Электронная библиотека Веда
Цели библиотеки
Скачать бесплатно
Доставка литературы
Доставка диссертаций
Размещение литературы
Контактные данные
Я ищу:
Библиотечный каталог российских и украинских диссертаций

Вы находитесь:
Диссертационные работы России
Физико-математические науки
Астрофизика, радиоастрономия

Диссертационная работа:

Васильев Евгений Олегович. Наблюдательные проявления активности первых звезд и галактик в ранней Вселенной : Дис. ... канд. физ.-мат. наук : 01.03.02 : Ростов н/Д, 2004 142 c. РГБ ОД, 61:04-1/713

смотреть содержание
смотреть введение
Содержание к работе:

Введение 5

1. Первые барионные объекты во Вселенной 25

  1. Введение 25

  2. Минимальная масса темных гало 26

  3. Описание вириализации гало темной материи 30

  1. Модели вириализации темных гало 31

  2. Критическая масса 32

  3. Критерий «бурной» релаксации и вириализация гало 33

  1. Барионы в модели спокойной вириализации 35

  2. Барионы за фронтами ударных волн 37

  3. Тепловые и химические процессы 40

  4. Результаты 41

  1. Модель «спокойной» вириализации 41

  2. Модель «бурной» вириализации 47

  3. Выживание маломассивных объектов. 49

1.8. Обсуждение и выводы 51

2. Источники ионизации Вселенной и звездообразование 53

  1. Введение 53

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

  3. Минимальная масса первых объектов 56

  4. Эволюция гало 59

  5. Выводы 71

3. Вириализация темных гало: ролсдение первых звездных
скоплений 73

  1. Введение 73

  2. Модель 74

  1. Основные уравнения 75

  2. Начальные условия 77

  3. Критерий фрагментации 78

  1. Отделение гало от общего расширения 80

  2. Столкновения субгало 85

  3. Образование маломассивных объектов 91

  4. Выводы 93

4. Наблюдение протошаровых скоплений и первые вспышки
сверхновых звезд 94

  1. Введение 94

  2. Свойства ШС: ограничения из наблюдений 95

  3. Модель облака протошарового скопления 97

  4. Светимость в линиях Н2 и HD 99

  5. Сверхновая в облаке протошарового скопления 104

  6. Излучение в рекомбинационных линиях 107

  7. Угловые размеры и число объектов 112

  8. Выводы 116

5. Заключение

6. Приложение 120

6.1. Статистика темных гало 120

  1. Число сверхновых 120

  2. Число объектов в радиационной фазе 121

6.2. Излучение в линиях молекул Н2 и HD 121

  1. Н2 122

  2. HD 123

6.3. Скорости химических реакций. 125

Литература 126

Введение к работе:

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 Ю-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 & 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 & Loeb 2001, Abel et al 2002).

Изучение дисперсии скоростей звезд и нейтрального газа в галакти-

ках 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, |J&|2 ~ кп, п = 1, (Harrison, 1970; Zel'dovich, 1970). Естественной характеристикой возмущения является величина среднеквадратичного отклонения внутри заданной массы М: &м ос f dkkPldkl2 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 удар-

ная волна, устанавливается аккреция на центральную часть облака, приводящая 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)/W]-3/2MQ. 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 Нг. 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 ~ 106Мо. 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 1 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 М0, 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 1 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 & 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_1М-1 ионизирующих квантов (Tumlinson & Shull 2000). Таким образом, вероятно, первые звезды можно будет обнаружить по сильному излучению в ре-комбинационных линиях Lya и Hell 1640А (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 4686А (Oh et al 2000), а при наличии в окружающем пространстве металлов также и по поглощению в линиях 01 1302А, СІ 1656А 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 (Ciardi 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 > 260М - 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 лаимановскои 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 (ЗО) во Вселен-

ной тесно связаны. Увеличение ионизирующего излучения от звезд и галактик приводит к разогреву Вселенной, что в свою очередь подавляет звездообразование в маломассивных объектах (Barkana к Loeb 1998). Измерения скорости 30 вплоть до красных смещений 5 дают очень неопределенные результаты, однако, общий вывод таков: темп ЗО 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 к 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 к 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 к Cowie 1996) привлекли внимание к процессам рождения звезд, звездных скоплений и галактик в ранней Вселенной. Значительный прогресс в понимании физических процессов в эту эпоху развития Вселенной связан в основном с

успехами наблюдательной астрономии, которые в свою очередь обусловлены введением в строй больших наземных телескопов нового поколения (Keck, VLT, Subaru, Gemini) и успешным осуществлением космических программ (СОВЕ, HST, Chandra, WMAP и других). В ближайшем будущем ожидается реализация еще больших инструментов как наземных: Euro50, OWL, SKA, LOFAR, так и космических: JWST, First, Planck, GLAST. Чувствительность этих телескопов будет достаточной для изучения первых стадий эволюции звезд и галактик, поэтому актуальной задачей является детальное исследование ожидаемых свойств таких объектов и их возможных наблюдательных проявлений. Отдельные аспекты этой задачи рассмотрены в настоящей диссертационной работе.

