element bolluğu açıq şəkildə sıfır deyil. Bu ilki FUSE müşahidələrinin əsas hədəfi olan H və He II meşələrinə (Tripp, Savage və Jenkins 2000 ApJL 534, L1) uyğun bir O VI meşəsi var. İonlaşma tarazlığı o qədər zəif məhdudlaşdırılıb ki, metallığın qiymətləndirmələri son dərəcə xamdır. O VI-O VIII-in rentgen udma ölçüləri bir neçə görmə xətti üzərində işləyir və IGM-nin isti və daha isti fazalarının bariyonların əsas su anbarları olduğunu göstərir. Əslində, daha düzgün, the barionların əsas su anbarları. Aşağıdakı cədvəldə (normal) maddənin müxtəlif növlərinin qatqı təmin etdiyi kritik sıxlıq və Omeqa fraksiyaları barədə bəzi son konsensus dəyərləri (G. Bothun nəzakəti) verilmişdir.

FazaSıxlıq hissəsi
Bütün barionlar 0.041
Gökadalar 0.003 ± 0.001
H mən 0.00039-0.00063
Lyman və alfa meşəsi 0.008-0.012
O VI orta 0.003-0.008

IGM-nin zənginləşdirilməsi, qalaktika və klasterlərdən sızan supernova ejekasından kənara çıxa bilər, qalaktika əmələ gəlməmişdən əvvəl kütləvi ulduzların ilk nəslinə qayıdır.

Lyman anlayışında böyük inkişaf

Renyue Cen'in İnternetdə geniş bir simulyasiya dəsti var. Nümunə olaraq, burada 25 Mpc'lik komov kubda H I sıxlığının tipik perspektiv görünüşü. z= 4 (kitab istifadəsinə icazə verən Cenin nəzakəti).

Radio jetleri və lobları: radio mənbələrinin mövcudluğu və quruluşu əks təzyiq təmin edən bir xarici mühit tələb edir, əks halda sərbəst şəkildə genişlənəcək və sürətlə görünməz olacaqlar. Ümumi sabitlik və quruluş mülahizələri ətraf mühitə bəzi məhdudiyyətlər qoyulmasına imkan verir. Erkən işlərə Rosen və Wiita daxildir (1988 ApJ 330, 16), Hardee et al. (1992 ApJ 387, 460), indi daha sürətli irəliləmə mümkündür.


Alternativ olaraq Heliumun İonlaşma Fraksiyası, O, erkən kainata - Astronomiyaya hakim idi

Kainatdakı hər şey kimi, biz də qalaktikaların bu şəkildə necə getdiyini bilmək istərdik. Qalaktika meydana gəlməsinin hər iki tərəfdən də sürüşməsində müşahidə olunan məhdudiyyətlər başlayır - ulduz təkamülü və mikrodalğalı fonun homojenliyi. Bir daha qeyd edək ki, bir müşahidəçinin və nəzəriyyəçinin qalaktika yaranma dövrləri fərqli ola bilər. Peebles kimi (1989, in Qalaktikanın meydana gəlməsi dövrü, Kluwer, s. 1) bir müşahidəçi, bir qalaktikanın ulduzlarının çoxu doğulduqda, ehtimal ki, qalaktika meydana gəlmə tarixini təyin edərsə, bir nəzəriyyəçi, qalaktikanın indiki kütləsinin əhəmiyyətli bir hissəsinin Hubble axınından çökməsindən başlayaraq prosesi vaxtlandıracağını söylədi. Beləliklə, qalaktika ulduz baxımından cavan, lakin dinamik şəkildə yaxşı inkişaf etmiş ola bilər. Yalnız qalaktika altında müzakirə edildiyi kimi təkamül, müxtəlif qalaktikalar üçün fərqli nisbətlərdə işləyə biləcək bir neçə qalaktik xronometr var. Hesab etməyimiz lazım olan əsas şey, qalaktikaların yaşları, kütlələri və qabarıqlıqlar və disklər arasındakı fərqdir.

Bir mənada qalaktika meydana gəlməsi, üst üstə bir Hubble axınının əlavə komplikasiyasına sahib olan ulduz formasiyasına bənzəyir (biz də anlamırıq). Bir sıxlığın artırılmasının mövcudluğunu nəzərə alaraq (buna qayıdacağıq), bir kütlə Jeans kütləsinin ekvivalentini aşarsa dağılacaq. Əslində, Zel'doviç və Novikovun göstərdikləri kimi (Nisbi Astrofizika, cild 2, U. Chicago, s. 244), Jeans nəzəriyyəsi, nisbi nəticənin olduqca yaxşı bir yaxınlaşmasıdır. Bu vəziyyətdə, narahatlıq dalğa uzunluğu kifayət qədər böyükdürsə, çökməyə səbəb olur: & Lambda & # 62 & Lambda J = 27 (T/ & mu) 1/2 & rho0 1/2 parsek və nəticədə kütlə Jeans kütləsindən daha böyükdür M & # 62 MJ = 33 (T/ & mu 3/2 & rho 0 Günəş kütlələrində -1/2. Bu ifadələrdə & mu orta molekulyar ağırlıqdır (neytral hidrogen üçün 1, ionlaşmış hidrogen üçün 1/2 və s.), Temperatur K və & rho0 10 -24 g / sm & # 179 vahidlərində narahat olmayan sıxlıqdır. Daha faydalı vahidlərdə Longair dönüşüm verir MJ = 3.75 & # 215 10 18 / & Omega Bh & # 178) adi maddənin hakim olduğu vəziyyət üçün günəş kütlələrində.

