Сценарий (кратко)
- Исходные данные: наблюдаются реликтовые нейтральные H I‑облака с типичными массами $M_{\mathrm{HI}}\sim 10^8-10^{10}{M}_{\odot }$ и характерными скоростями $v\sim 50-200\mathrm{km}{\mathrm{s}}^{-1}$ при красных смещениях $z\sim 2-6$.
- Эволюция: холодные потоки газa (cold streams) из филаментов МСM подают H I к протогалактическим дискам и компактным протогалактикам. В зависимости от локальных условий поток либо заливает диск и даёт постепенное аккреционное строительство звёзд (режим «плавного» роста), либо локально охлаждается и фрагментируется в массивные кластеры/облака, запускающие бурную звёздообразовательную активность и быстрые гравитационные взаимодействия (режим «быстрой фрагментации»).
Физические критерии (важные соотношения)
- Критерий устойчивости диска (Toomre): $Q=\frac{c_s\kappa }{\pi G\Sigma }$. Для $Q\gtrsim 1$ фрагментация гасится; при $Q\lesssim 1$ — локальная гравитационная фрагментация.
- Массa Джинса: $M_J=\frac{{\pi }^{5/2}{c}_s^3}{6G^{3/2}{\rho }^{1/2}}$. Если локальные массы облаков $M_{\mathrm{cl}}\gtrsim M_J$, произойдёт коллапс.
- Длины и времена: Джинсовская длина ${\lambda }_J=c_s\sqrt{\pi /(G\rho )}$; время свободного падения $t_{\mathrm{ff}}=\sqrt{3\pi /(32G\rho )}$; время охлаждения $t_{\mathrm{cool}}\simeq \frac{1.5n{k}_{B}T}{\Lambda (n,T)}$. Фрагментация вероятна, если $t_{\mathrm{cool}}\ll t_{\mathrm{ff}}$ и/или $Q<1$.
- Соперничество поток/фрагментация определяется также скоростью потока и её турбулентностью: высокая плотность и низкая температура (малый $c_s$) снижают $M_J$ и способствуют фрагментации; сильная турбулентность и высокий сдвиг углового момента поддерживают устойчивость.
Роль холодного аккреционного потока vs быстрая фрагментация
- Холодный поток доминирует если: поток остаётся кинематически упорядоченным (малые локальные возмущения), $t_{\mathrm{cool}}\gtrsim t_{\mathrm{dyn}}$ или $Q\gtrsim 1$. Тогда газ плавно накапливается, формируется ротационный диск, умеренные темпы SFR (${\dot{M}}_{\star }$ сравнимы с аккрецией ${\dot{M}}_{\mathrm{acc}}$). Ожидаемые наблюдаемые признаки: когерентные градиенты скорости, широкие распределения H I с небольшой мелкой структурой, низкая металличность потоков.
- Быстрая фрагментация доминирует если: $t_{\mathrm{cool}}\ll t_{\mathrm{ff}}$, локальные плотности высоки, $Q<1$. Результат — образование массивных клонов/компактов (субгалактик. облаков) с быстрым звездообразованием и возможными мёрцами/слияниями. Наблюдаемые признаки: множественные узкие компонентов в профилях линий, высокая дисперсия скоростей на малых масштабах, повышенная металличность и наличие молекул и пыли в клumpах (продукт быстрой звёздной эволюции).
Ключевые наблюдательные различия (что смотреть)
- Кинематика: поток → гладкий градиент скорости (скоростной shear), фрагментация → множество локальных пиков и широкая внутренняя дисперсия. Требуется разрешение $\lesssim 10\mathrm{km}{\mathrm{s}}^{-1}$.
- Пространственная структура: cold flow → масштаб $>$ кпк, непрерывная; фрагментация → компактные кластеры с размерами $\lesssim$ кпк. Нужна пространственная чувствительность до $\lesssim 1$ кпк.
- Химия и молекулы: низкая металличность и бедность молекулами → свежие холодные потоки; повышенная металличность/${\mathrm{H}}_2$, CO, [C II] → прошедшее звездообразование и фрагментация.
- Наблюдения H I: профиль 21‑см (при $z$ где возможно), Lyman‑α и DLA компоненты; многокомпонентные DLA ↔ фрагментация. Оценить колонку $N_{\mathrm{HI}}$ (чувствительность до $N_{\mathrm{HI}}\lesssim 10^{19}\mathrm{c}{\mathrm{m}}^{-2}$).
- Темп аккреции vs SFR: если ${\dot{M}}_{\mathrm{acc}}\gg {\dot{M}}_{\star }$ → накопление (cold flow); если ${\dot{M}}_{\mathrm{acc}}\sim {\dot{M}}_{\star }$ и локальные SFR всплески → фрагментация/быстрая конверсия.
Какие дополнительные наблюдения нужны (приоритеты и требования)
1. Высокоспектральноразрешающее IFU‑наблюдение линий (Lyα, C II, O III, Hα при доступных z): разрешение по скорости $\lesssim 10\mathrm{km}{\mathrm{s}}^{-1}$, пространственное $\lesssim 1\mathrm{kpc}$. Инструменты: JWST NIRSpec/IFU, ELT/MOS, VLT/MUSE (глубокие).
2. Съёмка холодного газа: ALMA для [C II], CO, CI — чувствительность к малым массам молекулярного газа; для H I при высоком z — 21‑см абсорбция против ярких фоновых источников и будущая 21‑см томография (SKA). Необходима способность обнаруживать $M_{\mathrm{gas}}\sim 10^8{M}_{\odot }$ и колонку $N_{\mathrm{HI}}\sim 10^{19}-10^{20}\mathrm{c}{\mathrm{m}}^{-2}$.
3. Высокочувствительные абсорбционные исследования (DLA, Mg II, C IV) по множеству линий обзора: статистика компонентности, оценки металличности и температуры. Резолюция спектров $R\gtrsim 30,000$.
4. Маппинг температур и плотностей: мультилиниевые диагностики (excited fine‑structure lines, H2) чтобы оценить $t_{\mathrm{cool}}$, $n$, $T$.
5. Связанные измерения SFR и истории: глубинная оптическая/инфракрасная фотометрия и спектроскопия (JWST, ELT) для оценки ${\dot{M}}_{\star }$, возрастов и массовых фракций.
6. Пространственно разрешённая металличность и пылинность внутри облаков/потоков: отделить свежие потоки (низкая Z) от переработанного газа.
7. Сравнение с симуляциями: создавать синтетические наблюдения из гидродинамических симуляций с разной физикой (охлаждение, ионизацией, feedback) для прямого теста признаков холодного потока против фрагментации.
Краткий итог
- Если наблюдаемые массы $M_{\mathrm{HI}}$ и скорости соответствуют упорядоченным потокам и металличность низкая, то доминирует cold accretion — постепенное наращивание галактик. Если же спектры показывают множественные узкие компоненты, высокая внутренняя дисперсия и признаки молекул/пыли, то скорее происходит быстрая фрагментация с бурным звездообразованием. Для однозначного различения нужны высокое пространственно‑ и спектральное разрешение, чувствительные абсорбционные измерения металличности и молекулярного газа, а также 21‑см наблюдения/томография и сравнение с детальными симуляциями.