У нас уже 21989 рефератов, курсовых и дипломных работ
Заказать диплом, курсовую, диссертацию


Быстрый переход к готовым работам

Мнение посетителей:

Понравилось
Не понравилось





Книга жалоб
и предложений

 





Название Наблюдательные проявления активности первый звезд и галактик в ранней Вселенной
Количество страниц 126
ВУЗ МГИУ
Год сдачи 2010
Бесплатно Скачать 23092.doc 
Содержание Содержание
Введение 5

1. Первые барионные объекты во Вселенной

1.1. Введение 25

1.2. Минимальная масса темных гало 26

1.3. Описание вириализации гало темной материи 30

1.3.1. Модели вириализации темных гало 31

1.3.2. Критическая масса 32

1.3.3. Критерий «бурной» релаксации и вириализация гало 33

1.4. Барионы в модели спокойной вириализации 35

1.5. Барионы за фронтами ударных волн 37

1.6. Тепловые и химические процессы 40

1.7. Результаты 41

1.7.1. Модель «спокойной» вириализации 41

1.7.2. Модель «бурной» вириализации 47

1.7.3. Выживание маломассивных объектов. 49

1.8. Обсуждение и выводы 51

2. Источники ионизации Вселенной и звездообразование 53

2.1. Введение 53

2.2. Космические лучи и термохимическая эволюция барионов в темных гало 54

2.3. Минимальная масса первых объектов 56

2

2.4. Эволюция гало 59

2.5. Выводы 71

3. Вириализация темных гало: рождение первых звездных скоплений 73

3.1. Введение 73

3.2. Модель 74

3.2.1. Основные уравнения 75

3.2.2. Начальные условия 77

3.2.3. Критерий фрагментации 78

3.3. Отделение гало от общего расширения 80

3.4. Столкновения субгало 85

3.5. Образование маломассивных объектов 91

3.6. Выводы 93

4. Наблюдение протошаровых скоплений и первые вспышки сверхновых звезд 94

4.1. Введение 94

4.2. Свойства ШС: ограничения из наблюдений 95

4.3. Модель облака протошарового скопления 97

4.4. Светимость в линиях Нг и HD 99

4.5. Сверхновая в облаке протошарового скопления 104

4.6. Излучение в рекомбинационных линиях 107

4.7. Угловые размеры и число объектов 112

4.8. Выводы 116

5. Заключение 117

6. Приложение 120

6.1. Статистика темных гало 120

6.1.1. Число сверхновых 120

6.1.2. Число объектов в радиационной фазе 121

6.2. Излучение в линиях молекул Нг и HD 121

6.2.1. Н2 122

6.2.2. HD 123

6.3. Скорости химических реакций. 125

Литература 126


ВВЕДЕНИЕ

Согласно современным наблюдениям Вселенная обладает великолепно развитой иерархией объектов: звезды объединены в галактики, галактики в скопления и сверхскопления. В то же время исследования анизотропии температуры реликтового излучения (РИ) указывают на то, что в прошлом Вселенная была однородной с точностью до 10~5 (Парийский, Корольков 1986, Smoot et al 1992). Следовательно, возникает вопрос: как происходил переход от таких малых возмущений к наблюдаемой сейчас структуре.

Особый интерес представляет эпоха появления первых звезд и га-лактик, свойства которых определили тепловую и ионизационную историю Вселенной в пострекомбинационную эпоху. Впервые, вопрос о на-чале звездной стадии эволюции Вселенной в рамках горячей модели был сформулирован в работе (Peebles & Dicke 1968), в которой высказана идея о формировании шаровых скоплений сразу после момента рекомбинации водорода. Возможность обнаружения ранних галактик в реком-бинационных линиях водорода была рассмотрена в (Partrige Sz Peebles 1967). Эти исследования вызвали огромный интерес к проблемам образования звезд и галактик, и в последующие годы он только нарастал (Hirasawa 1969, Сучков и Щекинов 1975, Rees &; Ostriker 1977, Изотов 1986, Tegmark et al 1997, Дубрович 2001, Barkana к Loeb 2001, Abel et al 2002).