Sıxlıq pozğunluqları ilə işləyərkən, Fourier parçalanmasının ekvivalentini aparmaq və müxtəlif dalğaların təkamülünü (tezlik və ya dalğa uzunluğu) müalicə etmək adi haldır. Bir çox işçi miqyasda enerji sıxlığının olduğu bir Kolmogorov spektri ilə başlayır R kimi gedir R 1/3. Fiziki olaraq, bu, müxtəlif miqyasları fərqli dərəcələrdə söndürən turbulent özlülük nəticəsində yaranır. Əlbətdə ki, enerjini konkret miqyasda pompalayacaq mexanizmlər varsa, maraqlı şəkildə fərqli nəticələr əldə etmək olar.

Bəs bu narahatlıqlar haradan gəldi? Vahid bir sahədəki hissəcik sıxlığında statistik dalğalanmalar bunu etməz. Bir qalaktikada sırasıyla 10 68 nuklon var (təsirləri yalnız vəziyyəti daha da pisləşdirən qaranlıq maddəni laqeyd etmək). Bu nisbi sıxlıq dalğalanmaları və DeltaN / N verir

10 -34, qalaktikaları vermək üçün ən qeyri-xətti böyümə üçün çox kiçikdir z= 5. Nisbi dalğalanmalar daha effektiv qalaktika meydana gəlməsi üçün daha kiçikdir. Dicke və Peebles (ikinci tərəf istinad), Jeans kütləsi ətrafındakı narahatlıqların cisimləri tez bir zamanda kürəcik qruplar kimi hala gətirdiyini və bu seyrək populyasiyanın statistik dalğalanmalarının (daha çox 10 -3 kimi) toxum qalaktikasının meydana gəldiyini - yalnız iki ilə maraqlı bir fikir olduğunu irəli sürdülər. möcüzələr tələb olunur. Diqqət yetirin ki, temperatur və ya sürət pozğunluqları mövcud ola bilər və çöküşü tetiklemede və eyni zamanda adi sıxlıq dalğalanmalarında təsirli ola bilər. İlkin dalğalanmaları nəzərdən keçirməyə cəhd göstərə bilərik (cəhalətimizi mümkün qədər geri itələmək), amma mikrodalğalı fonda bunların imzası yoxdur. Bununla birlikdə, bu hələ rekombinasiyadan əvvəl istilik şüalanma sahəsinə sıx birləşdirilməsinə ehtiyac olmayan, baryonik olmayan maddələrin daşıdığı ilkin dalğalanmalara imkan verir.

Çökmə tarixi, ulduz meydana gəlməsində olduğu kimi, materialın soyumasından da güclü təsirlənəcək güclü radiasiya ilə soyutma, çöküşü sürətləndirəcək və daha kompakt bir son konfiqurasiya verəcəkdir. Nümunə olaraq soyuducu axınlarda isti qazın özünəməxsus davranışını xatırlayın. Məsələn, 1990-cı il Gölü (ApJLett 364, L1), fərqli sıxlıqlarda soyudulmağın olub-olmaması ilə birlikdə fərqli qalaktikaların (cırtdanlar, spiraller, eliptiklər) dinamik, soyutma və Hubble dövrlərinin fərqli nisbətlərindən qaynaqlandığını düşünür. aşağı temperaturda daha effektivdir. Onun 1-ci şəkli (AAS-nin icazəsi ilə göstərilmişdir) spiral və eliptiklərin təqribən istilik paylanmasına bir soyutma əyrisi qoymuş və indiki dövrün qlobal dinamikasından xarakterik bir temperatur götürsək bunun ən azı inandırıcı olduğunu göstərmişdir:

Qaz soyutma funksiyasının müxtəlif tətbiqlərinə qalaktika meydana gəlməsi işləri boyunca rast gəlmək olar. Tovuz quşu Blumenthal və digərlərini göstərir. 1984 (Nature 311, 517), qalaktikaların və qrupların (sıxlıq, temperatur) təyyarəsinin fərqli hissələrində toplandığına işarə edərək, qalaktikanın meydana gəlməsi üçün dağılma göstərildi (yəni qalaktika ölçüsündə qaz kütlələrinin soyuması üçün vaxt var idi) lakin çoxluq kütlələri deyil).

