Az első asztrofizikiai objektumok
Az utóbbi pár évben a nagy érzékenységű csillagászati műholdakkal és távcsövekkel (Hubble Space Telescope, Keck Telescope) felfedeztek számos nagy vöröseltolódású (z~5) galaxist, kvazárt, valamint a kvazárok nagy felbontású spektrumában sokszáz ún. Lyman alfa felhőt. Ezek az asztrofizikai objektumok több milliárd fényév távolságig, azaz a Big Bang óta eltelt 10-20 milliárd évnek megfelelő távolságnak jelentős hányadáig megfigyelhetőek. Így tehát kisérletileg nyomon követhető a különböző asztrofizikai objektumok kozmikus kialakulási folyamatának az utolsó 50-90%-a. Ezek a z<5-re korlátozott megfigyelések azonban valószínűleg még nem leplezték le a Big Bang után kialakult csillagok és kvazárok első generációját. Több közvetett bizonyíték is utal arra, hogy a legelső objektumok már korábban, a Big Bang utáni első pár milliárd évben léteztek: a galaxisok közti hidrogéngáz magas ionizáltsági foka [1]; a legtávolabbi Lyman alfa felhőkben is megtalálható magas rendszámú elemek (mint pl. C, Si) jelenléte [2]; a Tejút és más galaxisok körüli hélókban észlelt gravitációs mikrolenzing [3]; és a nemrég felfedezett infravörös háttérsugárzás intenzitása [4]. Az hogy az első objektumok már a Big Bang utáni pár milliárd évben létrejöttek, következik az elméletből is. Az ún. Cold Dark Matter (CDM) modellek szerint az asztrofizikai objektumok gravitációs csomósodással jönnek létre a primordiális gáz kezdeti egyenletlenségeiből. Az ilyen típusú modellekben pontosan kiszámítható a kezdeti perturbációk csomósodásának az ideje. Ezekből a számításokból pár milliárd év adódik, tehát az elmélet szerint az első objektumok már a jelenlegi megfigyelések határán túl (z>5) is létezhettek [5].
Az első objektumok modellezése
Felmerül tehát a kérdés, hogy pontosan
mikor és hogyan jöttek létre az első
objektumok, milyen tulajdonságokkal rendelkeztek, és
hogy megfigyelhetőek lesznek-e az elkövetkezendő
évtizedre tervezett műszerekkel? Ezeknek a kérdéseknek
a megválaszolására egy szemianalitikus modellt
készítettünk [6]. A modell fontosabb
alkotóelemei a következők: (i) a primordiális
gáz egyenletlenségeiből a gravitációs
csomósodást nyomonkövető Press-Schechter
elmélet [7], (ii) a kisebb tömegű gázfelhők
hőmérsékletét és nyomását
nyomon követő 1-dimenziós gömbszimmetrikus
szimulációk, és (iii) a virializálódott,
stabil egyensúlyban lévő gázfelhők
további csomósodásához, vagy széttöredezéséhez
szükséges H2 molekulák koncentrációját
nyomon követő kémiai reakciók hálozata.
A csillagképződés hatásfokát
úgy normalizáljuk, hogy a Lyman alfa felhőkben
megfigyelt széntartalmat kapjuk, a kvazárok képződését
pedig a kvazárok z=3-nál megfigyelt fényesség-eloszlása
szerint kalibráljuk.
Az első objektumok megfigyelhetősége
A modelleink két alapvető következménye, hogy (1) a kozmológiai Jeans tömegnél (ahol a gravitációs erő egyenlő a nyomással) 100-szor kisebb (~103 naptömegű) primordiális perturbációk a Cold Dark Matter hatására össze tudnak csomósodni, de (2) az első csillagok vagy kvazárok jóval nagyobb (~108 naptömegű) perturbációkból kellett, hogy képződjenek, mert az ennél kisebb gázfelhőkben a H2 molekulákat fotodisszociálja a 11.8-13.6 eV közötti ultraibolya háttérsugárzás. Így a legelső csillagcsoportosulásokat vagy kvazárokat tartalmazó galaxisok tömege kb. 108 naptömeg volt. Mindkét típusú objektumnak vannak lehetséges megfigyelhető következményei. A galaxisok közti gáz ionizálásából adódóan felszabadult fotoelektronok Thomson szórás által kölcsönhatásba lépnek a mikrohullámú háttérsugárzással, és csökkentik annak az anizotrópiáját. Az anizotrópia mérésére készülő MAP (amerikai) és Planck (európai) műholdak mérni tudják majd ezt a csökkenést. Az első csillagok szupernóva robbanásaiból származó csillagpor elnyeli a csillagok és kvazárok ultraibolya fényét, és ezt az energiát infravörös hullámhosszon visszasugározza. Ez a sugárzás eltorzitja a mikrohullámú háttérsugárzás feketest spektrumát; a torzulás mértéke hasonló a COBE műhold érzékenységéhez (Compton y-paraméter ~1.5x10-5). A NASA által 2007-re tervezett Next Generation Space Telescope [8] előrejelzett érzékenysége (1nJy a 1-3.5 m tartományban) elegendő lenne sokszáz primordiális galaxis és kvazár direkt megfigyeléséhez. A már meglévő Hubble Deep Field adatai alapján a legkisebb tömegű kvazárok képződését megakadályozta az ultraibolya háttérsugárzás fotoionizációs melegítő hatása [9].
Hivatkozások:
[1] Gunn, J.E., Peterson, B. A., Astroph. Journal, 142, 1633 (1965).
[2] Songaila, A., Astroph. Journal Letters, 490, 1 (1997).
[3] Alcock, C. et al., Astroph. Journal, 486, 697 (1997).
[4] Fixsen, D. J. et al., Astroph. Journal, megjelenés alatt (1998).
[5] Haiman, Z., Loeb, A., Astroph. Journal, 483, 21 (1997).
[6] Haiman, Z., Loeb, A., Astroph. Journal, 503, nyomdában (1998).
[7] Press, W. H., Schechter, P. L., Astroph. Journal, 181, 425 (1974).
[8] Smith, E. P., Koratkar, A., eds., Ast. Sc. Pac. Cnf. Sr. 133 (1998).
[9] Haiman, Z., Madau, P., Loeb, A., Astroph. Journal, benyújtva (1998).