Изучение дисперсии скоростей звезд и нейтрального газа в галактиках привело к заключению, что большую часть вещества во Вселенной составляет темная материя (Zwicky 1933). На роль носителей темной материи можно рассматривать различные элементарные частицы: от легких и горячих нейтрино до тяжелых и холодных аксионов и нейтралино (Primack 1999). Наблюдения РИ и свойства распределения барионной материи в галактиках и их скоплениях соответствуют предположению о холодной темной материи и темной энергии (ACDM) (Spergel et al 2003, Novosyadlyj et al 2000, Tegmark et al 2003).

Измерения анизотропии РИ указывают на то, что рекомбинация водорода произошла на красных смещениях z ~ 1100 (Peebles 1993). Флуктуации в температуре и темной материи обусловили величину возмущений плотности в барионной компоненте. Часто предполагается, что поле возмущений плотности подчиняется гауссовой статистике - такой вывод следует из современной теории инфляции (Liddle 2003). Главным приемуществом такого описания поведения случайного поля является то, что его свойства полностью определяются спектром, |5&|2, в котором нет доминирующего масштаба, |Jfc|2 ~ кп, п = 1, (Harrison, 1970; Zel'dovich, 1970). Естественной характеристикой возмущения является величина среднеквадратичного отклонения внутри заданной массы М: 0"м ос J dkk^ldkl2 ос М~(п+3)/6. Наблюдения крупномасштабного распределения галактик и измерения температуры РИ позволяют получить ограничение на величину параметра а в эпоху рекомбинации (Smoot et al 1992, Spergel et al 2003). Хотя эти оценки неточны, общее заключение подтверждается существующими данными: начальные флуктуации плотности являются убывающей функцией масштаба (Kolb & Turner 1990), что, в общем, свойственно для моделей Вселенной с холодной темной материей. Начальный энергетический спектр с п = 1 на больших масштабах не изменится, а на малых преобразуется в п = —3 (Peebles 1982), Таким образом, в эпоху формирования структуры величина флуктуации убывала с М: чем больше плотность в заданной области, тем раньше она сжимается. Таким образом, современная структура во Вселенной образовалась в результате скучивания "снизу-вверх": меньшие объекты появились первыми, а далее в результате слияний (столкновений) формировались большие (Peebles 1993).

Отделение барионного вещества от излучения произошло почти сразу после рекомбинации. Далее в расширяющейся Вселенной за счет гравитационной неустойчивости начинается рост возмущений плотности (Зельдович, Новиков 1975). Формально, при учете только гравитационных сил сферическое однородное возмущение сожмется в точку. Более точное автомодельное решение для коллапса сферического неоднородного облака или гало из смеси столкновительной барионной и взаимодействующей только гравитационно темной материи приводит к тому, что в какой-то момент центральная область возмущения отделяется от общего фона и начинает эволюционировать независимо от остальной Вселенной (Gunn & Gott 1972, Bertshinger 1986). Темная материя образует равновесную конфигурацию, то есть вириализуется, в процессе бурной релаксации (Lynden-Bell 1967), в отличие от барионов, кинетическая энергия которых переходит в тепловую в результате возникновения ударных волн, что увеличивает их температуру до некоторого вириального значения. Постепенно барионы сжимаются и со временем образуется обратная ударная волна, устанавливается аккреция на центральную часть облака, при-водящяя в формированию стационарного вириалыюго объекта с профи-лем плотности р ос г z- .

