Gorące gwiazdy we wczesnym Wszechświecie

Poznanie wczesnego Wszechświata jest jednym z największych wyzwań współczesnej astronomii obserwacyjnej. Jego przeszłość możemy odkrywać dzięki badaniom odległych obiektów. W szczególności chcielibyśmy zaobserwować pierwsze gwiazdy, które pojawiły się we Wszechświecie, mieć możliwość zbadania ich własności i porównania z modelami teoretycznymi. Jest to niezwykle ciekawy temat, gdyż to właśnie te gwiazdy były pierwszymi „fabrykami” pierwiastków ciężkich we Wszechświecie. Z materiału wzbogaconego w te metale powstawały kolejne generacje gwiazd, tj. gwiazdy, jakie obecnie obserwujemy. Ze względu na obecne ograniczone możliwości techniczne nie możemy jeszcze obserwować tych etapów w historii Wszechświata, gdy gwiazdy te powstawały. Możemy jednak już teraz próbować znaleźć podobne obiekty w dostępnych nam obserwacjach czy też szukać śladów pozostawionych przez pierwsze gwiazdy poprzez badanie względnych obfitości pierwiastków obiektów o bardzo małej metaliczności. Materiał wyrzucony do ośrodka międzygwiazdowego przez supernowe będące końcowym etapem życia pierwszych gwiazd ma specyficzny skład, w szczególności dużą ilość krzemu. Obserwacje pierwszych produktów nukleosyntezy gwiazdowej pozwoliłoby na badanie wczesnej ewolucji chemicznej Wszechświata. W tym artykule przyjrzymy się bliżej temu, co spodziewamy się zaobserwować. Opiszę też niektóre aspekty mojej pracy doktorskiej, które dotyczyły tego zagadnienia.

Mgławica M1-67 otaczająca gwiazdę WR 124 — jedną z najgorętszych znanych nam gwiazd Wolfa-Rayeta. Temperatura powierzchniowa tej gwiazdy sięga 50000 K. Jest ona źródłem niezwykle silnego wiatru gwiazdowego.

Ogromna liczba uzyskanych danych oraz sukcesy w tworzeniu spójnego obrazu ewolucji Wszechświata dokonane w ostatniej dekadzie, to przede wszystkim wynik dostępności przeglądów nieba wykonanych z użyciem zarówno naziemnych, jak i orbitalnych obserwatoriów. Przeglądy takie dostarczają danych dla tysięcy obiektów o różnych przesunięciach ku czerwieni (z), które wynika z ekspansji Wszechświata i jest zdefiniowane jako:

gdzie ?_obs jest zaobserwowaną, a ?_em wyemitowaną długością fali. Są to obserwacje galaktyk, z jakich niektóre wykazują cechy typowe dla aktywnych jąder galaktyk — AGN-ów (ang. Active Galactic Nuclei). W tym artykule nie będę się zajmować przypadkiem AGN-ów. Im większe przesunięcie ku czerwieni, tym światło, które obserwujemy zostało wysłane we wcześniejszej fazie ewolucji Wszechświata. Obecne obserwacje sięgają przesunięć ku czerwieni ~6, co oznacza, że światło zostało wysłane w czasie, gdy Wszechświat miał zaledwie ok. 10% aktualnego wieku. Zebranie danych dla tysięcy obiektów pozwala na badanie historii ewolucji galaktyk, formowania się gwiazd czy też obecności AGN-ów aż do z ~ 6. Aczkolwiek są już pojedyncze obserwacje obiektów na większych z, np. galaktyka na z = 8,6 (Lehnert et al., 2010 {DOI}).

