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).