Содержание к диссертации
Введение
Глава I. Современное состояние проблемы образования звезд с первичным химическим составом 8
1. Наблюдательные данные о свойствах звезд первого поколения. 9
2. Образование молекулярного водорода и его роль в тепловой эволюции облаков с первичным химическим составом в энтропийной теорий
3. Образование молекулярного в адиабатической теории 14
4. Эволюция протозвезд и массы звезд первого поколения 17
Глава 2. Химические процессы в веществе с первичным химическим составом 20
1. Модель "блина" 20
2. Скорости столкновительных химических реакций 22
3. Радиационные процессы 36
4. Охлаждение первичного вещества. 49
Глава 3. Кинетика образования молекулярного водорода и термохимическая неустойчивость 58
1. Исходная модель, основные уравнения 58
2. Результаты расчетов кинетики образования 62
3. Возможность обнаружения фазы образования моле кулярного водорода во Вселенной 72
4. Термохимическая неустойчивость вещества с первичным химическим составом 79
Глава 4. Эволюция изотермических шаров под дейстшем изменяющегося внешнего давления 86
1. Начальные модели изотермических шаров 87
2. Поведение облака в переменном внешнем давлении 92
3. Связь мезаду характерными временами 101
4. Эволюция изотермических облаков с первичным химическим составом 104
Глава 5. Динамические стадии сжатия протозвезд с первичным химическим составом 111
Заключение 123
Литература 128
- Образование молекулярного водорода и его роль в тепловой эволюции облаков с первичным химическим составом в энтропийной теорий
- Скорости столкновительных химических реакций
- Возможность обнаружения фазы образования моле кулярного водорода во Вселенной
- Эволюция изотермических облаков с первичным химическим составом
Введение к работе
Исследование условий образования звезд первого поколения и определение их физических характеристик имеет важное значение в проблеме формирования галактик и крупномасштабной структуры Вселенной.
Звезды первого поколения, по-видимому, давали существенный вклад в нагрев и обогащение тяжелыми элементами межгалактической среды. В некоторых теориях образования галактик взрывы звезд первого поколения привлекаются для объяснения наблюдаемой крупномасштабной структуры в распределении галактик.
На ранних этапах расширения Вселенной вещество практически не содержало тяжелых элементов. С другой стороны, известно, что физические характеристики звезд в значительной степени, определяются эффективностью теплоотвода при коллапсе протозвезд. В современных межзвездных облаках теплоотвод осуществляется, в основном, пылевыми частицами и тяжелыми элементами. Даже незначительное обогащение среды тяжелыми элементами, массовая доля которых Z~I0 - 10 , приводит к формированию звезд с функцией масс, подобной наблюдаемой в нашей галактике. В отсутствие тяжелых элементов основным источником тепло-отвода в протогалактиках при низких температурах, когда создаются условия для выделения и сжатия протозвезд, является молекулярный водород. Вклад других молекул, таких как HD , Hjjj, в функцию охлаждения невелик. Следовательно, функция масс звезд первого поколения зависела от эффективности образования молекул Н в первичном веществе.
Основная цель диссертации заключается в проведении анали-
- 5 -за основных химических процессов в разреженном холодном веществе с первичным химическим составом, исследовании кинетики формирования молекулярного водорода при физических условиях, рассматриваемых в адиабатической теории образования галактик, расчете скорости охлаждения газа молекулами Н«. На основе этого исследуется термохимическая неустойчивость остывающего вещества "блинов", которая может приводить к выделению облаков звездных масс. Проводится анализ результатов расчетов коллапса протозвезд с первичным химическим составом и делается вывод о характерных массах звезд первого поколения.
Диссертация состоит из введения, пяти глав и заключения.
В главе I проводится обзор наблюдательных данных о возможных свойствах звезд первого поколения, а также рассмотрены имеющиеся исследования по тепловой и химической эволюции газа в протогалактиках.
Во второй главе анализируются основные химические реакции, которые могут оказывать существенное влияние на процесс образования молекулярного водорода, рассчитан ряд скоростей реакций с учетом неравновесного характера их протекания. Кроме этого приводятся результаты расчетов функции охлаждения молекулярным водородом в диапазоне температур Т = ICr - 10 К и концентраций частиц Kl= I - 10 см .
В главе 3 исследуется кинетика образования молекулярного водорода в "блинах" при различных начальных условиях. Результаты этих расчетов используются для исследования термохимической неустойчивости газа, охлаждаемого молекулами Hg. Получено, что возможен распад центральных слоев "блинов" на холодные фрагменты, определены их характерные массы. Рассчитывается
- б -
поток излучения, ожидаемый от "блинов", во вращательных и колебательных линиях молекулярного водорода.