Ulduz meydana gəlməsi çökmə zamanı aktiv ola bilər. Bu, protogalaktikanın təkamülünün izlənməsini daha da çətinləşdirir, çünki ulduzlar və qaz dinamik olaraq çox fərqlidir. Ayrıca, ilk nəsil ulduzlar ətrafı qızdırarkən, küləklər əsdikdə və fövqəlnova kimi partladıqda (hazırda qruplarda görünən qazın bir hissəsini istehsal edən) böyük miqdarda maddi axınları idarə etmiş ola bilər. Aşağı metallik və yüksək fon temperaturu (2,7 K & # 215 (1+) olacağını xatırlayınz)) orijinal ("populyasiya III") ulduzların görünüşü barədə anlayışımızı çətinləşdirir. Heç olmasa qaz üçün çöküşün gedişi adiabatik, izotermik və ya hətta kütlə qoruyan olmaz.

Heç olmasa disklər üçün onların açısal impulsunun haradan gəldiyini anlamağa çalışırıq. Saf çökmə heç birini tanıtmayacaq və ildırımın başlanğıc kainatında vortisitin harada yarana biləcəyini çətindir ad hoc sıxlıq dalğalanmalarının davranışı. Məşhur bir şübhəli, protogalaktikanın qeyri-sferik olduğu və ən yaxın qonşularının xalis açısal təcil verən bir gelgit stresi göstərdiyi gelgit torqu olmuşdur. Bu, yoldaşların ortalama geri çəkildiyi üçün işləyir, buna görə qalaktikada ilkin şərtləri fosil edən bir spin qalır və sonrakı təkamül ilə sıfıra endirilmir. İzolə edilmiş bağlı ikili sistemlərdə bu prosesin yaratdığı korrelyasiyaları axtarmaq olar, heç bir algılama bildirilməyib. Gözlənilən spesifik açısal impuls xarakterik yoldaş məsafəsindən və tək yoldaşların gelgit torkinqində ən təsirli olduğu dövrdə protoqalaktikanın formasından asılıdır. Spin də mini-birləşmələrdə istehsal edilə bilər, çünki alt qalaktik kütlənin parçaları bir araya gəlir. Bu vəziyyətdə spin mərkəzdən kənar təsirlərdən yaranır (xarici günəş sistemində müzakirə edildiyi kimi). Chernin, şok cəbhələrinin sıxlıq gradiyentləri arasında yayılması ilə girdabın görünüşünü öyrənmişdir.

Sonda bir böyük problem var: 2.7 K radiasiyada görünən homojen fondan qalaktikalar necə bu qədər sürətli əmələ gələ bilər? COBE və onun davamçıları bir neçə dərəcə tərəzilərdə temperatur dalğalanmaları üçün 3 & # 215 10-5 əmrlərini verirlər. Zel'doviç və Novikovu (s. 445) izləyən kütlənin dalğalanmasının açısal ölçüsü M kontrast temperaturda 10 -3 olardı & teta = 10 arcminutes & # 215 & Omega 2/3 (M/ 10 14 günəş kütləsi), ən uyğun açısal miqyasın yaradılması. İpək (1968 ApJ 151, 459) əvvəlki mühazirədə də görülən əlaqəni verdi və & DeltaT / T = & Delta & rho / 3 & rho. Atındakı belə kiçik narahatlıqlardan getməyin bilinməyənləri var z

1400-ə qədər bütün qalaktikalara z=7.

Qaranlıq maddə nə olursa olsun həlledici rol oynadı. Longair, sadəcə işə yaramadığını göstərmək üçün, tamamilə bariyonik bir Kainatda qalaktika meydana gəlməsi üçün "klassik" sxem qurmağa bütün bir fəsli ayırır. Qalaktika meydana gəlməsi üçün vacib olan bu dominant kütlə komponentinin narahatlıq spektri. Qalaktika meydana gəlməsinə təsirləri qaranlıq maddənin isti, isti və ya soyuq olmasına görə fərqlənir. Bunlar normal maddəyə nisbətən sürət dispersiyasına aiddir. Məsələn, az kütləli neytrinolar, böyük fərdi sürətlərlə isti qaranlıq maddə olardı. İsti qaranlıq maddə qalaktika meydana gəlməsini çox çətinləşdirir - sıxlığı artıranlar dağılmadan sürətli hissəcik hərəkətləri ilə ləkələnir. Yalnız qeyri-sabit kütlələr çox böyükdür (unutmayın MJ

T Yuxarıda 3/2). Soyuq qaranlıq maddə daha populyardır, çünki bu maddələr cazibə qüvvəsi ilə bağlıdır və adi maddə olduğu kimi narahatlıqlara da düşə bilər. Bununla birlikdə, tamamilə dağılmadan çökməyə məruz qalır. Buradakı bir problem, qalaktika ölçüsündə kütlələrin meydana gəlməsinə imkan verəcək qədər soyuq olan hər hansı bir qaranlıq maddənin narahat bir gecikmiş qalaktika meydana gəlməsini proqnozlaşdırmasıdır. Bu, bariyonik IGM məhdudiyyətləri ilə çətinliklər yaradır. Hələ qalaktik kütlə məhsulları istehsal edərkən IGM və mikrodalğalı fon məhdudiyyətlərini eyni anda təmin edən aydın bir parametr sahəsi yoxdur. Düzdür, qalaktika əmələ gəlməsi barədə bilmədiyimiz vacib bir şey var.

