Реионизация

Для начала процесса образования звезд из межзвездных газопылевых туманностей в галактиках требуется наличие вещества в космосе, которое находится в состоянии гравитационной неустойчивости по тем или иным причинам.[12] Например, триггером могут служить близкие от облака взрывы сверхновых типов Ib\c и II, близость к массивным звездам с интенсивным излучением и наличие внешних магнитных полей, таких, как магнитное поле Млечного Пути. В основном процесс звездообразования происходит в облаках ионизированного водорода или областях H II. В зависимости от типа галактики, интенсивное образование звезд происходит либо в случайно распределенных областях, либо в областях, упорядоченных в спиральные структуры галактик.[13] Звездообразование носит характер «локальных вспышек». Время «вспышки» непродолжительно, порядка нескольких миллионов лет, масштаб — до сотен парсек.[10]

Состав областей межзвездного газа, из которых произошло формирование звезд, определяет их химический состав, что позволяет произвести датировку формирования конкретной звезды или отнести её к определённому типу звездных населений. Более старые звезды формировались в областях, в которых практически не было тяжелых элементов и, соответственно, лишены этих элементов в своих атмосферах, что определяется на основании спектральных наблюдений. Кроме спектральных характеристик, первоначальный химический состав звезды оказывает влияние на её дальнейшую эволюцию и, например, на температуру и цвет фотосферы.

По количеству звезд того или иного населения определяется скорость звездообразования в определённой области на протяжении продолжительного времени. Суммарную массу возникающих звёзд в один год называют темпом звездообразования (SFR, Star Formation Rate).

Процесс звездообразования является одним из основных предметов изучения дисциплины астрофизика. С точки зрения эволюции Вселенной является важным знание истории темпа звездообразования. По современным данным в Млечном Пути сейчас преимущественно образуются звезды с массами 1 — 10 M_☉.

Базовые процессы звездообразования включают в себя возникновение гравитационной неустойчивости в облаке, формирование аккреционного диска и начало термоядерных реакций в звезде. Последнее также иногда называется рождением звезды. Начало термоядерных реакций, как правило, останавливает рост массы формирующегося небесного тела и способствует образованию новых звезд в её окрестности (см., например, Плеяды, Гелиосфера).

В отличие от термина Звездообразование, термин Формирование звёзд относится к физическому процессу образования конкретных звёзд из газопылевых туманностей.

Согласно первой, после возникновения первых звёзд во Вселенной начался процесс гравитационного объединения звёзд в скопления и далее в галактики. В последнее время эта теория поставлена под сомнение. Современные телескопы способны «заглянуть» так далеко, что видят объекты, существовавшие приблизительно через 400 тыс. лет после Большого взрыва. Обнаружилось, что на тот момент уже существовали сформировавшиеся галактики. Предполагается, что между возникновением первых звёзд и вышеуказанным периодом развития Вселенной прошло слишком мало времени, и галактики сформироваться не успели бы.

Любая теория, так или иначе, предполагает, что все современные образования, начиная от звезд и заканчивая сверхскоплениями, образовались в результате коллапса первоначальных возмущений. Классическим случаем является неустойчивость Джинса, в которой рассматривается идеальная жидкость, которая создаёт гравитационный потенциал в соответствии с законом тяготения Ньютона. В этом случае из уравнений гидродинамики и потенциала получается, что размер возмущения, при котором начинается коллапс, составляет[15]:

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

где u_s — скорость звука в среде, G — гравитационная постоянная, а ρ — плотность невозмущенной среды. Подобное рассмотрение можно провести и на фоне расширяющей Вселенной. Из-за удобства в этом случае рассматривают величину относительной флуктуации ${\displaystyle \delta ={\frac {\delta \rho }{\rho }}.}$ Тогда классические уравнения примут следующий вид[15]:

${\displaystyle \vartriangle \Phi =4\pi G\rho \delta ,}$

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

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

У этой системы уравнений есть только одно решение, которое возрастает со временем. Это уравнение продольных колебаний плотности:

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

Из него, в частности, следует, что нестабильными являются флуктуации точно такого же размера, что и в статическом случае. А растут возмущения линейным образом или слабее, в зависимости от эволюции параметра Хаббла и плотности энергии.

Модель Джинса адекватно описывает коллапс возмущений в нерелятивистской среде, если их размер гораздо меньше текущего горизонта событий (в том числе и для тёмной материи во время радиационно-доминированной стадии). Для противоположных случаев необходимо рассматривать точные релятивистские уравнения. Тензор энергии-импульса идеальной жидкости с учётом малых возмущений плотности

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

ковариантно сохраняется, из чего следуют уравнения гидродинамики, обобщённые для релятивистского случая. Вместе с уравнениями ОТО они представляют исходную систему уравнений, определяющих эволюцию флуктуаций в космологии на фоне решения Фридмана[15].

Другая распространённая версия заключается в следующем. Как известно, в вакууме постоянно происходят квантовые флуктуации. Происходили они и в самом начале существования Вселенной, когда шёл процесс инфляционного расширения Вселенной, расширения со сверхсветовой скоростью. Это значит, что расширялись и сами квантовые флуктуации, причём до размеров, возможно, в 10¹⁰¹² раз превышающих начальный. Те из них, которые существовали в момент прекращения инфляции, остались «раздутыми» и таким образом оказались первыми тяготеющими неоднородностями во Вселенной. Получается, что у материи было порядка 400 тыс. лет на гравитационное сжатие вокруг этих неоднородностей и образование газовых туманностей. А далее начался процесс возникновения звёзд и превращения туманностей в галактики.

Столкновение протогалактик в молодой Вселенной (через миллиард лет после Большого взрыва). Иллюстрация НАСА

Протогалактика («первобытная галактика»; англ. protogalaxy, primeval galaxy): в физической космологии — облако межзвёздного газа на стадии превращения в галактику. Считается, что темпы звездообразования в этот период галактической эволюции определяют спиральную или эллиптическую форму будущей звёздной системы (более медленное формирование звёзд из локальных сгустков межзвёздного газа обычно приводит к возникновению галактики спиральной формы). Термин «протогалактика» используется главным образом при описании ранних фаз развития Вселенной в рамках теории Большого взрыва.

• Лекция arxiv:0711.3463 Границы реионизации: теория и будущие наблюдения (The Frontier of Reionization: Theory and Forthcoming Observations) (неопр.). Астронет. Дата обращения: 29 января 2014. Архивировано 29 января 2014 года.
• End of the Dark Ages
• LOFAR EoR, сайт группы исследователей эпохи реионизации, использующей LOFAR.
• Официальный сайт PAPER