Kemia aikojen alussa 21.3.2011

Ensimmäiset atomit (1) SBBN (Standard Big Bang Nucleosynthesis): alkuräjähdyksessä syntyi alkuaineet Z=1-4 (ja aivan mitättömiä määriä raskaampia alkuaineita, ytimet A = 5 ja 8 epästabiileja) -kaikki vety (H,D), suurin osa heliumista ( 3 He, 4 He), ja osa litiumista ( 7 Li) -alkuaineita Z=2-4 syntyy lisää tähdissä, seurauksena H ja D vähenenevät Alkuperäiset runsaussuhteet: 4 He/H= 0.244 ± 0.002, D/H= 3.3 ± 0.5 10 5, 7 Li/H= 1.7 ± 0.15 10 10, 3 He/H 0.3 10 5 Epästandardi kosmologia: joissakin maailmankaikkeuden osissa suurempi baryoni/fotoni-suhde, jolloin pieniä määriä C, N, O, ja F-ytimiä muodostui

Ensimmäiset atomit (2) Maailmankaikkeuden jäähtyessä ytimet ja elektronit yhdistyivät neutraaleiksi atomeiksi: -He ++ He + He: z 6000 2700, T 16000 7000 K, t 40000 13000 yr (I He = 24.6 ev) -H + H: z 1300, T 3600 K, t 380000 yr (I H = 13.6 ev) -Li + Li z 500 400, T 1200 K, t 1.6 2.2 Myr (I Li = 5.4 ev)

Ensimmäiset molekyylit (1) Ensimmäiset molekyyli-ionit olivat heliumin yhdisteitä, esim. (säteilevä yhdistyminen) He + + He He + 2 + hν H + + He HeH + + hν Kun H + 2 -ioneja ja H 2-molekyylejä oli saatavilla (ks. jäljempänä), myös seuraavat reaktiot tuottivat HeH + -ioneja: H + 2 + He HeH+ + H, H 2 + He + HeH + + H Rekombinoituminen ei ollut täydellistä - muuten kemia ei olisi käynnistynyt

Ensimmäiset molekyylit (2) Kahden vetyatomin säteilevä yhdistyminen H + H H 2 + hν ei toimi, koska molekyyli ei ehdi lähettää fotonia ennen kuin se hajoaa. Pääasialliset H 2 :n muodostumisreaktiot varhaisessa maailmankaikkeudessa: 1) säteilevä yhdistyminen + varauksen vaihto: H + + H H + 2 + hν, H + 2 + H H 2 + H + -jälkimmäinen reaktio on nopea, H + 2 :n runsaus jää alhaiseksi 2) katalyyttinen elektronin liittyminen: H + e H + hν, H + H H 2 + e Reaktioiden tehokkuutta rajoittavat taustasäteilyn aiheuttama H + 2 :n fotodissosiaatio ja H :n fotohajoaminen. H 2 :a hajosi vain törmäyksissä.

Ensimmäiset molekyylit (3) HD 1) D + + H HD + + hν HD + + H HD + H + 2) D + H + D + + H D + + H 2 HD + H + LiH 1) Li + + H LiH + + hν 2) Li + H + LiH + + hν 3) LiH + + H LiH + H + -nopeampi kuin Li:n ja H:n säteilevä yhdistyminen

Molekyylien runsauksien kehitys (1) Kemiaan vaikuttaa aineen tiheys ja lämpötila. Aineen tiheys ρ M (1 + z) 3 Aineen lämpötilaan vaikuttaa 1) taustasäteilyn ja elektronien vuorovaikutus, 2) maailmankaikkeuden adiabaattinen laajeneminen, 3) atomien ja molekyylien törmäysvirittyminen ja sitä seuraava säteily, 4) kemiallisten reaktioiden luovuttama tai sitoma lämpö Laajeneminen saa aikaan sen, että molekyylien runsaudet jäätyvät varhaisessa vaiheessa. Alkuperäiset molekyylit asettuivat tasapainoon punasiirtymälle z 100 mennessä (t 17.5 Myr, D. Puy)