Образование молекулярного водорода и его роль в тепловой эволюции облаков с первичным химическим составом в энтропийной теорий
В адиабатической теории образования галактик первоначально формируются объекты самых больших масштабов, имеющие массы М 10х MQ, в которых в дальнейшем происходит образование галактик и звезд. Гравитационное сжатие адиабатических неодно-родностей плотности после эпохи рекомбинации приводит на красных смещениях z 5 - 8 [7J к образованию плоских структур, получивших название "блинов".
На нелинейной стадии сжатия газовая компонента "блина" тормозится и разогревается в ударной волне, ограничивающей сжатое вещество [9,18,Пб] . Внутри "блина" находится тонкий слой адиабатически сжатого газа, имеющий температуру Т 1СР К
С обеих сторон к нему примыкают слои газа, сжатого и нагретого в ударной волне, которая образует границу газового "блина". Ближе к адиабатическому слою расположен газ, успевший остыть до Т КР К, дальше слой горячего газа с температурой Т» Ю6 - Ю7 К [Пб] . Учет массивных нейтрино [lO,I2] не оказывает существенного влияния на газодинамические и тепловые процессы в газовом "блине", среди которых наиболее важными являются следующие [42J : 1. В реальном трехмерном "блине" при пересечении веществом косой ударной волны, ограничивающей газовый "блин", в сжатом газе появляются мощные вихревые движения [б,9,18J . 2. В остывшем центральном слое развивается неустойчивость Кельвина- Гельмгольца [б] и тепловая неустойчивость, ведущие к распаду слоя на отдельные облака, а также к турбулизации горячего газа. Эта турбулентность поддерживается потоком энергии через ударную волну. Таким образом, "блин" - это облака холодного газа с температурой Т«Ю4 К и концентрацией частиц П = 0.1 см" 3 [5,9, 14, 18,72] , движущиеся в горячем газе с Т 10б - 1(Р К, и все это погружено в нейтринный "блин" [42] . Гравитационное сжатие холодных облаков, масса которых превосходит массу Джинса ( Мс 10 - 1Сг М0) , в периферийных областях "блинов" может приводить к образованию облаков HI и карликовых галактик, а в центральных областях эти облака входят в состав больших галактик [72,42 ] . В рассмотренной картине образования крупномасштабной структуры важное место занимает выяснение условий, при которых происходит формирование протозвезд с первичным химическим составом. В отсутствие тяжелых элементов атомарный газ может охладиться лишь до температуры Т I04 К. В "блинах" такой 7 8 температуре соответствует джинсовская масса МгтГ Ю - 10 MQ. Образование гравитационно связанных облаков, имеющих массы, близкие к массам звезд, становится возможным, если в веществе "блина" образуется заметное количество молекулярного водорода (Хн Ю 4) , способного охладить газ до более низких температур. Вклад других молекул в скорость охлаждения невелик, В работах [44,45] рассчитано содержание молекул в первичном веществе и эффективность охлаждения горячего протога-лактического газа (Т Ю4 к) с концентрацией частиц /гКГ1 - 10 см" . Получено, что основной процесс, ограничивающий концентрацию молекулярного водорода, - это разрушение ионов Н излучением, приходящим от горячих слоев "блина". Интенсивность этого излучения рассчитана в работах [іЗ,Іб] . Учет излучения приводит авторов [44,45J к выводу, что образование молекул Н в количествах, достаточных для охлаждения газа до низких температур, возможно лишь при концентрациях частиц YI 10 см , значительно больших, чем концентрация частиц К1 0.1 см"3 в остывшем до Т Ю4 К слое "блина" [9,18, 42,116] . Поэтому в [39J в качестве возможного процесса, способствующего образованию молекулярного водорода, рассмотрено столкновение облаков. В результате значительного уплотнения облаков происходит быстрое образование молекул Но, обеспечивающих охлаждение газа до температуры Т 10 - 30 К.
В работах[44,45J не учтены два важных обстоятельства, характерных для "блинов". Первое из них заключается в том, что химические реакции в разреженной среде в значительной степени неравновесны. Одна из основных реакций разрушения молекулярного водорода - реакция диссоциации Ъ + Н— 3 Н в условиях "блинов" значительно меньше равновесной скорости диссоциации при высоких плотностях [70,59,104] . Детальный расчет показывает, что при концентрациях частиц Yl ICr см" скорость этого процесса [20,92] в I02 - Ю3 раз меньше используемой в [44,45] .
Второе обстоятельство заключается в том, что остывающи газ в "блине" при Т Ю4 К имеет степень ионизации значительно большую, чем стационарное значение Хе Ю 3, используемое в [44,45] . Поскольку в "блинах" образование молекулярного водорода в основном происходит с участием ионов Н и Hg, большое содержание свободных электронов способствует формированию молекул Hg.
