Protogalaxy

Protogalaxy

Ve fyzikální kosmologii je protogalaxie , která by mohla být také nazývána " pravěká galaxie ", oblak plynu , který se formuje do galaxie . Předpokládá se, že rychlost tvorby hvězd během tohoto období galaktické evoluce určí, zda je galaxie spirální nebo eliptickou galaxií ; pomalejší tvorba hvězd má tendenci vytvářet spirální galaxii. Menší shluky plynu v protogalaxii se formují do hvězd .

Samotný termín "protogalaxie" je obecně přijímán jako "předchůdci dnešních (normálních) galaxií, v raných fázích formování." Nicméně "počáteční fáze formace" není jasně definovaná fráze. Dalo by se to definovat jako: "První velký výbuch hvězdné formace v předchůdci současné eliptické galaxie"; "Vrcholná epocha slučování temných halo úlomků, které se shromažďují a vytvářejí dnes průměrnou galaxii"; "Stále plynné těleso předtím, než došlo ke vzniku hvězd."; nebo "příliš hustá oblast temné hmoty ve velmi raném vesmíru , předurčená k tomu, aby se stala gravitačně vázána a zhroutila se."

formace

Předpokládá se, že raný vesmír začal s téměř rovnoměrným rozložením (každá částice ve stejné vzdálenosti od další) hmoty a temné hmoty. Temná hmota se pak začala shlukovat pod gravitační přitažlivostí v důsledku počátečního poruchového spektra hustoty způsobeného kvantovými fluktuacemi . To pochází z Heisenbergova principu neurčitosti, který ukazuje, že v prázdném prostoru mohou existovat drobné dočasné změny v množství energie. Páry částice/ antičástice se mohou tvořit z této energie prostřednictvím ekvivalence hmoty a energiea gravitační přitažlivost způsobí, že se k němu další blízké částice pohybují, narušují rovnoměrné rozložení a vytvářejí těžiště, přitahují blízké částice blíže. Když se to stane při současné velikosti vesmíru, je to zanedbatelné, ale stav těchto drobných fluktuací, když se vesmír začal rozpínat z jednoho bodu, zanechal dojem, který se zvětšoval, jak se vesmír rozpínal, což mělo za následek velké oblasti se zvýšenou hustotou. Gravitace těchto hustších shluků temné hmoty pak způsobila, že blízká hmota začala padat do hustší oblasti. Tento druh procesu byl údajně pozorován a analyzován Nilssonem a kol. v roce 2006. To vedlo ke vzniku oblaků plynu, převážně vodíkua v těchto mracích se začaly tvořit první hvězdy. Tato mračna plynu a raných hvězd, mnohonásobně menší než naše galaxie, byly prvními protogalaxiemi.

Ilustrace ukazující srážky protogalaxií

Zavedená teorie říká, že skupiny malých protogalaxií byly přitahovány k sobě gravitací a srazily se, což vedlo k vytvoření mnohem větších "dospělých" galaxií, jaké máme dnes. Toto následuje po procesu hierarchického shromažďování, což je pokračující proces, kdy se ze slučování menších neustále formují větší tělesa.

Vlastnosti

Složení

Vzhledem k tomu, že neexistovala žádná předchozí formace hvězd , která by vytvořila jiné prvky, byly by protogalaxie složeny téměř výhradně z vodíku a hélia. Vodík by se navázal a vytvořil molekuly H2, s některými výjimkami .To by se změnilo, když začala tvorba hvězd a produkovala více prvků prostřednictvím procesu jaderné fúze .

mechanika

Jakmile se protogalaxie začne tvořit, všechny částice vázané její gravitací začnou k ní volně padat . Čas potřebný k závěru tohoto volného pádu lze aproximovat pomocí rovnic volného pádu . Většina galaxií dokončila tuto fázi volného pádu, aby se staly stabilními eliptickými nebo diskovými galaxiemi, přičemž diskům trvá déle, než se plně zformují. Tvorba kup galaxií trvá mnohem déle a stále probíhá. Tato fáze je také místem, kde galaxie získávají většinu svého momentu hybnosti . Protogalaxie to získává díky gravitačnímu vlivu sousedních hustých shluků v raném vesmíru, a čím dále je plyn od středu, tím více rotuje.

Svítivost

Svítivost protogalaxií pochází ze dvou zdrojů. První a nejdůležitější je záření z jaderné fúze vodíku na helium v ​​raných hvězdách. Předpokládá se, že tento raný výbuch hvězdné formace způsobil, že svítivost protogalaxie byla srovnatelná se současnou galaxií nebo kvasarem . Druhým je uvolnění přebytečné gravitační vazebné energie .Primární vlnová délka očekávaná od protogalaxie je různé UV záření zvané Lyman-alfa , což je vlnová délka emitovaná plynným vodíkem, když je ionizován zářením z hvězdy.

Detekce

Protogalaxie lze teoreticky vidět i dnes, protože světlu z nejvzdálenějších končin vesmíru trvá velmi dlouho, než se dostane k Zemi, na některých místech dostatečně dlouho na to, abychom je spatřili ve fázi, kdy jsou osídleny protogalaxiemi. Za posledních 30 let bylo mnoho pokusů najít protogalaxie pomocí teleskopů, protože takový objev měl hodnotu pro potvrzení toho, jak se galaxie formují, ale pouhá vzdálenost, kterou by každé světlo muselo urazit, aby bylo dostatečně staré na to, aby pocházelo z protogalaxie. je velmi velký. To, spolu se skutečností, že vlnová délka Lyman-alfa je docela snadno absorbována prachem, přimělo některé astronomy myslet si, že protogalaxie mohou být příliš slabé na to, aby je bylo možné detekovat.

V roce 1996 byl objeven kandidát protogalaxie Yeem et al. pomocí Kanadské sítě pro pozorovací kosmologii (CNOC). Objekt byl diskovitá galaxie s vysokým rudým posuvem a velmi vysokou svítivostí. Později se diskutovalo o tom, že neuvěřitelná svítivost byla způsobena gravitační čočkou galaktické kupy v popředí .

V roce 2006 K. Nilsson a kol. hlásili nález "blobu" vyzařujícího Lyman alfa UV záření. Analýza dospěla k závěru, že se jedná o obří mrak vodíkového plynu dopadajícího na shluk temné hmoty v raném vesmíru, čímž vzniká protogalaxie.

V roce 2007 Michael Rauch a spol. používali VLT k hledání signálu z mezigalaktického plynu, když spatřili desítky samostatných objektů vyzařujících velké množství UV záření typu Lyman-alfa. Došli k závěru, že těchto 27 objektů byly příklady protogalaxií z doby před 11 miliardami let.