Qalaktika meydana gəlməsi üçün bir neçə "partizan" şəkli var. Təəssüf ki, heç biri yaxşı inkişaf etmiş və yoxlanıla bilən dərəcədə spesifik deyil. Plazma əsaslı bir şəkil son zamanlarda bir neçə plazma nəzəriyyəçisi tərəfindən irəli sürülmüşdür, lakin bunun üçün xüsusi ilkin şərtlər və yaşadığımız xüsusi bir dövr tələb olunur. Ədalətli olmaq üçün, astrofiziklər maqnit sahələrinin və plazma proseslərinin böyük miqyasda vacib olduğunu dərk etməyə sürüklənirlər. Daha sonra, məsələn Ambartsumian tərəfindən yazılmış nüvələrindən qalaktikaların qurulması üçün bir sxem var. Yenə də tanış fiziki proseslərlə o qədər az üst-üstə düşür ki, bu şəkildə nəyi görəcəyimizi aydın deyil.

Önümüzdəki on ildə müvafiq müşahidələrin aparılması üçün böyük planlar var. Əsas suallar:

Kvazarlar spektrində çoxdan Gunn-Peterson novunun olmaması, qalaktikalararası mühitin yüksək dərəcədə ionlaşdırılması lazım olduğunu təsbit etdi. İlkin rekombinasiyadan gələn radiasiyanı kosmik mikrodalğalı fon kimi gördüyümüz üçün bir müddət sonra yenidən reionizə edilmiş olmalıdır. Bu reionizasiya dövrü qalaktika yığılma tarixi üçün vacibdir və yüksək qırmızıya doğru dəyişən cisimləri müşahidə etmək qabiliyyətimiz, eyni zamanda qalaktika və QSO-lərin ilk tarixinə dair ipucları daşıyır.

Rekombinasiya dövrünün ədədi modelləşdirilməsi H II bölgələrinin modelləşdirilməsində görülən eyni xüsusiyyətləri - genişlənən ionlaşma cəbhələrini, qismən ionlaşmış zonaları əhatə edən - indi kosmik genişlənmə fonunda qurulmuşdur. Nəticələr Loeb & Barkana (2001 ARA & A 39, 19) tərəfindən ətraflı nəzərdən keçirilmişdir. İonlaşmış həcmlər ("Str & oumlmgren kürələr") ayrı-ayrı ionlaşdırıcı mənbələr ətrafında genişləndikcə, bu həcmlərin üst-üstə düşməsindən əvvəl, sonrakı və sonrakı mərhələləri ayırd etmək üçün Gnedin (2000 ApJ 535, 530) izləmək faydalıdır. Əvvəlcə hər bir ionlaşmış baloncuk tamamilə neytral materialla əhatə olunmuş şəkildə müstəqil olaraq genişlənir. Genişlənmə sürəti ionlaşdırıcı parlaqlığa, ionlaşdırıcı spektrin formasına və neytral qazın sıxlıq paylanmasına bağlıdır. İonlaşdırıcı mənbələrin, ən sürətli birləşən qazla əhatə olunduğu ən yüksək sıxlıqlı bölgələrdə olacağı ehtimal olunur. İonlaşma quruluşu, "kosmik şəbəkə" dəki qaz sıxlığını tərs istiqamətdə izləyəcək, daha axın tellər (düşən) rekombinasiya sürətini aşdıqca daha sıx liflər daha sonra ionlaşacaq. Gec rekombinasiyada, bunun bir qədər paradoksal bir nəticəsi var, neytral qaz bölgələri hələ də ionlaşdırıcı mənbələrə yaxın olaraq mövcud olacaq, daha uzaq olan aşağı sıxlıqlı bölgələr isə tamamilə ionlaşır və qalır. Aşağıdakı şəkillər Gnedinin WWW saytından götürülmüş ionlaşmış fraksiyanın inkişafını izləyir.

Rekombinasiya zamanı hidrogen təbii olaraq fiziki vəziyyətdə üstünlük təşkil edir. Helium hələ də rol oynayır, çünki He II üçün ionlaşma potensialı 54 eV olduğundan görünüşünü daha sonrakı bir hadisə halına gətirir. Aşağı sıxlıqlı bölgələrdə, He II'nin reionizasiyası yaxınlarda baş verdi z= 2.7 (Kriss et al. 2001 Science 293, 1112).