Wcześniejsze etapy historii Wszechświata znamy jak na razie z przewidywań teoretycznych. Wiemy też, że struktury w nim formowały się hierarchicznie, tzn. począwszy od najmniejszych, czyli gwiazd, poprzez galaktyki, a następnie gromady galaktyk. Pierwsze gwiazdy, tzw. Populacja III gwiazd (Pop III), przestudiowane już teoretycznie, nie zostały jeszcze zaobserwowane. Ich obecność przewidziana jest ze względu na konieczność wyprodukowania metali, które zanieczyściły materiał, z którego powstały znane nam i obecnie obserwowane gwiazdy. Gwiazdy Pop III według symulacji numerycznych powstawały w minihalo ciemnej materii na z = 50–10. Spodziewamy się, że mogły one być bardzo masywne (rzędu 100 mas Słońca). Emitowały one bardzo dużo fotonów o energiach co najmniej 13,6 eV, czyli zdolnych do jonizacji atomów wodoru. Dlatego też oprócz produkcji pierwszych metali były one prawdopodobnie również najważniejszym źródłem fotonów jonizujących w procesie rejonizacji Wszechświata. Co jeszcze charakteryzuje te gwiazdy?

Rys. 1. Ciąg główny gwiazd Populacji I (linia po prawej stronie) i III (linia po lewej stronie). Najmniejsze metaliczności uwzględnione są dla gwiazd o największych masach (90 mas Słońca). W takim przypadku gwiazdy osiągają najwyższe temperatury efektywne, rzędu 10⁵ K. Tumlinson & Shull 2000 {DOI}

Nieobecność metali (ściślej mówiąc, gwiazdy Pop III powstały z pierwotnego materiału, jaki istniał we Wszechświecie, tzn. wodoru i helu z bardzo niewielką domieszką litu i berylu) w procesie formowania implikuje bardzo wysokie temperatury powstałych gwiazd ze względu na nieefektywne chłodzenie gazu. Dlatego też im mniej metali znajduje się w materiale, z którego powstają gwiazdy, tym wyższe temperatury będą one miały. Rysunek 1 przedstawia ten efekt na bazie modeli gwiazd Populacji I (o metaliczności słonecznej) i Populacji III (o metaliczności zbliżonej do zera). Linie po prawej i lewej stronie diagramu dotyczą odpowiednio Populacji I i III, z tym że najmniejsze metaliczności wzięte tutaj pod uwagę dotyczą najcięższych gwiazd. Można zauważyć, że najmniej metaliczne gwiazdy osiągają najwyższe temperatury efektywne, rzędu 10⁵ K.

Zgodnie z prawem przesunięć Wiena im wyższa temperatura ciała doskonale czarnego (które w tym przypadku jest dobrym przybliżeniem), tym maksimum rozkładu promieniowania przypada na mniejszej długości fali. Zatem gorętszy obiekt emituje więcej fotonów o dużych energiach. Gaz otaczający gwiazdy jest przez te fotony jonizowany, następnie atomy gazu rekombinują, produkując promieniowanie, które dalej nazywane będzie promieniowaniem nebularnym (procesy zderzeniowe mogą też odgrywać rolę). Składa się ono zarówno z kontinuum, jak i linii emisyjnych. Widmo, jakie zaobserwujemy, będzie więc złożeniem części widma gwiazdy, która nie została zaabsorbowana przez gaz, oraz promieniowania nebularnego. Gdy, jak w tym przypadku, większość strumienia promieniowania gwiazdy jest emitowana w wysokoenergetycznej części widma, powstałe promieniowanie nebularne może całkowicie zdominować ostateczne widmo obiektu. Odbiera nam to możliwość zaobserwowania kształtu widma promieniowania jonizującego (gwiazdy), który pozwoliłby na bezpośrednie zidentyfikowanie gorących gwiazd. Zajmijmy się tutaj wyłącznie promieniowaniem nebularnym wodoru i helu. W przypadku dużej liczby fotonów jonizujących spodziewamy się zaobserwować silne nebularne linie rekombinacyjne w ostatecznym widmie obiektu. Według teorii rekombinacji moc promieniowania w tych liniach jest bowiem wprost proporcjonalna do ilości odpowiednich fotonów jonizujących, np. dla linii neutralnego wodoru — do liczby fotonów o energiach ? 13,6 eV. Zatem linia Ly? neutralnego wodoru będzie silniejsza dla młodszych, mniej metalicznych obiektów. Bardzo wysokie temperatury, jakie według symulacji numerycznych charakteryzują gwiazdy o zerowej metaliczności, sprawiają, że obiekty te emitują znaczącą liczbę fotonów o energiach ? 54,4 eV, tzn. zdolnych do produkcji jonów dwukrotnie zjonizowanego helu. Skutkiem ich rekombinacji jest emisja linii He II, takich jak charakterystyczne linie na długościach fali 1640 i 4686 A*.

