| |||
|
Týdeník věnovaný aktualitám a novinkám z fyziky a astronomie. | |||
|
Teplotný vývoj medzigalaktickej hmoty
Tomáš Ondro
Väčšina baryónovej hmotyBaryonová látka – látka složená převážně z baryonů, tj. částic tvořených třemi kvarky. K nejvýznamnějším zástupcům baryonů patří proton a neutron, které jsou součástí jader atomů. Nejpodstatnější složkou baryonové látky je atomární látka, volných baryonů je ve vesmíru málo. Odhaduje se, že baryonová složka tvoří 5 % celkové hmoty-energie ve vesmíru. (napríklad vodík, hélium, uhlík, dusík, kyslík) v rôznych epochách vývoja vesmíru, zvlášť pri vysokom červenom posuneKosmologický posuv – posuv spektrálních čar k červenému konci spektra díky rozpínání vesmíru. Při rozpínání dochází nejen ke vzájemnému vzdalování galaxií, ale i k prodlužování vlnových délek záření. Spektrum vzdálených objektů ve vesmíru se tak jeví posunuté směrem k červené až infračervené oblasti. Kosmologický červený posuv je definován předpisem z = (λ − λ0)/λ0, kde λ0 je vlnová délka spektrální čáry v okamžiku vyslání paprsku, λ je vlnová délka téže spektrální čáry v okamžiku zachycení paprsku. Malé kosmologické červené posuvy lze interpretovat pomocí Dopplerova jevu. U velkých posuvů závisí vzdálenost objektu na parametrech expanze vesmíru (Hubbleově konstantě, křivosti, procentuálním zastoupení temné energie atd.) a není jednoduché z naměřeného kosmologického posuvu vzdálenost přesně určit. Proto se většinou časové období udává pouze hodnotou naměřeného kosmologického posuvu., nie je obsiahnutá vo hviezdach ani galaxiách, ale v tzv. medzigalaktickej hmote, ktorá vypĺňa priestor medzi galaxiami. Štúdiu tejto hmoty sa venuje už dlhú dobu pozornosť, ale mnoho otázok zostáva stále otvorených. Z teoretických modelov vyplýva, že táto hmota nie je vo vesmíre rovnomerne rozptýlená, ale vytvára izolované mraky. Štúdium medzigalaktickej hmoty je preto potrebné z hľadiska rôznych astrofyzikálnych disciplín, napríklad pre pochopenie povahy a vývoja baryónovej hmoty vo vesmíre alebo testovanie modelov vytvárania štruktúr na najmenších škálach. Tiež je dôležité pre sledovanie tepelného vývoja medzigalaktickej hmoty, čo je oblasť, ktorou sa vo svete zaoberá niekoľko vedeckých tímov.
Baryón, častica zložená z troch kvarkov. Príkladom baryónov sú neutróny a protóny.
Zdroj: CERN CDS, Daniel Dominguez.
|
Kosmologický posuv – posuv spektrálních čar k červenému konci spektra díky rozpínání vesmíru. Při rozpínání dochází nejen ke vzájemnému vzdalování galaxií, ale i k prodlužování vlnových délek záření. Spektrum vzdálených objektů ve vesmíru se tak jeví posunuté směrem k červené až infračervené oblasti. Kosmologický červený posuv je definován předpisem z = (λ − λ0)/λ0, kde λ0 je vlnová délka spektrální čáry v okamžiku vyslání paprsku, λ je vlnová délka téže spektrální čáry v okamžiku zachycení paprsku. Malé kosmologické červené posuvy lze interpretovat pomocí Dopplerova jevu. U velkých posuvů závisí vzdálenost objektu na parametrech expanze vesmíru (Hubbleově konstantě, křivosti, procentuálním zastoupení temné energie atd.) a není jednoduché z naměřeného kosmologického posuvu vzdálenost přesně určit. Proto se většinou časové období udává pouze hodnotou naměřeného kosmologického posuvu. AGN – Active Galactic Nuclei, aktivní jádra galaxií. Tato jádra produkují netepelné pulzní UV a RTG záření, v centru sídlí velmi hmotná černá díra obklopená akrečním diskem (n ~ 1016 cm-3, T ~ 105 K, B ~ 0,2 T). Přepojení silokřivek magnetického pole je doprovázeno ohřevem elektronů až na 109 K a rentgenovým či gama zábleskem. Existuje celá řada galaxií s aktivními jádry, například Seyfertovy galaxie, linery, blazary a kvazary. Lymanova série – skupina spektrálních čar vodíku, která vzniká přeskokem elektronu z vyšších energetických hladin na první hladinu. Vlnové délky Lymanovy série končí na krátkovlnné hranici s vlnovou délkou 91,2 nm. Sérii objevil americký fyzik Theodore Lyman. Ionizace – odtržení elektronu z atomu nebo molekuly. Stupeň ionizace se označuje chemickým symbolem atomu s přidanou římskou číslicí, která je o jednotku vyšší než ionizace: I značí neutrální atom, II jedenkrát ionizovaný, III dvakrát ionizovaný atd. H I je například neutrální vodík. |