Müşahidə tərəfində, reionizasiya dövrünə və ondan əvvəl gördüyümüzü göstərmək üçün bir sıra təsirlər var. Əvvəlcə neytral qalaktikalararası mühitin klassik imzası olan Gunn-Peterson udulmasını gözləyirik. Kiçik qırmızı sürüşmələrdə, bu, neytral hissənin ən yüksək olduğu (mütləq ifadələrdə hələ də kiçik olsa da) IGM-nin ən sıx bölgələrindən ayrılan udma xüsusiyyətləri olan Lyman və alfa meşəsi şəklində olur. Lyman və alfa meşəsindəki xüsusiyyətlərin sıxlığı, həm qazın sıxlığında (və beləliklə rekombinasiya sürətində) həqiqi bir təkamül nəticəsində həm də qırmızıya sürüşmə ilə gələn şüa arasındakı məsafə arasındakı qeyri-xətti xəritələşdirmə nəticəsində həqiqi təkamül nəticəsində qırmızıya doğru dəyişir. . Həqiqi mənada diffuz, boşluğu dolduran neytral qazın görünüşü daha sonra dar fərdi cizgilərin ekstrapolyasiya edilmiş davranışının xaricindəki həddindən artıq udma və ya kifayət qədər yüksək spektral çözünürlükdə, cəmi bir şeydən gözlədiklərindən daha çox bir udma "novu" olacaqdır. fərdi xətlərin. Bu, QSO-larda müşahidə edilmişdir z > 6, Becker və digərlərinin xəbər verdiyi kimi Sloan Rəqəmsal Səma Tədqiqatından (SDSS) tapılmışdır. (2001 AJ 122, 2850). Aralıq boyunca H I qeyri-şəffaflığın sürətlə artması z= 5.7-6.4 bu yenidən sürüşmələrdə reionizasiyanın sonunu gördüyümüzə dair güclü bir dəlildir. Bu Gunn-Peterson çökəklikləri yalnız reionizasiyanın sona çatmasını nəzərdə tutur. Bütün barion sıxlığının yalnız kiçik bir hissəsinin neytral-hidrogen sıxlığı, etibarlı şəkildə ölçə biləcəyimizdən daha güclü bir udma əmələ gətirəcəkdir, çünki bütün optik dərinliklər & tau & # 62 5 müşahidə baxımından fərqlənmir. Tamamilə neytral bir IGM & tau & # 62 100 istehsal etməlidir, bu səbəbdən neytral sıxlığını ölçmək üçün digər imzalara ehtiyac var. Miralda-Escude (1998 ApJ 501, 15) tərəfindən göstərildiyi kimi, belə yüksək sütun sıxlıqlarında, Lyman və alfa udma xəttindəki sönmə qanadları çox möhkəm və geniş olur, belə ki, udma imzası proqnozlaşdırılan formanın geniş bir udma kənarıdır, başlayır

100 QSO-nun Lyman və alfa dalğa boyundan bir qırmızı. Nəhayət, mikrodalğalı fon fotonlarının ionlaşmış materialla səpələnməsi, Wilkinson Mikrodalğalı Anizotrop Probe (WMAP) tərəfindən reionizasiyanı təklif edən mikrodalğalı fonda dalğalanmaların qütbləşmə quruluşunda reionizasiyanın imzasını qoyacaqdır. z= 11-30 (Bennett et al. 2003, astro-ph / 0302207).

ISM-nin əhəmiyyətli bir həcmi ionlaşdıqdan sonra fərdi radiasiya mənbələri ətrafında ionlaşmış (və beləliklə şəffaf) həcm gözləyirik. Bunlar, yaxınlıq effektinin daha güclü bir versiyasında, belə bir həcmdən bir keçid xətti keçdikdə, udma boşluğunda deşik kimi görünür. This effect appears as a decrease in the number of Lyman &alpha forest features near the redshifts of QSOs, whether the background QSO whose spectrum is being measured or fortuitously located foreground objects within a Mpc or so of the line of sight. As long as the differential Hubble expansion across an ionized volume is greater than the span of absorption wings from adjacent material, an ionized region will appear as a local deficit in absorption (as depicted by Loeb & Barkana 2001).

An emission signature of the final stages of reionization is expected, which could help specify its redshift. Broad and asymmetric Lyman &alpha emission is predicted from blank sky areas in all directions (Baltz et al. 1998 ApJL 493, L1), whose intensity depends largely on baryon density, with a wavelength determined by the recombination redshift. A sensitive search for this feature has used a large number of HST STIS spectra covering blank-sky regions (Windhorst et al. 2001, in Deep Fields), yielding to date an intensity limit for this feature anywhere in the redshift range z=6-9 somewhat higher than typical predictions.