Symulacje numeryczne wykonane przez Tornatore et al., 2007 {DOI} sugerują, że formowanie się gwiazd z pierwotnego materiału może trwać nawet do stosunkowo małych z, tj. ~2,5. Zatem możemy sobie postawić pytanie, czy zaobserwowane zostały jakieś obiekty, które miałyby podobne cechy oraz co spodziewamy się zaobserwować i w jaki sposób wywnioskowalibyśmy, że mamy do czynienia z tego typu obiektami.

Jakimi obserwacjami dysponujemy?

Rys. 2. Przegląd GOODS

Obserwacje, jakie obecnie posiadamy, to spektroskopia, która dla obiektów o z ? 3,5 pokrywa ultrafioletową część widma w układzie spoczynkowym (obserwowaną w tym przypadku w świetle widzialnym ze względu na przesunięcie ku czerwieni), oraz fotometria wielopasmowa, od promieniowania X do 24 ?m (np. przegląd GOODS: http://www.stsci.edu/science/goods/, http://www.eso.org/sci/activities/projects/goods/, w który były zaangażowane zarówno naziemne (VLT), jak i kosmiczne teleskopy, jak HST czy Spitzer; rys. 2). Tego typu fotometria służy do zbudowania tzw. spektralnego rozkładu energii (ang. SED — spectral energy distribution) poszczególnych galaktyk, który składa się z magnitud we wszystkich dostępnych pasmach. Kształt tego rozkładu służy następnie do wyznaczenia fotometrycznego przesunięcia ku czerwieni oraz parametrów charakteryzujących daną galaktykę. Odbywa się to poprzez porównanie SED galaktyki z modelami teoretycznymi populacji gwiazd. Są to biblioteki, które zawierają kształty widm galaktyk dla różnych metaliczności, wieku, ekstynkcji, historii i tempa formowania się gwiazd. Do stworzenia takich modeli potrzebna jest tzw. początkowa funkcja masy (ang. IMF — initial mass function), tzn. rozkład liczby gwiazd w funkcji ich masy początkowej. Najczęściej używanym rozkładem jest rozkład Salpetera (Salpeter 1955).

Niektóre biblioteki modeli populacji gwiazd zawierają również własności promieniowania nebularnego, emitowanego przez gaz zjonizowany przez daną populację gwiazd. Modele zaprezentowane w pracach Schaerer 2002 {DOI} i Schaerer 2003 {DOI} są w szczególności dostosowane do bardzo małych metaliczności. Przewidują one również własności promieniowania nebularnego, takie jak moc promieniowania w poszczególnych kontinuach czy w konkretnych liniach emisyjnych, np. linii Ly?.

Wciąż istnieje jednak wiele niejasności w interpretowaniu tego typu obserwacji. Fizyka tak wczesnego Wszechświata nie jest dobrze znana. Dlatego obserwacje obiektów o dużych z interpretuje się za pomocą modeli, które są zwykle kalibrowane na podstawie lokalnych, dobrze poznanych obiektów. Dla przykładu można podać wspomnianą początkową funkcję masy. We wczesnych epokach ewolucji Wszechświata rozkład ten jest nieznany, jednak do interpretacji obserwacji obiektów o dużych z używany jest zazwyczaj ten sam rozkład co dla obiektów lokalnych, tzn. rozkład Salpetera. Istnieje jednak wiele innych modeli. W szczególności, biorąc pod uwagę numeryczne symulacje formowania się gwiazd z pierwotnego materiału, spodziewamy się, że rozkład ten dla gwiazd Populacji III faworyzuje bardzo duże masy rzędu 100 mas Słońca (tzw. ang. top – heavy IMF). Ponadto samo użycie wielopasmowej fotometrii nie pozwala nam na wnioskowanie o bardzo małej metaliczności danej galaktyki ze względu na nieznany wkład promieniowania nebularnego do zmierzonych magnitud. Jak już wspomniano, może ono w szczególnych sytuacjach nawet całkowicie zdominować widmo obiektu.