Molekyylien runsauksien kehitys (1) Tällöin D. Puyn mukaan H 2 /H 10 6, HD/H 10 9, LiH/H 10 19 -tärkeimmät jäähdyttäjämolekyylit Ionisaatioaste X(e ) 3 10 4. Kationit: X(H + 2 ) 1.3 10 12, X(HD + ) 2.1 10 18, X(H 2 D + ) 5.1 10 14, X(HeH + ) 6.2 10 13, X(LiH + ) 9.4 10 18

Ensimmäiset rakenteet BB-kosmologia: ns. inflatorisen laajenemisen aikana syntyi epähomogeenisuuksia, jotka ilmenevät CMB:n vaihteluna 84% maailmankaikkeuden massasta on pimeää ainetta, joka ei vuorovaikuta säteilyn kanssa Pimeä aine kuitenkin määrää minne näkyvä aine keskittyy

Ensimmäiset tähdet (1) CDM-malli (Cold Dark Matter): Pimeän aineen tiheysjakaumassa suhteellisen pienimassaisia huippuja, minihaloja, M 10 6 M (kuva Bromm et al. 2009) Ensimmäiset, ns. Populaation III.1 tähdet, syntyivät minihaloihin kertyneestä näkyvästä (siis säteilyn kanssa vuorovaikuttavasta) aineesta, punasiirtymällä z 20 30 (t 100 200 Myr).

Ensimmäiset tähdet (1) Pop III -tähdet ovat teoreettinen ennustus, niitä ei ole havaittu. (kuva Bromm et al. 2009) Pop III -tähdet syntyivät siis ennen ensimmäisiä galakseja

Ensimmäiset tähdet (2) Pop III.1 -tähdet olivat massiivisia, ehkä 60-300 M. -valtava säteilykenttä pystyi ionisoimaan kaasun useiden kpc säteellä, ja fotodissosioimaan H 2 :n (Lyman- ja Werner-vyöt) paljon laajemmalta alueelta. -todennäköisesti minihalosta syntyi vain yksi tai muutamia Pop III.1 -tähtiä Pop III.1 -tähtien yhteisvaikutus ympäröivään aineeseen lykkäsi seuraavan tähtisukupolven (Pop III.2) syntyä luultavasti jopa 100 Myr Simulaatio: ensimmäisten tähtien ionisoimia kuplia (sininen), vihreät alueet sisältävät molekyylejä Ioni-molekyylikemia alkoi uudelleen jäähtyvissä ionisaatioalueissa (Bromm et al. 2009)

Ensimmäiset tähdet (3) Suuri osa Pop III.1 tähdistä todennäköisesti romahti mustiksi aukoiksi. Massavälillä M 140 260M ne kuitenkin räjähtivät supernovina (PISN, pair-instability supernova - gammasäteily muuttuu positroni-elektroni-pareiksi ytimessä, joka saa aikaan nopean luhistumisen - koko tähti räjähtää), jotka kylvivät avaruuteen raskaampia alkuaineita. Populaation II tähdillä (valtaosa pallomaisten tähtijoukkojen tähdistä) havaitaan alhaisia metallipitoisuuksia.

Molekyylipilvien luhistuminen (1) Materiaalitihentymien gravitaatioluhistuminen ei onnistu ellei lämpöä poistu: adiabaatinen luhistuminen johtaa vedyn ionisaatioon, jonka jälkeen säteilypaine hajottaa pilven. Kaasun puristuminen nostaa lämpötilaa ja painetta Painovoiman pitää voittaa myös kaasun paine Jeansin massa: M J T 3/2 ρ 1/2, T lämpötila, ρ tiheys Luhistuminen jatkuu vain, jos kaasu voi jäähtyä Kaasu voi poistaa lämpöenergiaa säteilemällä Jäähdytyksen takia Jeansin massa pienenee kevyemmät tihentymät voivat luhistua -pilvet fragmentoituvat pienempiin, painovoiman sitomiin osiin.

