Ma ütlen teile seda, mida Zwicky 18 võib öelda meile universumi esimeste tähtede kohta

Ainult 59 miljoni valgusaasta kaugusel asuv sinine kääbusgalaktika võib salapäraste III rahvastiku tähtede nõod sadama.

Esimesed tähed universumis olid erinevalt kõigist, mida me täna võime näha. Astronoomidele tuntud kui III rahvastiku tähed, need olid suured, massiivsed ja koosnesid peaaegu täielikult vesinikust ja heeliumist. III elanikkonna tähed olid olulised, kuna need rikastasid tähtedevahelist keskkonda metallidega - kõik elemendid olid raskemad kui vesinik ja heelium - ning osalesid reioniseerimises - sündmus paarisaja miljoni aasta möödumisel Suurest Paugust, mis muutis universumi läbipaistvamaks.

III populatsiooni tähtede leidmine võiks kinnitada meie kosmoloogia ja tähe evolutsiooni teooriate olulisi osi. Kuid nüüd peaksid nad kõik olema Linnutee juurest kadunud, olles juba ammu supernoovaks plahvatanud. Saame uurida kaugesse universumisse, et otsida neid kõrgel punasel nihkel - ja James Webbi kosmoseteleskoop teeb seda lihtsalt -, kuid üksikute tähtede tuvastamine sellel kaugusel on meie praegustest võimalustest suurem. Siiani pole teleskoobid midagi üles näidanud.

I Zwicky 18 Hubble'i kosmoseteleskoobi kujutisel on näha noorte siniste tähtede valgustatud gaasi. Kujutise krediit: NASA / ESA / A. Aloisi.

Värsked tähelepanekud lähedal asuva kääbusgalaktika nimega I Zwicky 18 kohta on meile siiski lootust andnud. Vaid 59 miljoni valgusaasta kaugusel asuvas galaktikas näib olevat vesiniku pilvi, mis on peaaegu metallivabad. Veelgi enam, selles toimub tähekujundus, mis võib anda tähed, mis on väga sarnased III elanikkonna tähtedega. Kui me saaksime selle galaktika kohta rohkem teada, võiks see meile anda vihjeid selle kohta, millised olid varaseimad tähed ja galaktikad universumis.

Kas praegune tähtede moodustumise laine on esimene?

I Zwicky 18 esmaste HI-viiruse vaatluste jaoks kasutati raadiointerferomeetrit Westerborkis, Hollandis. Kujutise krediit: Wikipedia kasutaja Onderwijsgek, Creative Commons Attribution-Share Alike 2.5 Hollandi litsentsi alusel.

Üks esimesi uuringuid, mis juhtis tähelepanu võimalusele, et I Zwicky 18 moodustab III populatsiooni analoogtähed, oli Lequex & Viallefond 1980. Need täiendasid olemasolevaid optilisi vaatlusi HII piirkondadest - ioniseeritud gaasi pilved, mis võõrustavad noori, kuumi, massiivseid tähti - HI-piirkondade uuringute abil 21-sentimeetrise emissiooniliini kaudu, mis on peamine vahend neutraalse vesiniku kaardistamiseks. Nad üritasid välja mõelda, kas kääbusgalaktikas on massilise tähe moodustumise praegune voor esimene või kui sellele olid eelnenud muud sündmused, mis saastasid vesinikupilvi metallidega.

Nende raadiovaatlustega Westerborki sünteesi raadioteleskoobi abil leiti kuues eraldiseisvas piirkonnas umbes 70 miljonit päikese massi, millest kolm jäid lahendamata. Nad ei suutnud ühendada üksikuid komponente HII piirkondade kaartidega, kuid pilvede radiaalse kiiruse mõõtmisel leiti, et galaktika kogumass oli kümme korda palju suurem, mis viitab sellele, et kohal oli mingi muu mass.

Seal oli kaks võimalust: kas nähtamatu mass oli molekulaarne vesinik - mis ei eraldaks 21-cm kiirgust - või oli vanemate tähtede hämar populatsioon. Vesiniku molekulaarset hüpoteesi ei saanud välistada, kuid idee seni veel nägemata tähtede grupist oli atraktiivne. Esiteks paistsid HI-i pilved üsna sarnased galaktikate moodustamiseks vajalike ürgpilvedega. Kui need HI-piirkonnad oleksid tegelikult ürgsed, siis oleks need hämarad tähed võinud neid miljardeid aastaid gravitatsioonilise kokkuvarisemise vastu toetada.