Содержание работы

Во введении обосновывается актуальность темы диссертации, кратко изложено содержание глав.

В первой главе исследуется химическая и тепловая эволюция ба-рионной компоненты в гравитационном поле маломассивных первичных гало темной материи в процессе их вириализации. Под маломассивными понимаются такие гало, для которых характерное время охлаждения барионов может заметно превышать сопутствующее хаббловское время, так что процесс охлаждения может длиться до современной эпохи, z ~ 0. Описание процесса вириализации осуществляется в рамках двух сценариев: сценария «спокойной» вириализации, в котором небарионная компонента монотонно коллапсирует до вириального состояния, в котором ее плотность предполагается постоянной, в то время как барионы сжимаются в гравитационном поле темной материи, и сценария «бурной»

вириализации, в котором предполагается, что установление вириального состояния в барионной компоненте осуществляется в ударных волнах, образующихся под действием флуктуации потенциала небарионной материи.

В модели «спокойной» вириализации показано, что барионные объекты с массами, превышающими (0.3—10)-Ю^ь/Г^М могут сжиматься и давать начало звездным системам в современную эпоху. Барионные объекты с массами (0.1 —12) Ю6Г2&/Г2ТОМ0 вириализующиеся на z = 40 —10 формируют гравитационно-связанные системы к z == 6, Поскольку функция масс первых объектов убывает с массой (по-видимому, быстрее чем М-1), это может означать, что производство ионизующих квантов во Вселенной при z < б будет выше, чем обычно предсказывается.

В случае «бурной» вириализации эффективность молекуляризации водорода значительно возрастает и может достигать в некоторых случаях величины Нг/Н^ 0.01, что по крайней мере на порядок превышает существующие в настоящее время оценки. В результате этого облегчаются условия для рождения первых гравитационно-связанных объектов сравнительно малых масс, М 2 105Мо, следствием чего может являться существенное увеличение доли массы, вошедшей в объекты населения III, а также смещение момента начала формирования первых звезд во Вселенной в сторону больших красных смещений.

Отмечается, что сама оценка минимальной массы образующихся объектов коренным образом зависит от принимаемого критерия охлаждения барионов. В частности, если относить к классу таких объектов те из них, в которых барионы в процессе охлаждения сжимаются до плотно-

сти, превышающей плотность темной материи в центральных областях гало, то за сопутствующее хаббловское время этого состояния достигают только такие гало, масса которых на полпорядка превышает известный предел (Tegmark et al 1997).

Рассмотрено влияние ударных волн, которые по необходимости возникают в процессе вириализации гало, на тепловой режим барионов в рамках упрощенного подхода. Показано, что минимальная температура барионов достигается при столкновении фрагментов с массами, вполовину меньшими массы гало. Хотя доля таких гало, по-видимому, невелика, именно они могут давать начало образованию наименее массивных первых объектов, с массами (0.6 — 12) 105М, что меньше предела (Tegmark et al 1997) в 2-12 раз.

Во второй главе рассматривается влияние дополнительного ионизирующего излучения, образующегося при взаимодействии космических лучей сверхвысоких энергий с квантами РИ, на термохимическую эволюцию барионной компоненты.

Показано, что присутствие космические лучи (КЛ) сверхвысоких энергий в ранней Вселенной ускоряет эволюцию газа и понижает предельную минимальную массу гало, в котором барионы могут охлаждаться, по сравнению со стандартной историей рекомбинации. В частности, при параметрах космических лучей, близких к теоретически ожидаемым, объекты с барионной массой 3-Ю5 0,ь/^т Мэ могут формироваться на красном смещении z = 25. Следовательно, в таких условиях барионы способны охлаждаться и формировать звездные объекты на больших красных смещениях, причем их доля возрастает на порядок. Возможным

последствием этого может явиться более значительное и раннее производство ультрафиолетовых фотонов и ускорение процесса реионизации Вселенной.

В третьей главе исследуется вириализация и слияния гало в иерархической модели Вселенной. Процесс представляет собой столкновение двух встречных потоков барионов и темной материи. Тепловую и химическую эволюцию барионной компоненты при вириализации гало можно описать, ограничившись одномерным приближением.

При вириализации массивных гало концентрация Н2 может достигать Ю-2 и весь дейтерий, благодаря эффектам химического фракционирования, будет быстро связываться в HD. Из-за сильного охлаждения на этих молекулах температура за фронтом ударной волны способна падать до ~ 60 К. Значение массы Джинса за фронтом ударной волны может оказаться меньше массы барионной компоненты при вириализации гало 6 106М на красном смещении zv ~ 20, а при образовании гало М > 107М масса Джинса может оказаться Mj < 100М.

Показано, что при этом в газе за фронтом УВ возникают условия для формирования барионных конденсаций с массой 10 — 103 М, которые в дальнейшем дадут начало первым звездам и скоплениям. В процессе последующей фрагментации таких конденсаций в первичном веществе возможно образование звезд М = 1 — ЗМ. Поэтому начальная функция масс первых звезд не должна быть с необходимостью смещена в сторону массивных звезд.