Molekyylipilvien luhistuminen (2) Simulaatioiden mukaan ensimmäiset molekyylipilvet ilmaantuivat punasiirtymällä z 20 (180 Myr) Vähäisestä määrästään huolimatta H 2 toimii tehokkaana jäähdyttäjänä lämpötiloissa T 200 10000 K HD:n ja LiH:n dipolisiirtymät ovat tärkeitä 100-200 K lämpötiloissa. (Huom. T CMB = (1 + z)2.7 K) Suurissa tiheyksissä myös 3 vedyn reaktio mahdollinen: H + H + H H 2 + H tai H 2 + H + H H 2 + H 2 Toisaalta erittäin suurissa tiheyksissä H 2 dissosioituu törmäyksissä: H 2 + H + H 4H

Simulaatiot: Stacy et al. (2010)

Tähtien havaittu massajakauma Valtaosa tähdistä on pienimassaisia (0.1M < M < 1M )

Yksittäisen tähden synty nykyisin a) tiheitä ytimiä pölyä sisältävässä kylmässä pilvessä b) luhistuva ydin c) prototähti d) T Tauri -tähti e) nuori tähti + pölykiekko f) pääsarjan tähti + planeettajärjestelmä Tähdet syntyvät enimmäkseen suurissa rykelmissä

Kaasun säteily I Atomeilla ja molekyyleillä on diskreettejä energiatiloja Ne lähettävät säteilyä siirtyessään ylemmältä energiatilalta alemmalle Esim. CO-molekyyli lineaarinen roottori J = 1: E/k = 5.3 K (vrt. p-h 2 (J = 2): 510 K, HD(J = 1): 128 K)

Kaasun säteily II Atomien ja molekyylien elektroniset tilat: E 1 ev (T 10000K) Molekyylien värähtelytilat: E 0.1 ev (T 1000K) Molekyylien pyörähtelytilat: E 0.01 ev (T 100K) Jäähdytys: törmäys -> virittyminen -> säteily Kaasun jäähtyminen alle 1000 K vaatii molekyylejä Suurissa tiheyksissä ja alhaisissa lämpötiloissa (alle 10 K) pölyn lämpösäteily on tärkeä jäähdytyksen kannalta

Yhteenveto I Ensimmäisen tähtisukupolven syntymisen edellytyksenä oli, että vetymolekyyli H 2 pystyi muodostumaan H 2 :n symmetria ja siitä aiheutuvat säteilyominaisuudet pitivät kaasun jäähdytyksen heikkona. Tämän takia ensimmäiset tähdet olivat hyvin massiivisia. Massiiviset tähdet ionisoivat kaasun uudelleen, rikastivat tähtienvälistä ainetta supernovapurkausten kautta.

Yhteenveto II I Tähdissä syntyneet raskaat alkuaineet ja pöly loivat edellytykset tiheiden molekyylipilvien muodostumiselle I Molekyylipilvet ovat pääasiassa H2 kaasua. H2 :n termiset ominaisuudet vaikuttavat pilvien luhistumiseen tähdiksi I H2 :n ionisaatio panee alulle tähtienvälisen kemian

Yhteenveto III Kaasun jäähdytyksen kannalta polaariset molekyylit, kuten CO ja OH ovat H 2 :a tärkeämpiä. Pölyn merkitys: 1) varjostaa tähtien valoa 2) säteilee voimakkaasti infrapuna- ja alimillimetrialueessa 3) toimii H 2 :n syntyalustana 4) kerää kylmissä pilvissä jääkuoren, jossa muodostuu orgaanisia yhdisteitä Tehokkaan jäähdytyksen takia valtaosa nykyisin syntyvistä tähdistä on pienimassaisia