Spektroskopia wspomniana wyżej dla z ? 3,5 pozwala wykryć linię Ly?, w emisji czy absorpcji, jednak niestety zazwyczaj to jedyna obserwowana linia. Jest ona indykatorem formowania się gwiazd i jeśli znamy całkowitą moc promieniowania Ly? w przypadku emisji, możemy obliczyć tempo formowania się gwiazd. Linia ta jest jednak bardzo trudna w interpretacji, gdyż istnieją efekty, które modyfikują emitowany strumień promieniowania, tak jak destrukcja na pyle. Detekcja tej linii pozwala jednak na potwierdzenie fotometrycznego przesunięcia ku czerwieni spektroskopowo, co czyni je dużo bardziej wiarygodnym. Jednakże samo zmierzenie Ly? nie pozwala nam wnioskować o metaliczności gwiazd.

Linie Ly? i He II 1640 A*

Wspomniane obliczenia mocy promieniowania linii rekombinacyjnych, takich jak Ly? neutralnego wodoru, oparte są na teorii rekombinacji, zakładającej między innymi, że każdy foton jonizujący jest w stanie zjonizować atom wodoru raz. Potem następuje rekombinacja i emisja albo fotonu Ly?, albo kontinuum dwufotonowego. Czy jest to adekwatne w przypadku gwiazd Pop III? Dokładniejsze przewidywania zostały przedstawione w pracy Raiter et al., 2010b {DOI}, gdzie porzucono powyższe założenie dotyczące rekombinacji. Pokazano tam, jak zmienia się całkowita moc promieniowania w linii Ly? (jak również w kontinuum dwufotonowym) w stosunku do standardowych obliczeń. Okazuje się, że zaczyna ona być większa niż się spodziewamy, używając standardowego założenia dla gwiazd o temperaturach efektywnych ~40000 K. Dla wyższych temperatur rośnie ona proporcjonalnie do temperatury efektywnej gwiazdy. Dzieje się tak, dlatego że w takich przypadkach średnia energia fotonów w kontinuum Lymana (kontinuum jonizującym) jest większa niż minimalna energia potrzebna do jonizacji atomu wodoru (13,6 eV). Ta nadwyżka może być zużyta w całości w kolejnych procesach, co efektywnie wzmacnia linię Ly? (i kontinuum dwufotonowe). Moc promieniowania w tej linii będzie rosła proporcjonalnie do średniej ilości energii w kontinuum jonizującym. Jest to dodatkowe utrudnienie w interpretacji.

Dodatkowy efekt, jaki został opisany w pracy, to wzmocnienie dwufotonowego kontinuum wodoru neutralnego (1300–1800 A*) w ten sam sposób jak linii Ly?. Ma to wpływ na kształt widma w ultrafiolecie oraz zmniejsza obserwowane szerokości równoważne linii emisyjnych.

Przestudiowana też została charakterystyczna linia He II 1640 A*, która może być osłabiona ze względu na znany już efekt, przedyskutowany w pracy Stasińska i Tylenda 1986. Linia ta może być słabsza w porównaniu do standardowego obliczenia ze względu na jej zależność od tzw. parametru jonizacji (czyli liczby fotonów względem atomów w jednostce objętości). Dla małych parametrów jonizacji stosunek He⁺/H maleje i fotony, które potencjalnie mogłyby być zużyte na jonizację He⁺, zostają użyte do jonizacji wodoru. Zatem emisja He II 1640 A* może okazać się trudniejsza do zaobserwowania, niż się spodziewamy. Nie jest to dobrą wiadomością w kontekście poszukiwań tej linii jako sygnatury gorących gwiazd we wczesnym Wszechświecie.