Эта простая картина нарушается, когда становятся существенными эффекты радиационных потерь энергии барионами. В ранней Вселенной газ состоит из первичного вещества: водорода, гелия и незначительного количества более тяжелых элементов (Kolb & Turner 1990). Основными механизмами его охлаждения являются: излучение в линиях нейтральных атомов, потери энергии при свободно-свободном рассеянии электронов и их комптоновском взаимодействии с фотонами РИ. Охлаждение на нейтральном водороде является эффективным только при высоких температурах, Т > 104 К. Следовательно, такой процесс будет существенным только для гало с вириальной температурой выше 104 К, что соответствует массам М > 108 [(1 + z)/10]~3/2M©. При более низких температурах охлаждение наиболее значительно в линиях молекулярного водорода (Saslaw & Zipoy 1967, Peebles & Dicke 1968), следовательно, необходимо тщательно учитывать все возможные процессы, приводящие к образованию молекул ^.Дальнейшая эволюция объекта зависит от того, насколько быстро и эффективно могут охлаждаться барионы. Скорость охлаждения обратно пропорциональна массе, то есть маломассивные гало неспособны терять энергию. Можно найти некоторое характерное значение массы, Mc(z), такое что более массивные объекты будут терять энергию быстро. Определение этой величины, конечно, требует многокомпонентного трехмерного моделирования, включающего динамику темной и барионной материи, а также неравновесную химическую

кинетику, что требует огромных вычислительных ресурсов. Однако, задачу нахождения этого предельного значения можно решить в рамках упрощенной модели. Согласно расчетам, приведенным в работе (Tegmark et al 1997), минимальная масса составляет <~ 106М© и первые объекты образуются на красных смещениях z ~ 30 (для CDM модели). Критерием их формирования является способность газа в гало охладиться значительно быстрее, чем за локальное хаббловское время. В холодном и плотном газе значение массы Джинса может оказаться достаточно малым, и тогда гравитационно неустойчивая область может сформировать уже барионные объекты звездных масс.

Недавно были предприняты попытки детального трехмерного моделирования процесса формирования первых звезд в темных гало с массой ~ 10бМо. В одной из них (Bromm et al 2001) использовался SPH-метод для моделирования эволюции однородного гало с твердотельным вращением (параметер вращения Л = 5% и дополнительными малыми возмущениями со спектром Р(к) ~ к~3). Было получено, что сжимающаяся область образует диск, который фрагментирует на множество облаков с типичной массой <~ 103 М©, что примерно соответствует массе Джинса для температуры ~ 300 К и плотности ~ 104 см~3. На центральную часть каждого из образовавшихся фрагментов медленно аккрецируется вещество до тех пор, пока масса не превысит джинсовскую, после чего из-за сильного охлаждения на молекулах Нг происходит сжатие практически при постоянной температуре. Более детальное исследование поведения холодного облака с массой ~ 103 М© показало, что дальнейшей фрагментации на более мелкие объекты не происходит. Центральное ядро с

массой ~ 100М© сжимается в режиме свободного падения и формируется изотермический профиль плотности. При высоких плотностях становятся существенными процессы образования молекулярного водорода в трехчастичных реакциях (Palla et al 1983). Включая в рассмотрение эти реакции, а также радиационный перенос в линиях Нг в (Omukai & Nishi 1998, Ripamonti et al 2002) исследована эволюция такого ядра и показано, что внутри него рождается протозвезда. Стоит отметить, что масса фрагментов будет существенно зависеть от металличности газа.

В работах другой группы (Abel, Bryan & Norman 2000, 2002) применялся адаптивный алгоритм (Adaptive Mesh Refinement, или AMR) для достижения высокого пространственного разрешения, что позволило проследить образование протозвездного облака. В этом исследовании начальный спектр возмущений в темной материи и газе был расчитан с помощью модели (Seljak & Zaldarriaga 1996). В расчете прослеживалась эволюция одиночного возмущения в межгалактической среде до высоких значений плотности. После начальной стадии сжатия в облаке формируется небольшое ядро с массой ~ 200 М©, что соответствует примерно 1% вириальной массы газа, которое сжимается до состояния близкого к гидростатическому равновесию. Отмечается, что в центральных частях дальнейшей фрагментации не происходит и в облаке рождается массивная звезда.

