Wie schnell können sich die ersten Sterne bilden?

Einführung

In unserem Universum entstand der kosmische Mikrowellenhintergrund etwa 400.000 Jahre nach dem Urknall. Es war heiß, aber innerhalb weniger Millionen Jahre nach dem Urknall hätte es nicht mehr wesentlich aus sichtbarem Licht bestanden. Die ersten Sterne entstanden etwa 100 Millionen Jahre später , wohl oder übel, als sich langsam größere Strukturen zu bilden begannen.

In meinem Universum möchte ich sehen, ob ich eine Überlappungsperiode schaffen kann, in der sich die ersten Sterne bilden, während der CMB noch heiß genug ist, um mit bloßem menschlichem Auge sichtbar zu sein, und bei Wellenlängen existiert, die für die auf Chlorophyll basierende Photosynthese geeignet sind . Durch Herumspielen mit der Saha-Gleichung habe ich herausgefunden , dass ich das CMB noch ein paar Millionen Jahre heiß und sichtbar halten kann, aber nur, wenn ich die Baryonendichte stark erhöhe .

Daher möchte ich sehen, ob ich die Parameter meines Universums ändern kann, um stattdessen die Sternentstehung um den Faktor 100 oder so zu beschleunigen. Ich werde die meisten fundamentalen Konstanten wie die Lichtgeschwindigkeit nicht ändern; das macht später probleme. Die Parameter, die ich ändern möchte, sind die verschiedenen Dichteparameter für Photonen, baryonische Materie, dunkle Materie und dunkle Energie: Ω γ , Ω M , Ω D , Und Ω Λ . Diese entwickeln sich im Laufe der Zeit ; Heute, Ω Λ , 0 = 0,692 , Ω D , 0 = 0,258 , Ω M , 0 = 0,048 Und Ω γ , 0 ≈ 0 . Als sich jedoch die ersten Strukturen bildeten, wäre das Universum materiedominiert gewesen (d. h. Ω M , Ω D ≫ Ω γ , Ω Λ ).

Strukturbildung und Sternentstehung

Angesichts dessen, was ich über die Sternentstehung im frühen Universum weiß (siehe z. B. 1 2 für weitere Informationen), denke ich, dass wir den Prozess in ein paar Schlüsselstadien unterteilen können:

  1. Kleine Dichteschwankungen nehmen zu, wenn Gravitationsinstabilitäten dazu führen, dass Störungen zusammenbrechen. Diese bilden kleine Halos aus dunkler Materie, die reich an Urgas sind.
  2. Dieses Gas kühlt hauptsächlich ab, nachdem sich molekularer Wasserstoff gebildet hat, da ein Großteil des Gases bei Temperaturen von weniger als existieren sollte ∼ 10 4  K - die Schwelle, wo atomare Kühlung wichtig ist.
  3. Wenn Klumpen in einer Gaswolke massiv genug sind (dh die Jeans-Masse erreichen), können sie zu Sternen kollabieren, so wie sie es heute tun.

Wenn ich eine der drei Phasen beeinflussen könnte – Halo-Kollaps, Abkühlung oder protostellarer Kollaps – könnte ich vielleicht erreichen, was ich will. Das Problem ist, dass ich nicht weiß, wie sich das Ändern meiner Parameter auf die relevanten Zeitskalen auswirken würde - wenn überhaupt.

Bestehende Arbeit

Ich habe eine grundlegende Literaturrecherche zu theoretischen Arbeiten zur frühen Strukturbildung durchgeführt. Viele der vorliegenden Ergebnisse basieren auf numerischen Simulationen (z. B. Abel et al. 2000 , Bromm et al. 1999 ). Sie gehen von einem Universum aus, das (damals) von kalter dunkler Materie dominiert wird, also mit Ω D ≈ 0,95 Und Ω M ≈ 0,05 . Mit ein paar verschiedenen numerischen Methoden untersuchten sie die Entwicklung von Klumpen durch Zusammenbruch. Da ich die Simulationen nicht reproduzieren kann, kann ich nicht einmal darüber spekulieren, wie sie sich in einem anderen Universum anders verhalten würden.

Wenn es analytische Annäherungen für die beteiligten Zeitskalen gibt, kann ich sie nicht finden. Ich vermute, dass da draußen etwas ist, aber ich weiß nicht, wo es ist (Kosmologie ist nicht gerade mein Fachgebiet).