Jak na razie użycie fotometrii wielopasmowej czy też poszukiwania obiektów o silnych liniach rekombinacyjnych (Ly? + He II 1640 A*) są ograniczone ze względu na możliwości obserwacyjne, jak również trudności w interpretacji. Nie wiemy dokładnie, czy modele i założenia, jakie stosujemy do obiektów lokalnych, będą adekwatne dla wczesnego Wszechświata. Poszukiwanie obiektów o dużych z emitujących zarówno silną linię Ly?, jak i linię He II 1640 A* (przy braku innych linii), nie przyniosły pozytywnego rezultatu. Czy poza silnymi liniami rekombinacyjnymi istnieją jakieś inne własności widma, które pozwoliłyby na pośrednie wykrycie gwiazd o bardzo wysokich temperaturach na dużych z?

Inne linie emisyjne w UV

Okazuje się, że jeśli gwiazdy są wciąż bardzo gorące, a gaz w galaktyce będzie nieco zanieczyszczony przez metale (do kilku procent metaliczności słonecznej), będą one w wysokich stanach jonizacji i linie niektórych z nich będziemy mogli obserwować np. w ultrafioletowej części widma. A zatem oprócz wspomnianej linii He II, możemy się spodziewać linii metali, takich jak azot (N III] 1750 A*, [N IV] 1483 + N IV] 1486 A*; nawiasy klamrowe oznaczają przejścia wzbronione lub półwzbronione — tzw. interkombinacyjne), tlen (O III] 1665 A*), krzem (Si IV 1397 A*) czy węgiel (C III] 1907+09 A*, C IV 1549+51 A*). Zaobserwowanie tych linii jest dowodem na to, że obserwujemy obiekt o małej metaliczności: gwiazdy są gorące — ich fotony jonizujące wprowadzają atomy w wysokie stany jonizacji, gaz ma wysoką temperaturę elektronową (charakterystyczną, gdy mamy do czynienia z małą metalicznością ze względu na małą efektywność chłodzenia), co w efekcie elektrony mają wystarczająco duże energie, by wzbudzać zderzeniowo linie emisyjne w ultrafiolecie. Do ich wzbudzenia potrzebne są nieco wyższe temperatury elektronowe niż do wzbudzenia linii w zakresie widzialnym czy podczerwonym.

Rys. 3. Widmo obiektu „Lynx Arc” (Fosbury et al., 2003 {DOI}) pokazujące bogactwo linii emisyjnych, w szczególności w ultrafiolecie. Górne widmo jest tym samym widmem uzyskanym w wyższej rozdzielczości spektralnej

Pionierskim odkryciem było znalezienie obiektu o z = 3,36, tzw. „Lynx Arc”, którego widmo jest bogate w tego typu linie (Fosbury et al., 2003 {DOI}). Część tego widma pokazano na rys. 3. Kolejnym ciekawym obiektem o jeszcze większym przesunięciu ku czerwieni jest galaktyka z południowego pola GOODS opisana w pracy Raiter et al., 2010a {DOI} z silną emisją azotu N IV. Oba te obiekty zostały zinterpretowane za pomocą modeli fotojonizacyjnych i wykazały bardzo zbliżone własności. Najbardziej zaskakującą i zagadkową konkluzją jest to, że do produkcji zaobserwowanych linii gwiazdy obu tych galaktyk muszą być bardzo gorące (80 000–100 000 K), co oznacza ich bardzo małą metaliczność, zaś gaz w tych galaktykach musi być już nieco bardziej zanieczyszczony przez metale. Nie jest to zgodne z tym, co zazwyczaj zakłada się w przypadku tworzenia modeli, tzn. przyjmuje się taką samą metaliczność gwiazd i gazu. Czy możliwe byłoby bardzo szybkie wzbogacenie gazu przez metale poprzez procesy nukleosyntezy i bardzo szybkie zmieszanie ich z ośrodkiem międzygwiazdowym tak, by ostateczne widmo całego obiektu wyglądało, jak to opisane powyżej? W tym momencie pozostaje to otwartym pytaniem.