Epocha reionizácie
Predpokladá sa, že medzigalaktická hmota prešla dvoma významnými epochami zohrievania, počas ktorých došlo k jej opätovnej ionizáciiIonizace – odtržení elektronu z atomu nebo molekuly. Stupeň ionizace se označuje chemickým symbolem atomu s přidanou římskou číslicí, která je o jednotku vyšší než ionizace: I značí neutrální atom, II jedenkrát ionizovaný, III dvakrát ionizovaný atd. H I je například neutrální vodík.. Počas prvej došlo k reionizácii vodíka (H I → H II), ktorú pravdepodobne poháňali galaxie a/alebo kvazaryKvazar – objekty objevené v roce 1963, mají malé úhlové rozměry (<1″) a obrovský zářivý výkon v celém spektru (1035 až 1040 W). Kvazary se nacházejí ve velkých kosmologických vzdálenostech, jejich světlo je poznamenáno rozpínáním vesmíru a spektrum je výrazně posunuté k červenému konci. Energetická bilance odpovídá vyzařování celých galaxií. Jde o zárodky budoucích galaxií, v jejichž středu se nachází obří černá díra s charakteristickým výtryskem hmoty.. Počas tohto obdobia bolo tiež hélium jeden krát ionizované (He I → He II) a tieto procesy boli ukončené okolo červeného posunu z ~ 6. Následne medzigalaktická hmota chladla a bola znovu zohriata počas významnej epochy He II reionizácie (He II → He III), ktorá bola poháňaná jasnými kvazarmi a tento proces bol ukončený okolo z ~ 2,7, čo zodpovedá obdobiu približne 2,5 miliardy rokov po veľkom tresku. Na Obr. 1 je zachytené, ako tieto procesy ovplyvňovali tepelný vývoj medzigalaktickej hmoty, pomocou dvoch parametrov: teploty pri strednej hustote baryónovej hmoty (T0) a indexu (γ), ktorý určuje mocninový vzťah medzi nárastom hustoty a príslušnou zmenou teploty.
Obr. 1: Teoretický model vývoja tepelných parametrov T0 a γ v závislosti od červeného posunu (z)Kosmologický posuv – posuv spektrálních čar k červenému konci spektra díky rozpínání vesmíru. Při rozpínání dochází nejen ke vzájemnému vzdalování galaxií, ale i k prodlužování vlnových délek záření. Spektrum vzdálených objektů ve vesmíru se tak jeví posunuté směrem k červené až infračervené oblasti. Kosmologický červený posuv je definován předpisem z = (λ − λ0)/λ0, kde λ0 je vlnová délka spektrální čáry v okamžiku vyslání paprsku, λ je vlnová délka téže spektrální čáry v okamžiku zachycení paprsku. Malé kosmologické červené posuvy lze interpretovat pomocí Dopplerova jevu. U velkých posuvů závisí vzdálenost objektu na parametrech expanze vesmíru (Hubbleově konstantě, křivosti, procentuálním zastoupení temné energie atd.) a není jednoduché z naměřeného kosmologického posuvu vzdálenost přesně určit. Proto se většinou časové období udává pouze hodnotou naměřeného kosmologického posuvu., prípadne veku vesmíru, pre modely skorej (oranžová) a neskorej (modrá) reionizácie. Na obrázku sú tiež zobrazené výsledky z vedeckých prác, ktoré potvrdzujú predpoklad relatívne neskorej He II reionizácie. Zdroj: Autor.
Lymanov les spektrálnych čiar
Pre určenie parametrov T0 a γ, sa najčastejšie využíva analýza vlastností súboru absorpčných čiar s vlnovými dĺžkami kratšími ako má emisná čiara Lyman-αLymanova série – skupina spektrálních čar vodíku, která vzniká přeskokem elektronu z vyšších energetických hladin na první hladinu. Vlnové délky Lymanovy série končí na krátkovlnné hranici s vlnovou délkou 91,2 nm. Sérii objevil americký fyzik Theodore Lyman. (121,567 nm), ktoré tvoria tzv. Lyman-α les (Ly-α forest). Tieto absorpčné čiary vytvárajú mračná plynu, ktoré sa nachádzajú medzi pozorovateľom a vzdialeným kvazarom, ako je zobrazené na Obr. 2. Z tohto dôvodu je štúdium spektier kvazarov účinným nástrojom pre určenie fyzikálnych vlastností medzigalaktickej hmoty.