Joonis 5, Lequex ja Viallefond 1980. Galaktika HI-piirkondade kaart näitab, et kolm (märgistatud 1, 2 ja 5) on lahendamiseks piisavalt suured, teised aga punktallikad. Piirkonnad 1, 4 ja 5 on kõige massilisemad.

Pilt hakkas tekkima. Lymani kontinuumiheite ja ultraviolettkiirguse emissiooni võrdlus näitas, et tähtede moodustumise purunemine pidi algama umbes paar miljonit aastat tagasi, tõenäoliselt mitme vesinikupilve kokkupõrke tõttu. Enne seda oleks olnud tuhmide punaste tähtede moodustumine väiksemas mahus, kuid mitte piisavalt, et galaktikat rikastada rohkem, kui soovitatud madala hapnikuarvu kohta. Seetõttu peaksid I Zwicky 18-s moodustuvad tähed olema III populatsiooni tähtedega väga lähedal.

Milliste tähtedega me tegeleme?

Joonis 1, Kehrig jt. 2015. Komposiit (vesiniku alfa + UV + r-riba) kääbusgalaktikas helendavate sõlmede pilt, mis näitab intensiivset heeliumi emissiooni.

Idee haaras paari järgmise aastakümne jooksul ja astronoomid hakkasid huvi tundma nende noorte tähtede olemuse üle. Üks rühm (Kehrig jt 2015) oli eriti huvitatud sellest, kas massiivsed tähed võiksid kõige paremini selgitada HeII λ4686 joont, kõva kiirguse näitajat ja kuumade tähtede ioniseerivat materjali HII tähte moodustavates piirkondades. Võimalik oli paar süüdlast:

  • Varase tüüpi Wolf-Rayet 'tähed, mis arvatakse olevat vastutavad suure osa He II λ4686 emissioonist tähte moodustavates galaktikates.
  • Löögid ja röntgenikiirguse kahendfailid, mida on leitud ka ekstragalaktilistest HII piirkondadest.
  • Äärmiselt metallivaesed O-tähed või - sammu edasi minnes - täiesti metallivabad O-tähed, mis on sarnased III populatsiooni tähtedega.

Rühm välistas Wolf-Rayet 'tähed kiiresti. Metallvaeste süsiniku Wolf-Rayet 'tähtede peamised allkirjad olid spektrites selgelt näha, kuid C IV λ1550 joonel põhinev järeldatav arv oli kogu heeliumi emissiooni arvessevõtmiseks liiga väike. Samamoodi jäeti röntgenkiirguse binaarne võimalus kõrvale, kuna leitud röntgenkiire binaar oli koefitsiendiga 100 liiga tuhm.

Joonis 2, Kehrig jt. 2015. Kõrge Hα ja He II λ4686 emissiooniga piirkond näitab vähest kattuvust [OI] λ6300 emissiooniga ja madala [S II] kontrastiga, välistades röntgenšokkide võimaluse.

Saja või enama päikesemassiivi hulga tosinkond metallivaba tähte sisaldav rühm suudaks aga vaadeldava He II λ4686 joone edukalt reprodutseerida. Galaktika loodeservas asuva sõlme lähedal on gaasitaskuid, milles puuduvad metallid ja mis pakuksid nende tähtede moodustamiseks sobivat keskkonda, ehkki ka seal leidub tõenäoliselt keemiliselt rikastatud tähti. Teatud eriti suure massiga (~ 300 päikesemassi) mudelid pakuvad nendele metallivabadele tähtedele alternatiivi, kuid varasemate tähelepanekute valguses jäävad metallivabad mudelid köitvaks.

Praegu ei suuda meie teleskoobid tuvastada III populatsiooni tähti. Kuni nad seda ei tee, saame sinise kompaktse kääbusgalaktika galaktikaid, nagu näiteks I Zwicky 18. õppida veel palju varajase universumi kohta. Universumi esimeste tähtede madala punanihkega metallivabad analoogid on tänapäeval piisavalt lähedased, et saaksime neid uurida. Universumi kõige metallivaesem galaktika on hea koht alustamiseks.