Jeśli rzeczywiście mamy do czynienia z młodą, bardzo gorącą populacją gwiazd, samo kontinuum gwiazdowe nie będzie możliwe do zaobserwowania, gdyż zdominuje je silniejsze kontinuum nebularne. Brak gwiazdowego kontinuum powoduje, że szerokości równoważne obserwowanych linii emisyjnych mogą stać się bardzo duże (co rzeczywiście jest zaobserwowane dla obiektów wymienionych powyżej). Dodatkowo w przypadku obiektu „Lynx Arc” widmo ultrafioletowe miało charakterystyczny kształt kontinuum dwufotonowego. Dalsze implikacje to również wpływ niektórych linii emisyjnych na obserwowany kształt spektralnego rozkładu energii, zbudowanego za pomocą magnitud. W szczególności linie emisyjne tlenu [O III] mogą być tak silne, że całkowicie zdominują strumień promieniowania mierzony w danym filtrze, co może prowadzić do zupełnie błędnych wyznaczeń wieku galaktyki, gdy używamy standardowych modeli nie biorących pod uwagę promieniowania nebularnego. Pozostaje zagadką w tym momencie, czy opisane powyżej obiekty posiadające gwiazdy o bardzo dużych temperaturach efektywnych, implikujących bardzo małe metaliczności, mogą być zinterpretowane jako pierwotny materiał na mniejszych przesunięciach ku czerwieni.

Niestety, dla z około 4,5 i wyższych część linii emisyjnych w UV jest już przesunięta do obserwowanej bliskiej podczerwieni, a tam obserwacje są utrudnione ze względu na wpływ atmosfery ziemskiej. Nie posiadamy jak na razie prawie żadnych danych spektroskopowych w tym zakresie obserwowanej długości fali dla obiektów o tak dużych z. Dlatego też można powiedzieć, że użycie linii emisyjnych do studiowania obiektów jest w tym przypadku bardzo ograniczone.

Należy wspomnieć, że istnieją obserwacje lokalnych obiektów — gwiazd w halo galaktycznym o bardzo małej metaliczności, które być może są pozostałościami po pierwszych epizodach formacji gwiazd. Jednakże poszukiwania obiektów, których względne obfitości metali odzwierciedlałyby wzór, jaki spodziewamy się uzyskać, mając do czynienia z metalami wyrzuconymi do ośrodka międzygwiazdowego przez supernowe, będące końcowym etapem życia gwiazd Pop III, nie były jak do tej pory owocne. Bardzo niedawno pojawił się też artykuł (Cooke et al., 2010 {DOI}), w którym dokonana została analiza obiektu, najwyraźniej posiadającego zbliżone do spodziewanych obfitości pierwiastków. Być może zaczynamy już obserwować pierwsze metale wyprodukowane we Wszechświecie.

Obecnie projektowane czy budowane teleskopy, takie jak E-ELT (European Extremely Large Telescope), JWST (James Webb Space Telescope) czy ALMA (Atacama Large Milimetre/Submilimetre Array) mają szansę zrewolucjonizować nasze rozumienie Wszechświata. W szczególności bedą miały ogromne znaczenie dla rozwoju naszej wiedzy dotyczącej tematów poruszonych powyżej. Obserwacje obiektów o jeszcze większych przesunięciach ku czerwieni, dokładne zbadanie kinematyki odległych obiektów, obserwacje nebularnych linii emisyjnych metali na bardzo dużych z, czy wreszcie detekcja linii z dalekiej podczerwieni, takich jak [C II] 158 ?m (bedąca dowodem formowania się gwiazd) to niektóre z możliwości tych teleskopow. Na przykład, jednym z podstawowych celów teleskopu E-ELT jest detekcja galaktyk na z > 7. Z pewnością wiele nowych, ekscytujących odkryć czeka nas w nastepnej dekadzie.

Powyższy artykuł jest częściowo oparty na pracy doktorskiej A. Raiter, wykonanej w European Southern Observatory (w ramach programu International Max Planck Research School in Astrophysics) i opublikowanej przez Ludwig-Maximilians-Universität w Monachium.