В (Kamaya & Silk 2002, 2003) высказано предположение о возможности наблюдений эмиссии от газовых фрагментов, дающих начало первым звездам в ранних протогалактиках, в линиях Нг и HD на больших красных смещениях, z-~ 10 — 40. Чувствительность планинируемых в ближайшем будущем телескопов в инфракрасном и миллиметровом диапазонах, ALMA, ASTRO-F, SAFIR, будет достаточной для обнаружения скоплений таких молекулярных протозвездных облаков в галактике. Вообще, в линиях Нг теряется существенная доля энергии газа в гало и, вероятно, это излучение от протогалактик можно зафиксировать на начальных, дозвездных, этапах их эволюции (Shchekinov 1991, Omukai & Kitayama 2003). Для газа в массивных протогалактиках вириальная температура выше 104 К и основная часть его тепловой энергии будет переходить в рекомбинационные линии Lya и Ha (Partrige & Peebles 1967, Shchekinov 1991, Haiman 2000).

Образовавшиеся массивные звезды в гало становятся мощными источниками ветра и ионизирующего излучения и оказывают тем самым решающее влияние на окружающую среду, определяя эффективность звездообразования и всю последующую эволюцию Вселенной (Ferrara 2002). Степень воздействия звездного населения на окружающую среду определяется его начальной функцией масс. Вопрос о форме спектра масс первых звезд остается пока далеким от решения, так что в настоящее время сосуществуют различные, иногда взаимоисключающие, мнения (Elmegreen 2000). Среди них следует отметить три основные гипотезы: 1) начальная функция масс в ранней Вселенной была смещена в сторону больших масс (например, Larson 1998), 2) форма спектра масс универсальна (Gilmore 2001) и она была всегда такой же как и сейчас, 3) спектр масс имеет бимодальное распределение (Nakamura & Umemura 2001). Важной характеристикой спектра масс является минимальное значение массы первых звезд. Простые оценки этой величины были сделаны в работах (Yoneyama 1972, Сучков, Щекинов 1975, Rees 1976, Silk 1977), исходя из предположения о рождении звезд в процессе гравитационной фрагментации и тепловой неустойчивости. Полученные значения чрезвычайно чувствительны к температурному режиму газа и сильно отличаются друг от друга, от 0.1 до 100 М©, а также от результатов численных расчетов, в которых массы первых звезд составляют ~ 1000 М© (Bromm et al 2001). Верхний предел масс звезд существенным образом зависит от темпа аккреции вещества на протозвездное ядро. Известные в настоящее время оценки также крайне неопределенны и варьируются от 10-20 М© (Дорошкевич, Колесник 1976) до 100-600 М© (Omukai к Palla 2003).

Эволюция первых звезд с нулевой металличностыо качественно отличается от эволюции звезд с металлами. При отсутствии катализаторов для протекания CNO-цикла, ядерное горение происходит не по стандартному пути. На первых стадиях горение водорода идет по неэффективному рр-циклу, центральная температура достигает очень высоких значений (Тс ~ 108 К), что достаточно для начала горения гелия. На этих стадиях образуется некоторое количество тяжелых элементов и звезда переходит к обычному CNO-циклу. Эффективная температура звезд без металлов значительно выше, чем богатых ими, в частности, звезды с массами 20 — 100М© излучают, соответственно, 1047 — 1048 с^М©"1 ионизирующих квантов (Tumlinson & Shull 2000). Таким образом, вероятно, первые звезды можно будет обнаружить по сильному излучению в ре-комбинационных линиях Lya и Hell 1640A (Oh 1999, Tumlinson & Shull 2000). Предварительные оценки показывают, что такое излучение может наблюдаться с помощью планируемого телескопа JWST (Haiman 2000).
Однако, излучение с длиной волны меньше предела в 1215А испытывают значительное ослабление из-за поглощения фоновым нейтральным водородом - эффект Гана-Петерсона (Шкловский 1964, Gunn & Peterson 1965), а более длинноволновые кванты будут свободно распространяться в межгалактической среде. Таким образом, первые объекты можно обнаружить также по мощному свечению в линиях На и Hell 4686A (Oh et al 2000), а при наличии в окружающем пространстве металлов также и по поглощению в линиях 01 1302А, CI 1656A и Sill 1260А (Oh 2002).