Emission features may also be observable from the expanding H II regions around individual sources earlier in reionization. While the optical depth in the Lyman &alpha transition will be enormous, some photons can be scattered far enough to the red wing of the line to escape. The situation is analogous to escape of Lyman &alpha from a galactic wind, with the Hubble expansion playing the role of the wind's velocity field. Only the red wing matters, since photons scattered to the blue wing are promptly absorbed by foreground gas at a redshift for which the photons are close to the line center. Loeb & Rybicki (1999 ApJ 524, 527) have shown that we may hope to detect the halos of scattered light around very luminous objects at z

10, particularly with JWST. We might be able to see the H II regions themselves around some objects in dense environments at smaller redshifts, if the falling neutral fraction does not outweight the much smaller absorption optical depth to Lyman &alpha.

Since we now find quasars into the epoch of reionization, strong radio sources from active nuclei may exist at significantly higher redshift. In principle, ionization structure at such epochs may be traced by highly redshifted 21-cm absorption (Carilli, Gnedin, & Owen 2002 ApJ 577, 22). While probably an endeavor for the next generation of radio telescopes, this would offer unique probes of these early epochs free of losses due to dust and Lyman-continuum absorption.

Further pursuit of most of these signatures to redshifts much beyond z=7 requires achieving high sensitivity in the near-infrared bands, which faces formidable obstacles from the atmosphere's own molecular and thermal emission for ground-based instruments. Progress can be made in spectroscopy of compact objects using the new generation of 8-10m telescopes, particularly those optimised for infrared performance, and techniques to limit the impact of night-sky emission. These include spectrographs with airglow suppressors, which disperse the light spectrally and mask out wavelengths with strong OH airglow, and spectrographs with high dispersion so that these wavelengths can be ignored while retaining nearby wavelength bins with source information. For diffuse emission, such as scattered Lyman &alpha halos around early QSOs or intense starbursts, the advantage of getting above the atmosphere is probably required.

A key question must be answered from observation - what was the source of reionizing photons? One could imagine that either stars or active nuclei could provide the energy. Current surveys suggest that QSOs fall well short of the space density required to be important, although they will certainly dominate in their immediate neighborhoods. From metallicity arguments, first-generation stars were not numerous enough to ionize more than their immediate cloud vicinities. Further into galaxy buildup, we can count bright galaxies at redshifts z

6 by Lyman-break selection, and find that there are too few luminous galaxies for their hot stellar populations to power reionization (Yan et al. 2003 ApJL 585, L93 Lehnert & Bremer 2003 astro-ph/0212431). This makes the most likely culprits lower-luminosity galaxies, which it is tempting to compare with the small, low-metallicity objects found in significant numbers at z=2-3 and sometimes termed "subgalactic". If most of the star formation at these epochs was in low-mass systems, there is a good fit to predictions from structure-formation simulations for a Universe whose matter density is dominated by cold dark matter (CDM), which gives bottom-up or hierarchical histories for mass clumping and hence galaxy building.

Because of the Hubble expansion, it requires vastly less ionizing radiation to maintain the ionization of the intergalactic medium than to ionize it in the early Universe. As a two-body process, the timescale for recombination varies as the product of densities nsəh ne, which is to say nsəh 2 for fully ionized hydrogen. Ignoring for the moment the dependence of cross-section on electron temperature, the basic redshift behavior for the recombination timescale will be (1+z) -6 simply from density considerations. This has increased by more than 10 5 since the end of recombination for gas outside galaxies, at z

The mean ionizing intensity from star-forming galaxies and AGN is ample to maintain an ionized intergalactic medium today. In fact, there may be evidence that the intensity of this intergalactic ionizing radiation sets the cutoff in column density for H I envelopes of galaxies (Maloney 1993 ApJ 414, 41). The ionization balance in low-redshift QSO absorption-line systems suggests that the harder spectra of AGN are most important in the present ionizing intensity, in contrast to the situation at high redshifts, as shown by the recent analysis of Scott et al. (2002 ApJ 571, 665). They show that the density of ionizing radiation needed to match the extent of the "proximity effect" in QSO absorption spectra matches that estimated for the current QSO population, and that this quantity has been dropping rapidly with cosmic time, by a factor of nearly seven for redshifts z < 1 and z > 1. « Cosmic Microwave Background | The Pregalactic Universe » Course Home | Bill Keel's Home Page | Image Usage and Copyright Info | UA Astronomy


    1961 - A small group of astrophysicists (including Carl Sagan) gathered at the National Radio Astronomy Observatory, Green Bank, WV
      Frank Drake presented his equation
        to estimate the number of technological civilizations that presently exist in the Milky Way
        • R * = rate of star formation in the Milky Way
        • f p = fraction of stars with planets
        • n e = # of habitable planets/star
            planet in habitable zone
            system in galactic habitable zone
            cannot include binary star systems
          • (Note: This original form is a little different from the textbook)
          • The Drake Equation is an excellent method for us to fomulate our thinking,
            • but it does not lead to a well defined answer, because there are many uncertainties in the factors

            Hubble astronomers uncover an overheated early universe

            If you think global warming is bad, 11 billion years ago the entire universe underwent, well, universal warming.