Štúdium Lyman-α lesa sa prevádza analýzou spektier viacerých kvazarovKvazar – objekty objevené v roce 1963, mají malé úhlové rozměry (<1″) a obrovský zářivý výkon v celém spektru (1035 až 1040 W). Kvazary se nacházejí ve velkých kosmologických vzdálenostech, jejich světlo je poznamenáno rozpínáním vesmíru a spektrum je výrazně posunuté k červenému konci. Energetická bilance odpovídá vyzařování celých galaxií. Jde o zárodky budoucích galaxií, v jejichž středu se nachází obří černá díra s charakteristickým výtryskem hmoty. pomocou rôznych techník. Najčastejšie sa používa mocninové spektrum, waveletová analýza, metóda krivosti alebo fitovanie superpozície Voigtových profilov. Následne sa takéto výsledky porovnajú s počítačovými simuláciami, čím sa získa ucelený pohľad na tepelný vývoj medzigalaktickej hmoty (viď Obr. 3).
Obr. 2: Príklad spektra vzdialeného kvazaru obsahujúceho emisnú čiaru Lyman-αLymanova série – skupina spektrálních čar vodíku, která vzniká přeskokem elektronu z vyšších energetických hladin na první hladinu. Vlnové délky Lymanovy série končí na krátkovlnné hranici s vlnovou délkou 91,2 nm. Sérii objevil americký fyzik Theodore Lyman. a súbor absorpčných čiar, ktoré tvoria tzv. Lyman-α les (horný panel). V dôsledku vysokého červeného posunu kvazaru je vlnová dĺžka čiary Lyman-α posunutá z ultrafialovej do optickej oblasti spektra. Ilustrácia zobrazuje vznik takéhoto spektra v dôsledku prechodu žiarenia kvazaru (biely krúžok vpravo) cez chumáče plynu až k pozorovateľovi (dolný panel). Zdroj: Autor.
Obr. 3: Porovnanie výsledkov dostupných
v literatúre s teoretickým vývojom
teplotných parametrov T0
a γ. Zdroj: [3].
Obr. 4: Porovnanie stĺpcovej hustoty a teploty medzigalaktickej hmoty získaných pomocou simulácií projektu Illustris a Illustris TNG pri z = 0,1 (vľavo) a z = 2 (vpravo). Rozdiel medzi použitými modelmi je jasne vidieť na obrázku vľavo. Zdroj: [1].
Aj keď sa môže na prvý pohľad zdať, že v tejto oblasti už nie je možné získať nové poznatky, opak je pravdou. V súčasnosti sa čím ďalej tým viac upiera pozornosť k menším červeným posunomKosmologický posuv – posuv spektrálních čar k červenému konci spektra díky rozpínání vesmíru. Při rozpínání dochází nejen ke vzájemnému vzdalování galaxií, ale i k prodlužování vlnových délek záření. Spektrum vzdálených objektů ve vesmíru se tak jeví posunuté směrem k červené až infračervené oblasti. Kosmologický červený posuv je definován předpisem z = (λ − λ0)/λ0, kde λ0 je vlnová délka spektrální čáry v okamžiku vyslání paprsku, λ je vlnová délka téže spektrální čáry v okamžiku zachycení paprsku. Malé kosmologické červené posuvy lze interpretovat pomocí Dopplerova jevu. U velkých posuvů závisí vzdálenost objektu na parametrech expanze vesmíru (Hubbleově konstantě, křivosti, procentuálním zastoupení temné energie atd.) a není jednoduché z naměřeného kosmologického posuvu vzdálenost přesně určit. Proto se většinou časové období udává pouze hodnotou naměřeného kosmologického posuvu. (z < 1), kde stále existujú rozdiely medzi predpoveďami počítačových simulácií a pozorovaniami. Možným vysvetlením je zohrievanie medzigalaktickej hmoty prostredníctvom AGNAGN – Active Galactic Nuclei, aktivní jádra galaxií. Tato jádra produkují netepelné pulzní UV a RTG záření, v centru sídlí velmi hmotná černá díra obklopená akrečním diskem (n ~ 1016 cm-3, T ~ 105 K, B ~ 0,2 T). Přepojení silokřivek magnetického pole je doprovázeno ohřevem elektronů až na 109 K a rentgenovým či gama zábleskem. Existuje celá řada galaxií s aktivními jádry, například Seyfertovy galaxie, linery, blazary a kvazary. (tzv. Forest Fire), čo je proces, ktorý začína okolo z = 1 (približne 6 miliárd rokov po veľkom tresku) a má vplyv na všetky štatistiky medzigalaktickej hmoty (viď Obr. 4). Zistené rozdiely medzi modelmi a pozorovaniami však doteraz nie sú úplne vysvetlené.
Odkazy
- Blakesley Burkhart et al.: The Low-redshift Lyα Forest as a Constraint for Models of AGN Feedback; Astrophysical Journal Letters 933/2 (2022) L46
- Anton Hajduk, Ján Štohl: Encyklopédia astronómie; Obzor, Bratislava 1987
- Tomáš Ondro, Rudolf Gális: The thermal history of the intergalactic medium at 3.9 ≤ z ≤ 4.3; PASA 40 (2023), Cambridge University Press
- Petr Kulhánek: Aktivní jádra galaxií; AB 21/2008