Области НИ от первых звездных скоплений сильно излучают в реком-бинационных линиях водорода и их, вероятно, возможно обнаружить на больших красных смещениях (Stiavelli et al 2003). Очень горячий газ в сверхоболочках, образовавшихся вокруг сверхновых, молодых звездных скоплений и галактик взаимодействует с фотонами РИ, поэтому изучение свойств первых сверхновых возможно на основе наблюдений эффекта Сюняева-Зельдовича (Oh et al 2003). Безусловно, обнаружение сверхновых на больших красным смещениях позволит существенно уточнить космологические параметры, однако представляет самостоятельный интерес, будучи индикатором начальной стадии звездной эволюции во Вселенной.

Рождение первого поколения звезд в темных гало существенным образом влияет на звездообразование в окружающей межзвездной среде. Фотоны с энергией выше 13.6 эВ разрушают молекулы Нг и, как следствие, ограничивают эффективность обусловленных ими радиационных потерь (Haiman et al 1997). Кроме того, ионы Н~, основной реагент при образовании Нг на z < 100, разрушаются квантами 10-11 эВ (Ciarcli et al 1998). Таким образом, излучение от звезд будет подавлять дальнейшее звездобразование и существенно увеличивать минимальное значение массы гало, в котором барионы могут охлаждаться. Как уже упоминалось, первое звездное население, вероятно, состояло в большей степени из массивных звезд, которые, как известно, эволюционируют довольно быстро, так что за время ~ 106 лет они переходят в заключительную фазу, например, превращаются в черные дыры, наиболее массивные из которых могут быть зародышами миниквазаров (Loeb & Rasio 1994). Рентгеновское излучение от миниквазаров может способствовать образованию анионов Н~ (Haiman et al 1997). Таким образом, первые звезды могут как подавлять так и усиливать производство молекул водорода.

Теоретические исследования эволюции очень массивных звезд указывают на то, что конечная эволюционная стадия сильно зависит от массы звезды (Heger & Woosley 2002), в частности, для звезд с массами 40 — 140М© это будет нейтронная звезда или черная дыра, для звезд с массой > 26ОМ0 - очень массивная черная дыра. Особенно интересным является промежуточный интервал масс 140 — 260М©, конечной стадией таких звезд будут сверхновые, которые взрываясь выбрасывают все вещество в окружающую межзвездную среду (Schneider et al 2003), и, таким образом, все тяжелые элементы, синтезированные в процессе их эволюции, обогащают межзвездную среду. Увеличение металличности усиливает охлаждение газа, в результате чего повышается темп звездообразования, уменьшается масса Джинса и возникают условия для рождения маломассивних звезд. Однако, перенос и перемешивание металлов в межзвездной и межгалактической среде являются существенно недиффузионными процессами, что согласуется с наблюдаемым крайне неоднородным распределением тяжелых элементов в межгалактической среде (Songaila 2001, Pettini et al 2001). Эффективность перемешивания определяется динамическими процессами в межзвездном и межгалактическом пространстве: образованием сверхоболочек при множественных взрывах сверхновых в карликовых галактиках (Maclow & Ferrara 1999), выметанием пыли ветром от молодых сколений звезд (Вибе, Шустов 1995), обдиранием плотных обогащенных металлами внешних областей карликовых галактик межгалактическим ветром (Scanapieco et al 2000, Дедиков, Щекинов 2004). Все они в какой-то мере ответственны за перенос тяжелых элементов на различных пространственных масштабах, однако во всех случаях конечное распределение металлов в пространстве остается в высокой степени неоднородным (Shchekinov 2002, Ferrara 2003). Это обстоятельство, по-видимому, определяет и неоднородный характер звездообразования в ранней Вселенной.

Взрывы сверхновых существенным образом влияют на скорость звез-дооборазования в окружающей межзвездной среде. С одной стороны, при этом родительское облако сверхновой может быть разрушено, а с другой, в плотной и холодной оболочке сверхновой в результате газодинамических неустойчивостей могут создаваться условия для образования звезд малой массы. Так как в оболочке практически отсутствуют тяжелые элементы, то такое второе поколение звезд не будет содержать металлов (они могут появиться в результате последующей эволюции, например, за счет аккреции уже обогащенного межзвездного вещества в более позднюю эпоху). Совсем недавно была открыта звезда с аномально низким содержанием тяжелых элементов (Chriestlieb et al 2003) - предполагается, что такие звезды формируются именно в оболочках первых сверхновых (Salvaterra et al 2003).