Эти особенности в физическом состоянии вещества учтены в работах [23,24,25,46] , где показано, что в "блинах" относительная концентрация молекулярного водорода может достигать величины Xu 10 Формирование молекулярного водорода и охлаждение газа до Т 10 К способствуют развитию термохимической неустойчивости, приводящей к образованию холодных облаков, имеющих массы М 10 - I04 М0 [24,25J . С этим выводом не согласуются результаты, полученные в[4б] , где не учтены ответственные за развитие термохимической неустойчивости процессы разрушения Hg Поскольку в центральном слое "блина", как показано в [23 - 25, 46] , возможно образование облаков газа, охлаждаемых до Т 10 К молекулярным водородом с Хн 10 , то дальнейшая тепловая и химическая эволюция этих облаков подобна рассматриваемой в энтропийной теории.
Скорости столкновительных химических реакций
Данная реакция часто используется в работах по физике межзвездной среды, поэтому сечения реакции неоднократно рассчитывались в широком диапазоне энергий столкновения. Детальное исследование реакции 2 проведено в работах [55,56J . Важной особенностью этих работ является то, что в них рассчитаны сечения ассоциативного распада для индивидуальных колебательно-вращательных уровней Н2 и показано, что молекулярный водород образуется в основном на возбужденных колебательных V « 4 - 7 и вращательных 3- = 7- 17 уровнях.
Теоретическое исследование реакции радиационной ассоциации Н и Н проведено в работах, причем в последней учтены квантовые эффекты, которые важны лишь для Т I02 К. При более высоких температурах сечения, полученные в [54,102] , практически совпадают.
Скорости реакции 4, содержащиеся в работах [44,81] , получены из скорости обратной реакции б (см. табл.2) и различаются между собой в 45 раз. Значения ct , полученные в [21,25] на основе сечений обратного процесса б [lI9] , согласуются с результатами [8lJ .
Реакции разрушения молекулярного водорода При рассмотрении процессов разрушения молекулярного водорода в разреженной среде необходимо учитывать, что молекула Hg является многоуровенной системой и скорость реакции зависит от того, на каком уровне находится молекула. Таким образом, скорости реакций, в которых одним из реагентов является молекула Hg, в общем случае зависят не только от температуры, но и от плотности газа.
В работе [22J показано, что молекулы Hg имабт больцмановское распределение по колебательным и вращательным уровням при концентрациях частиц п І05-І0б см"3. Поэтому в условиях, типичных для "блинов" (»г = 0.1 - I см"" /практически все молекулы находятся на основном колебательном уровне с квантовым числом V = 0 и при рассмотрении химических процессов в разреженном газе достаточно использовать скорости реакций для уровня V =0. Список реакций разрушения Нг приведен в табл.2.
Эта реакция существенна во многих процессах, происходивших в первичном газе и происходящих в современной межзвездной среде. Поэтому здесь проводится детальное исследование реакции диссоциации Но + Н- ЗН с учетом неравновесного заселения уровней молекулярного водорода и получены скорости реакции в широком диапазоне Т и п . Приводимые в работах [44,81,84,90, 93,94,111,125] скорости диссоциации Н2 при столкновении с атомами водорода справедливы в пределе больших плотностей газа ( Yl 10s см"3/ , когда населенности уровней Н2 близки к бо-льцмановским. Использование этих скоростей диссоциации при расчетах содержания молекулярного водорода в веществе "блина" К и кі О.І - І см / приводит к низкой относительной концентрации Н2 Х.и 10" 5 - Ю"6, что недостаточно для охлаждения газа до низких температур Т 1(г К.