Die Frage

Nehmen wir an, ich möchte, dass Sterne innerhalb der ersten 2 Millionen Jahre nach dem Urknall entstehen. Welche Kombination der kosmologischen Parameter ( Ω γ , Ω M , Ω D , Und Ω Λ ) wird benötigt, um dies zu verursachen? (Ich nehme das an Ω M Und Ω D sind diejenigen, auf die ich mich konzentrieren sollte.) Kann ich durch einfaches Anpassen der Beiträge verschiedener Arten von Materie und Energie dafür sorgen, dass die Sternentstehung in diesem Universum früher beginnt als in unserem?

Anforderungen

Ich habe ein paar Anforderungen:

  • Das Universum muss stabil sein und sollte sich schließlich zu dem entwickeln, was es heute ist: mit beschleunigter Geschwindigkeit expandieren und von dunkler Energie dominiert werden.
  • Grundkonstanten , die nicht von den Dichteparametern abgeleitet sind, sollten sich nicht ändern. Verboten sind beispielsweise die Erhöhung der Lichtgeschwindigkeit, die Verringerung der Masse eines Elektrons oder die Erhöhung der Gravitationskonstante. Ich möchte nicht auf unglückliche Paradoxien oder Widersprüche stoßen.
  • Bitte beachten Sie das Hard-Science -Tag auf der Frage. Idealerweise würde eine Antwort entweder durch analytische oder numerische Ergebnisse untermauert. Ich fordere niemanden auf, Simulationen durchzuführen. . . aber wenn ja, könnte das erstaunlich hilfreich sein.

Anmerkungen

Die Frage blieb eine Weile unbeantwortet. Abgesehen von der Tatsache, dass Simulationen des Subhalo-Kollaps erforderlich sein könnten, um das Problem im Detail anzugehen, denke ich, dass die Frage angesichts unseres derzeitigen Wissens über die Physik dahinter schwer zu beantworten sein könnte. Es gibt ein paar mögliche Knackpunkte:

  • Ich habe kürzlich mit einem Astrochemiker über die Sternentstehung der Population III im Allgemeinen gesprochen; Es stellt sich heraus, dass die Geschwindigkeitskoeffizienten für die Kühlreaktionen mit molekularem Wasserstoff nicht genau bekannt sind.
  • Es gibt immer noch einige Diskrepanzen zwischen verschiedenen Simulationen des Halo-Kollaps/der frühen Strukturbildung.
  • Wir haben nicht viele Informationen über Sterne der Population III.

Wenn ich das alles zusammenfasse, bleibt meine Frage vielleicht eine Weile unbeantwortet, aber ich bin damit einverstanden. Wenn Sie neue (oder alte) Entwicklungen kennen, die diese Frage beantwortbar machen, und Sie diese richtig anwenden können, schreiben Sie bitte eine Antwort. Aber wenn wir nur spekulieren können – nun, ich würde lieber warten, bis wir mehr tun können, als zu spekulieren.