            The consequence was that fierce blasts of radiation from voracious black holes stunted the growth of some small galaxies for a stretch of 500 million years.

            This is the conclusion of a team of astronomers who used the new capabilities of NASA's Hubble Space Telescope to probe the invisible, remote universe.

            Using the newly installed Cosmic Origins Spectrograph (COS) they have identified an era, from 11.7 to 11.3 billion years ago, when the universe stripped electrons off from primeval helium atoms -- a process called ionization. This process heated intergalactic gas and inhibited it from gravitationally collapsing to form new generations of stars in some small galaxies. The lowest-mass galaxies were not even able to hold onto their gas, and it escaped back into intergalactic space.

            Michael Shull of the University of Colorado and his team were able to find the telltale helium spectral absorption lines in the ultraviolet light from a quasar -- the brilliant core of an active galaxy. The quasar beacon shines light through intervening clouds of otherwise invisible gas, like a headlight shining through a fog. The beam allows for a core-sample probe of the clouds of gas interspersed between galaxies in the early universe.

            The universe went through an initial heat wave over 13 billion years ago when energy from early massive stars ionized cold interstellar hydrogen from the big bang. This epoch is actually called reionization because the hydrogen nuclei were originally in an ionized state shortly after the big bang.

            But Hubble found that it would take another 2 billion years before the universe produced sources of ultraviolet radiation with enough energy to do the heavy lifting and reionize the primordial helium that was also cooked up in the big bang.

            This radiation didn't come from stars, but rather from quasars. In fact the epoch when the helium was being reionized corresponds to a transitory time in the universe's history when quasars were most abundant.

            The universe was a rambunctious place back then. Galaxies frequently collided, and this engorged supermassive black holes in the cores of galaxies with infalling gas. The black holes furiously converted some of the gravitational energy of this mass to powerful far-ultraviolet radiation that would blaze out of galaxies. This heated the intergalactic helium from 18,000 degrees Fahrenheit to nearly 40,000 degrees. After the helium was reionized in the universe, intergalactic gas again cooled down and dwarf galaxies could resume normal assembly. "I imagine quite a few more dwarf galaxies may have formed if helium reionization had not taken place," said Shull.

            So far Shull and his team only have one sightline to measure the helium transition, but the COS science team plans to use Hubble to look in other directions to see if the helium reionization uniformly took place across the universe.

            The science team's results will be published in the October 20 issue of Astrofizika jurnalı.


            Bright galaxies help solve mystery about early universe

            This deep-field view of the sky (center) taken by NASA’s Hubble and Spitzer space telescopes is dominated by galaxies – including some very faint, very distant ones – circled in red. The bottom right inset shows the light collected from one of those galaxies during a long-duration observation. Image credits: NASA/JPL-Caltech/ESA/Spitzer/P. Oesch/S. De Barros/I.Labbe

            For all its mind-bending features, the universe is a pretty ordered place. Stars and planets are neatly arranged into solar systems solar systems have vast swaths of space between them and are themselves arranged into galaxies. Space is also transparent and decently lit by stars, which is nice because it allows us to see at large distances, and, because of how light works, also allows us to see in the past.

            But it wasn’t always like this. In its earlier days, the universe was much more tumultuous. For the first 377,000 years, it was a soup of various types of matter and antimatter, finally becoming cool enough for individual atoms to form — but it was still dark and murky. Even some 1 billion years after the Big Bang, when the universe had become transparent, there weren’t too many sources of light because it takes such a long time for mass to collapse into stars and galaxies, though light had been sparked nonetheless.

            Here’s the thing, though: while Dark Ages of the universe started around 377,000 years after the Big Bang, there was still some radiation. Something started exciting the hydrogen with radiation, ionizing it and producing light. Astronomers are not really sure how this happened, though.

            No one really knows when the first stars in the universe came to be. There is evidence suggesting that they formed some 100-200 million years after the Big Bang — but did they have enough energy to produce this ionization phenomenon? That’s hard to say.

            Now, a new study finally sheds some light on this issue.

            “It’s one of the biggest open questions in observational cosmology,” said astronomer Stephane De Barros of the University of Geneva. “We know it happened, but what caused it? These new findings could be a big clue.”

            In an attempt to answer this question, De Barros and colleagues directed the Spitzer telescope at two separate regions of the night sky. The telescope detected 135 galaxies that formed just 730 million years after the Big Bang, and they were very different from the galaxies we’re used to seeing.