В четвертой главе изучается возможность наблюдения протошаро-вых скоплений в линиях В-2 и HD, а также излучения от оболочек первых

сверхновых в них на больших красных смещениях. В рамках предположения о том, что шаровые скопления родились в очень плотных газовых объектах, аналогичных молекулярным облакам Галактики, расчитаны светимости от них в линиях Н2 и HD на дозвездной стадии эволюции.

Показана возможность детектирования излучения в линиях Lya, На и Не1б40А от оболочки первой сверхновой в шаровом скоплении (ШС) на начальной фазе звездообразования в нем. Ожидаемые светимости в этих линиях от сверхновых (СН), вспыхивающих в отдельных ШС и карликовых галактиках оказываются сравнимыми. В частности, сверхновые в ШС в яркой фазе могут быть зафиксированы на телескопах следующего поколения. Результатом таких наблюдений должно быть определение характерного момента для формирования шаровых скоплений и выявление наиболее подходящего сценария их образования.

В заключении сформулированы выводы.

В приложении приведены детали расчета числа темных гало, сверхновых, объектов в радиационной фазе как функции красного смещения в рамках иерархической модели формирования структуры. Даны функции охлаждения на молекулах Нг и HD, и скорости основных химических реакций образования этих молекул в первичном веществе.

Положения выносимые на защиту

1. Маломассивные гало темной материи, вириализующиеся без возникновения ударных волн, представляют собой медленно-эволюционирующие объекты, которые образуются на больших красных смещениях z ~ 10 — 20, выживают в эпоху реионизации Вселенной и испытывают процесс звездообразования в современную эпоху. Массы

таких объектов близки к массам карликовых галактик.

2. Присутствие космических лучей сверхвысоких энергий в ранней
Вселенной ускоряет тепловую эволюцию газа и понижает предельную
минимальную массу гало, в котором барионы могут охлаждаться по
сравнению со стандартным сценарием рекомбинации. В таких условиях
барионы способны формировать звездные объекты на больших красных
смещениях, причем их доля возрастает на порядок. Возможным послед
ствием этого может явиться более значительное и раннее производство
ультрафиолетовых фотонов и ускорение процесса реионизации Вселен
ной.

  1. Ударные волны, возникающие при бурной релаксации гало, приводят к понижению минимальной массы первых звездных систем и более раннему началу их формирования (z ~ 25). Следствием этого является увеличение доли барионов, вошедших в звезды, и соответствующее увеличение потока ионизующего излучения. Внутри вириализующихся гало газ за фронтами ударных волн охлаждается до низких температур и возникают условия для фрагментации сжатого слоя и формирования маломассивных барионных конденсаций, которые в дальнейшем дадут начало первым звездам.

  2. Вспышки сверхновых на начальных фазах эволюции шаровых скоплений могут сопровождаться длительными (~ 300 —103 лет в сопутствующей системе) всплесками излучения в линиях Lya, На и Не 1640А, которое может регистрироваться телескопами следующего поколения (JWST, Euro 50, OWL). При этом длительность яркой фазы оболочек сверхновых в этих линиях существенно больше времени нахождения

сверхновой в максимуме блеска.

Объем и структура диссертации. Диссертация состоит из введения, четырех глав, заключения, приложения и списка цитируемой литературы из 183 наименований, 30 рисунков, 2 таблиц. Общий объем диссертации 142 страницы.

Личный вклад Работы, на основе которых написана диссертация, выполнены автором совместно с Ю.А. Щекиновым. При этом автор принимал непосредственное участие в постановке задачи и анализе результатов. Разработка численных алгоритмов и программ, необходимых для достижения целей исследования, принадлежит автору.

Везде в работе, если особо не оговорено, предполагается модель Вселенной с холодной темной материей и Л-членом (ACDM), Q, = 1, Om = 0.29, Qb = 0.047, ПА = 0.71, постоянная Хаббла h = 0.72, а = 0.9.

Подобные работы
Ламзин Сергей Анатольевич
Интерпретация наблюдательных проявлений активности классических звезд типа Т Тельца в рамках модели магнитосферной аккреции
Бурлак Марина Андреевна
Исследование подсистемы новых звезд в Галактике
Ченцов Евгений Леонидович
Оптическая спектроскопия звезд экстремально высокой светимости в Галактике
Кожевникова Алла Валерьевна
Пятенная активность избранных двойных звезд типа RS CVn
Ховричев Максим Юрьевич
Экваториальные координаты и собственные движения 58483 звезд до 16.5^m в пулковских площадках с галактиками в системе ICRS и их исследование
Наговицын Юрий Анатольевич
Квазипериодические проявления солнечной активности на различных временных шкалах
Маркина Нина Витальевна
Соотношение ситуативных и надситуативных проявлений активности у одаренных учащихся
Леушканова Светлана Владимировна
Влияние смысловой сферы личности на проявление творческой активности в деятельности
Волкова Дарья Александровна
Проявления свойств активности темперамента в параметрах речевых действий
Чивилева Ирина Вячеславовна
Личностные характеристики активности и их проявления в речи

© Научная электронная библиотека «Веда», 2003-2013.
info@lib.ua-ru.net