Kommentare sind nicht für längere Diskussionen gedacht; diese Konversation wurde in den Chat verschoben .
Das CMB müsste eine Temperatur von etwa 5777 K (Sonne) haben, um Strahlung im sichtbaren Wellenlängenbereich zu emittieren. Selbst wenn die CMB-Temperatur etwa 100 K beträgt, gibt es kein flüssiges Wasser, geschweige denn andere komplexe Moleküle. Kein Leben wäre also in der Lage, den CMB im sichtbaren Spektrum zu bilden und zu beobachten.
@AdmiralAdmirableAvocado Nun, die Temperatur des CMB bei der Rekombination (eine Rotverschiebung von z ≈ 1100z≈ 1100 ) war T ( z ) = ( 1 + z ) T 0T( z) = ( 1 + z)T0 , mit T 0T0 die aktuelle Temperatur. Das ergibt etwa 3000 Kelvin; da der CMB ein schwarzer Körper ist, emittiert er Licht in einem breiten Wellenlängenbereich, und wir wissen aus der Beobachtung kühler Sterne, dass schwarze Körper dieser Temperatur tatsächlich sichtbares Licht emittieren.
Vielleicht möchten Sie die Frage so bearbeiten, dass sie etwa lautet: "Welche Kombinationen von Werten für Parameter (Liste) würden eine Sternbildung ermöglichen (Alter, in dem Sie einen Stern haben möchten)?" Im Moment scheinen Sie zu fragen, wann sich die ersten Sterne gebildet haben.
Muss das CMB überall im Universum sichtbar sein oder würden Sie eine Antwort akzeptieren, die es dem CMB erlaubt, nur in einem bestimmten Teil des Universums sichtbar zu sein?
@Nosajimiki Ich bin davon ausgegangen, dass es dank des kosmologischen Prinzips überall sichtbar wäre und etwaige Abweichungen gering wären. Das heißt, das könnte falsch sein, und wenn die Inhomogenitäten in einigen Regionen zu ausreichend signifikanten Temperaturänderungen führen, um die gewünschten Ergebnisse zu erzielen, wäre es sicher in Ordnung, wenn der CMB nur in diesen Bereichen sichtbar wäre. So . . . Ich glaube, ich bin zweifelhaft, ob es funktionieren könnte, aber wenn es könnte, wäre ich damit zufrieden.
Nur um das ein wenig zu untermauern - so wie ich es verstehe, betragen die Temperaturunterschiede im CMB derzeit nicht mehr als Δ T ∼ 10 − 4ΔT _∼10− 4 , für ein Verhältnis von Δ T / T ≈ 3,7 × 10 − 5ΔT _/ T≈ 3,7 ×10− 5 , welches ist . . . ziemlich niedrig. Selbst für einen heißen CMB entspricht dies nicht Temperaturunterschieden auf Skalen von mehr als einigen Kelvin oder so - obwohl das Verhältnis vielleicht schneller mit Rotverschiebung skaliert als ich denke? Dennoch - scheint es unwahrscheinlich, dass es zu enormen Veränderungen kommt.
Wenn die universelle Hintergrundtemperatur Tausende von Kelvin beträgt, muss der Kühlkörper jeder Wärmekraftmaschine, die Photosynthese umfasst, eine höhere Temperatur haben. Um nach Carnot einigermaßen effizient zu sein, muss die Wärmequelle eine um ein Vielfaches höhere Temperatur haben. Ich fürchte, wir befinden uns hier eindeutig außerhalb des Bereichs jeder denkbaren Chemie.
"wo sich die ersten Sterne bilden, während das CMB noch heiß genug ist, um mit bloßem menschlichem Auge sichtbar zu sein, und bei Wellenlängen existiert, die für die auf Chlorophyll basierende Photosynthese geeignet sind." Abgesehen von Ihrer Hauptfrage wird das Photosynthese-Element Ihrer Geschichte in einer so frühen Ära nicht plausibel sein, bevor schwere Elemente wie Kohlenstoff durch Supernovae erzeugt wurden. Wie hier erwähnt , "war die Urknall-Nukleosynthese nicht in der Lage, schwerere Atomkerne herzustellen, wie sie zum Bau menschlicher Körper oder eines Planeten wie der Erde erforderlich sind."
@Hypnosifl Vielleicht nicht die allerersten Sterne, aber die erste Generation von Sternen sollte aufgrund der Supernova-Nukleosynthese und des r-Prozesses zumindest einige schwere Elemente haben.
@BMF - Aber die blauen Riesen, die in Supernovae enden, haben nach dem, was ich gelesen habe, eine Mindestlebensdauer von etwa 10 Millionen Jahren - das OP scheint zu wollen, dass die Geschichte früher als 10 Millionen Jahre nach dem Urknall spielt, wenn die CMBR wäre immer noch im sichtbaren Bereich. Sie fragen nach der Änderung grundlegender physikalischer Parameter, daher ist es möglich, dass dies den blauen Riesen eine kürzere Lebensdauer verleiht oder die Zeit verlängert, in der sich der CMBR im sichtbaren Bereich befindet.
@Hypnosifl hat einen Punkt, aber einige Sterne der Population III hätten Massen im Bereich von ∼ 100 M ⊙ gehabt~ 100M⊙ bis ∼ 1000 M ⊙∼ 1000M⊙ , wobei letzteres einer Lebensdauer von etwa 1 Million Jahren entspricht, was nicht allzu schlimm ist. Wenn wir den Zeitpunkt des Beginns der Sternentstehung um einen Faktor von etwa 50 verkürzen können, ist es vielleicht nicht so schwer, ihn um eine weitere Million Jahre zu verkürzen.
@HDE226868 Haben Sie darüber nachgedacht, die Art der Erweiterung zu ändern? (Ich glaube nicht, dass es Ihren Anforderungen entspricht, aber ...) Wenn Sie eine Art Skalarfeld wie Quintessenz haben , können Wechselwirkungen zwischen Inflationspartikeln möglicherweise sowohl die unterschiedlichen Geschwindigkeiten der frühen/späten Expansion des Universums antreiben, als auch a Niederschlag von Licht in den Weltraum. Wenn also das inflationäre Feld nicht mehr damit beschäftigt ist, das frühe Universum zu explodieren, wirft es sichtbares Licht in den Weltraum, und dann, wenn das späte Universum kommt, verblasst das Licht, wenn eine allmählichere Beschleunigung der Expansion einsetzt. (Warum auch immer)
Dieser Beitrag eines Astrophysikers befasst sich damit, wie frühes Leben entstehen könnte, und es scheint zu sagen, dass, obwohl blaue Überriesen-Supernovae und Neutronensternkollisionen schon früh schwere Elemente erzeugen könnten, man mehrere Generationen von Sternen benötigen würde, die diese Prozesse durchlaufen, bevor die lokale Kohlenstoffdichte erreicht wird Atome würden hoch genug werden, was etwa 1 - 1,5 Milliarden Jahre dauern würde. Dieser Beitrag weist darauf hin, dass das Problem bei einer einsamen Supernova darin besteht, dass die schweren Elemente mit sehr hoher Geschwindigkeit in alle Richtungen ausgestoßen werden.
Ernsthafte Frage: Was bedeutet dieses kleine Omega-Symbol?
@DTCooper Sie sind die kosmologischen Parameter. Es gibt einen eingebetteten Link im dritten Absatz und wahrscheinlich auch eine Wiki-Seite.
Ah, das 2-jährige Jubiläum dieser Frage ... schon Antworten?