            For starters, they were very bright in two specific wavelengths of infrared light produced by ionizing radiation interacting with hydrogen and oxygen gases within the galaxies. This suggests that the galaxies were dominated by hydrogen and helium, containing very small amounts of “heavy” elements (like nitrogen, carbon and oxygen) compared to stars found in average modern galaxies. But the most surprising (and important) finding was that they were so bright — much brighter than researchers anticipated.

            This suggests that average galaxies at the time were much brighter than average galaxies are now.

            It’s the first study to document the brightness of galaxies from this period. Although these galaxies were not the first generation, they are still a very old group which could shed new light on this reionization era, a key process of the evolution of the universe.

            The fact that these observations could even be made with Spitzer was surprising, researchers say.

            “We did not expect that Spitzer, with a mirror no larger than a Hula-Hoop, would be capable of seeing galaxies so close to the dawn of time,” said Michael Werner, Spitzer’s project scientist at NASA’s Jet Propulsion Laboratory in Pasadena, California. “But nature is full of surprises, and the unexpected brightness of these early galaxies, together with Spitzer’s superb performance, puts them within range of our small but powerful observatory.”

            “These results by Spitzer are certainly another step in solving the mystery of cosmic reionization,” said Pascal Oesch, an assistant professor at the University of Geneva and a co-author on the study. He also adds that the James Webb telescope, which is set to launch in 2021, will study these stars with a mirror 7.5 largers than Spitzer’s. “We now know that the physical conditions in these early galaxies were very different than in typical galaxies today. It will be the job of the James Webb Space Telescope to work out the detailed reasons why.”


            Cavablar və cavablar

            TY for the replies. I still do not understand.

            Today, we observe atoms at temperatures far higher than 3000K that are at far greater densities than 10 −15 g/cm 3 .

            Would someone be able to explain what other factors were in play to prevent atoms from forming during the early universe before 380,000 years? Çox sağ ol!

            Yes, because matter in our universe has been gravitationally clumping for billions of years.

            The temperature in the Earth's lower mantle is about 3000K, and the temps rise towards the core, which I understand is at about 6000C (approx 6270K).

            Just plodding my way through this conceptually . while atoms can exist at 6000C under pressure, they cannot form at much cooler temps than that in an extremely sparse environment. So this is about the distance between particles and their speed?

            Based on an earlier reply that space just before year 380,000 would have a density of 10 −15g /cm 3 . My wonky maths says that's in the ball park of a billion times more dense than interstellar space today. I was trying to work out how dense 10 −15g /cm 3 was compared with the Sun's corona, which is 10 million C and also very thin at 10 15 particles/m 3 . I tried. And failed.

            So, summary, the universe was just a thin, energetic plasma, thinner than, say, a fire on Earth. Yes?

            I assume that sometime very early on (First second? Early years?), the entire universe would have actually been the density of a neutron star .

            Thanks again for any further information.

            There seems to be a disconnect between definitions of "atom." What PeterDonis I assume is talking about are neutral atoms, which is what you Greda inadvertently asked about without realizing it.

            You (Greda) seem to be under the impression that atoms in their most basic form could not exist before 380K years. That's not true at all. A hydrogen nucleus is just one proton, so these objects existed since about ten seconds after the big bang. The issue is that these protons, could not hold onto an electron. A proton would grab an electron, the instantly be hit by some energy, which would send it flying off again. This means that NEUTRAL atoms could not exist, and that the entire universe was filled with a state of matter called plasma. It's still atoms, they're just ionized where the electrons were free floating.

            This is what made the universe opaque. Electrons really like grabbing photons, so any photon coming from anywhere was likely to run into an electron very quickly, hence, obscuring light. At 380K years, the universe had cooled to the point that electrons could finally settle into their energy levels without instantly being popped off. This quickly removed all stray electrons and made the universe suddenly transparent. That sudden flash is the CMB.


            Böyük partlayış

            Most astronomers believe the Universe began in a Big Bang about 14 billion years ago. At that time, the entire Universe was inside a bubble that was thousands of times smaller than a pinhead. It was hotter and denser than anything we can imagine.

            Then it suddenly exploded. The Universe that we know was born. Time, space and matter all began with the Big Bang. In a fraction of a second, the Universe grew from smaller than a single atom to bigger than a galaxy. And it kept on growing at a fantastic rate. It is still expanding today.

            As the Universe expanded and cooled, energy changed into particles of matter and antimatter. These two opposite types of particles largely destroyed each other. But some matter survived. More stable particles called protons and neutrons started to form when the Universe was one second old.

            Over the next three minutes, the temperature dropped below 1 billion degrees Celsius. It was now cool enough for the protons and neutrons to come together, forming hydrogen and helium nuclei.

            After 300 000 years, the Universe had cooled to about 3000 degrees. Atomic nuclei could finally capture electrons to form atoms. The Universe filled with clouds of hydrogen and helium gas.


            Videoya baxın: مسلسل طائر الصباح اعلان 2 الحلقة 34 - مترجم للعربية (Dekabr 2021).