Появление первых звезд и скоплений, галактик и квазаров увеличивает поток ионизирующих квантов, в результате чего в межзвездной и межгалактической среде формируются зоны. НИ, которые расширяются за счет все возрастающего излучения от новых объектов (Shapiro & Kang 1987, Gnedin & Ostriker 1997). Локальные горячие области начинают перекрываться, образуя все большие (Gnedin 2000), наконец, происходит их объединение - такой процесс называется вторичным разогревом или реионизацией Вселенной. Начиная с этого момента Вселенная становится прозрачной для квантов короче лаймановской длины волны, а обнаружение значительного поглощения в спектрах удаленных объектов позволяет определить, когда произошло столь существенное изменение характеристик газа. Наблюдения далеких квазаров и галактик указывают на то, что Вселенная была полностью ионизована kz« 6.5 (Becker et al 2002). Изучение распределения нейтрального водорода на этих и больших красных смещениях будет возможно по измерениям в линии 21 см (Madau et al 1996, Tozzi et al 2000), это позволит «увидеть» влияние взрывов сверхновых и ультрафиолетового (УФ) излучения от массивных звезд на процесс реионизации, а также получить детальную информацию о флуктуациях плотности в эпоху формирования первых звезд и вариаций температуры атомарного водорода из-за УФ и рентгеновского излучения от первых объектов.

Процесс реионизации и история звездообразования (30) во Вселенной тесно связаны. Увеличение ионизирующего излучения от звезд и галактик приводит к разогреву Вселенной, что в свою очередь подавляет звездообразование в маломассивных объектах (Barkana & Loeb 1998). Измерения скорости 30 вплоть до красных смещений 5 дают очень неопределенные результаты, однако, общий вывод таков: темп 30 в эпоху формирования первых объектов был выше, чем в современной Вселенной (Madau et al 1996). Считается, что на красных смещениях z = 7 — 12 Вселенная могла быть уже полностью ионизована (Gnedin & Ostriker 1997), хотя в некоторых моделях с очень ранним массивным звездным населением и молодыми миниквазарами предсказывались и большие красные смещения, соответствующие полной реионизации (Сеп 2003). Согласно измерениям поляризации РИ спутником WMAP (Kogut et al 2003), оптическая толщина газа к томсоновскому рассеянию оказалась равной те = 0.16, что соответствует тому, что вторичная ионизация Вселенной началась на красных смещениях z = 17. Это может быть обусловлено очень ранним этапом звездообразования (Сеп 2002), либо, например, распадом нестабильных частиц (Sciama 1983, Hansen & Haiman 2003, Kasuya et al 2003, Chen к Kamionkowski 2003).

Таким образом, последние исследования далеких галактик и квазаров на красных смещениях ~ 6.5, обнаружение эффекта Гана-Петерсона (Becker et al 2002, Fan et al 2002), а также отождествление линий металлов в спектрах областей Lya-леса на z ~ 3 — 5 (Songaila & Cowie 1996) привлекли внимание к процессам рождения звезд, звездных скоплений и галактик в ранней Вселенной.
Список литературы .
Цена, в рублях:

(при оплате в другой валюте, пересчет по курсу центрального банка на день оплаты)		 1425
Скачать бесплатно 23092.doc 





Найти готовую работу


ЗАКАЗАТЬ

Обратная связь:


Связаться

Доставка любой диссертации из России и Украины

Вход для партнеров

Регистрация

Восстановить доступ

Материал для курсовых и дипломных работ


Ссылки:

Выполнение и продажа диссертаций, бесплатный каталог статей и авторефератов

Счетчики:

Besucherzahler
счетчик посещений

© 2006-2024. Все права защищены.
Выполнение уникальных качественных работ - от эссе и реферата до диссертации. Заказ готовых, сдававшихся ранее работ.