Antworten (2)

Erhöhen Sie die Anfangsdichte der Dunklen Materie.

Von OP:

Die Parameter, die ich ändern möchte, sind die verschiedenen Dichteparameter für Photonen, baryonische Materie, dunkle Materie und dunkle Energie: Ωγ, ΩM, ΩD und ΩΛ.

Von OP:

Angesichts dessen, was ich über die Sternentstehung im frühen Universum weiß (siehe z. B. 1 2 für weitere Informationen), denke ich, dass wir den Prozess in ein paar Schlüsselstadien unterteilen können:

Kleine Dichteschwankungen nehmen zu, wenn Gravitationsinstabilitäten dazu führen, dass Störungen zusammenbrechen. Diese bilden kleine Halos aus dunkler Materie, die reich an Urgas sind.

Dunkle Materie: https://www.pnas.org/content/112/40/12246

Die kosmischen Baryonenmassendichte und das Baryonen-zu-DM-Massenverhältnis sind der Maßstab

ρb=(4.14±0.05)×10−31 g cm−3, ρb/ρDM=0.183±0.005.

also ρDM= 2,262e-30

Die Bildung und Fragmentierung von primordialen Molekülwolken https://arxiv.org/pdf/astro-ph/0002135.pdf

3.1. Entstehung der ersten Objekte Um die physikalischen Mechanismen zu veranschaulichen, die während der Entstehung des ersten kosmologischen Objekts in unserer Simulation wirken, zeigen wir in Abbildung 1 die Entwicklung verschiedener Größen ... In der ersten, vor einer Rotverschiebung von etwa 35, der Jeans Masse in der baryonischen Komponente ist größer als die Masse jeder nichtlinearen Störung. Daher sind die einzigen kollabierten Objekte von dunkler Materie dominiert, und das baryonische Feld ist ziemlich glatt. (Wir erinnern den Leser daran, dass eine Änderung des angenommenen kosmologischen Modells den Zeitpunkt, aber nicht die Art des Zusammenbruchs verändern würde.) In der zweiten Epoche, 23 < z < 35, kollabieren die ersten baryonischen Objekte, wenn die nichtlineare Masse zunimmt .

Das wollen wir tun: das Timing ändern. Wir wollen es schneller.

Also: Anfangsbedingungen direkt nach dem Urknall haben dunkle Materie und baryonische (normale Materie) gleichmäßig ausgebreitet. ρb/ρDM=0.183±0.005 und somit ist baryonische Materie 0.18 so dicht wie dunkle Materie. Die anfänglichen Störungen treten bei dunkler Materie auf – die „kleinen Dichteschwankungen“.

Wenn die dunkle Materie von Anfang an dichter ist (und ich meine die absolute Dichte, nicht relativ zur baryonischen Materie), werden anfängliche Störungen schneller Gravitationskerne bilden, die später die baryonische Materie anziehen können. Mehr dunkle Materie = mehr Gravitation.

Also werden wir die Menge an dunkler Materie im Protouniversum erhöhen. Der Kollaps der Dunklen Materie ist das erste, was passiert, und je mehr davon vorhanden ist, desto schneller wird sie kollabieren.

Wir werden die dunkle Materie 1000000 Mal dichter machen. ρDM = 2,262e-24

Die dunkle Materie wird schneller kollabieren. Wenn wir es noch dichter machen, kann es dann noch schneller zusammenbrechen? Diese Dichtewerte sind nicht sehr dicht, insbesondere wenn Sie die Dichte der Sterne berücksichtigen, die auftreten müssen.

Ich denke, diese Antwort liegt im Rahmen der schwer zu erfüllenden Anforderungen der Frage. Eine Erhöhung der Baryonendichte würde zu einem ähnlichen Ergebnis führen, wie im OP angegeben. Ich denke jedoch, dass eine Erhöhung der Baryonendichte im Hinblick auf die Beschleunigung der Sternentstehung langsamer wäre. So wie ich es verstehe, sind die ursprünglichen Baryonen heiß und dies wirkt ihrer Anhäufung entgegen. Dunkle Materie wird nicht auf die gleiche Weise von Hitze beeinflusst und ist deshalb das erste Material, das sich ansammelt.

Abraham Loeb hat die Möglichkeit eines frühen bewohnbaren Zeitraums zwischen 10 und 17 Millionen Jahren vorgeschlagen, wobei das CMB selbst eine potenzielle Energiequelle für bewohnbare Planeten innerhalb dieses Zeitraums darstellt

Die bewohnbare Epoche des frühen Universums https://lweb.cfa.harvard.edu/~loeb/habitable.pdf

Er liefert auch ein Mittel, mit dem der Halo-Kollaps während dieser Zeit hätte auftreten können.

Mir ist klar, dass dies nicht ganz so weit zurückliegt, wie Sie es brauchen, aber es scheint Sie viel näher zu bringen. Vielleicht gibt es in dieser Theorie genug Spielraum, um den gewünschten Effekt zu erzielen, indem Sie einige der Variablen optimieren, aber ich habe noch nicht viel Zeit damit verbracht.

Gedanken zum sichtbaren Licht

  • Sichtbares Licht ist willkürlich mit dem menschlichen Sehvermögen verbunden, was nur relevant ist, wenn Menschen in der Nähe sind. Wenn Sie "für Menschen sichtbar" durch "sichtbar für einige Kreaturen, die sich im frühen Universum entwickelt haben" ersetzen können, kann Loebs Theorie tatsächlich alle Anforderungen erfüllen. Nur ein Gedanke, bitte ignorieren, wenn nicht relevant.

  • Es gibt viele Arten von Chlorophyll, von denen einige dafür bekannt sind, mit Infrarotlicht zu interagieren ( https://science.sciencemag.org/content/360/6394/1210 ). Diese Anpassungen scheinen in Umgebungen mit wenig Licht entstanden zu sein, also Pflanzen, die die sich in dieser Umgebung entwickelt haben, könnten möglicherweise während des oben genannten Zeitraums direkt aus dem CMB Photosynthese betreiben.

Dies ist nur eine Teilantwort, da es keine Sternentstehung zu dem Zeitpunkt liefert, an dem das CMB für Menschen sichtbar ist, aber es scheint die Frage zu beantworten: "Kann ich die Sternentstehung in diesem Universum früher beginnen lassen als in unserem? " (oder vielmehr deutet es darauf hin, dass die Sternentstehung in unserem Universum möglicherweise viel früher stattgefunden haben könnte, als es die herkömmliche Weisheit vorschreibt)

Es ist ein Anfang, aber die Antwort spricht nicht das Hauptproblem der beschleunigten Sternentstehung an.
@BMF Es verkürzt die Zeit der anfänglichen Sternentstehung um eine Größenordnung gegenüber dem OP.
Wie schnell können sich die ersten Sterne bilden?
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