В разреженном газе населенности возбужденных уровней молекулярного водорода малы и скорость диссоциации etc в такой среде может заметно отличаться от скорости диссоциации, полученной при лабораторных измерениях в плотном газе [iio] . Для плотностей газа YI 10й см нет экспериментальных значений скорости диссоциации оЦ. Поэтому при определении величиныобк в разреженном газе необходимо проводить специальные расчеты с использованием констант скоростей диссоциации Kj[(v ) с индивидуальных колебательных (v) и вращательных ($/ уровней Нр, которые известны для немногих V и J [59] . В то же время в [58,91J отмечено, что константы скорости диссоциации Hg при столкновении с нейтральными частицами можно представить эмпирическим выражением где А(Т) - некоторая функция температуры, Е (V, / - энергия уровня (V,j), отсчитываемая от основного уровня молекулы Н, ]) 0 - потенциал диссоциации, к - постоянная Больцмана, \ -некоторая положительная величина. Входящий в (2.6; множитель ехр Д— —I учитывает рост константы скорости диссоциации с увеличением номера колебательного и вращательного уровня Е . В частности, в [58 J получено, что при высоких плотностях газа диссоциация происходит в основном с самых верхних колебательных и вращательных уровней молекулярного водорода. Расчеты скорости диссоциации Но + Н —5 - ЗН в разреженном газе с концентрацией частиц /г :105 см"3 проводились в работах L70,104J , где принималось, что диссоциация происходит только с самого верхнего колебательного уровня v = 14 молекулы Но. Константа скорости диссоциации для этого уровня определена таким образом, чтобы рассчитанная при концентрации частиц /г ТО см" скорость диссоциации оС а совпадала с экспериментальными значениями, содержащимися в работе [ПО] . С уменьшением плотности газа происходит быстрое уменьшение оСс, которая стремится к нулю при П— 0. Однако, следует отметить, что, начиная с некоторой плотности газа, диссоциация будет определяться не самым верхним уровнем V =14, а нижними и промежуточными колебательными уровнями молекулярного водорода. Без учета вклада нижних уровней расчеты fl04j при п Ю см дают заниженную скорость диссоциации.
Возможность обнаружения фазы образования моле кулярного водорода во Вселенной
Диапазон масс фрагментов, соответствующих максимальным скоростям нарастания, довольно широк.Промежуток времени, в течение которого в среде существует нарастающая мода термохимической неустойчивости, составляет 10 лет.
В [76j показано, что развитие тепловой неустойчивости становится возможным, когда 6 6"т . Как видно из рис.17, в модели 4 выполняется обратное неравенство и тепловая неустойчивость в отсутствие химических процессов не развивается. При наличии в среде химических реакций образования и разрушения молекулярного водорода Но критерий тепловой неустойчивости модифицируется и имеет вид (без учета гравитации) :
В рассматриваемой модели значения волновых чисел т и определяются процессами разрушения молекулярного водоро хн2 да, скорости которых имеют крутую зависимость от температуры /рис.17) . Из (з.Зі) и рис.17 следует, что существует диапазон температур (в модели 4 Т = 1550 - 6000 К) , в котором скорость развития термохимической неустойчивости больше скорости роста гравитационной моды. При Т 1550 К неравенство (З.Зі) также выполняется, однако сами величины Я, /\0» Д а, следовательно, и скорость тепловой моды, малы. При Т 6000К тепловая мода отсутствует из-за малого количества молекулярного водорода.
Таким образом, при образовании молекулярного водорода в остывающем газе "блинов" возможно выделение из горячей среды холодных облаков в диапазоне масс М с-1 - 10- М0 .
Анализ возможности развития термохимической неустойчивости в "блине" проводился также в [46J , где однако не учитывались реакции разрушения молекулярного водорода. В результате авторами [4б] сделан вывод об отсутствии термохимической неустойчивости в остывающем газе "блинов".
Какова дальнейшая эволюция холодных облаков, образующихся при термохимической неустойчивости? Массы таких облаков меньше массы Джинса, и они поддерживаются в равновесии давлением окружающего газа. В рассматриваемых условиях возможен рост массы облаков как при распространении волн охлаждения, исследовавшихся в (8 J t так и ПРИ взаимных столкновениях. Облака с массой М«М« , как показано в \р] , при своем движении деформируются и разрушаются давлением окружающего газа. Поэтому, вероятно, среди образующихся при термохимической неустойчивости облаков выживают только самые массивные с М 10 - 10
В главе 3 было показано, что в результате развития термохимической неустойчивости возможна фрагментация вещества "блина" и образование холодных облаков, поддерживаемых в равновесии давлением более горячего газа, поскольку их масса существенно меньше джинсовской массы.
В связи с этим возникает необходимость исследования эволюции облаков, находящихся в гидростатическом равновесии, при изменяющемся внешнем давлении и определения условий, при которых начинается коллапс протозвезд с первичным химическим составом. Такое исследование было проведено в работах [26, 27 J для изотермических шаров, где учитывалось, что в процессе сжатия или расширения облака в зависимости от изменяющегося внешнего давления, его температура, оставаясь постоянной по объему, будет изменяться со временем. Этим рассматриваемая в [26,27 задача принципиально отличается от широко используемой работы [95] , в которой качественно исследовано поведение изотермического шара при переменном внешнем давлении.
Ниже рассматривается эволюция равновесных изотермических сферически-симметричных облаков при произвольно меняющемся внешнем давлении и произвольной функции охлаждения и сформулированы условия, при которых облака начинают сжиматься под действием самогравитации. Полученные результаты используются для анализа эволюции изотермических облаков с первичным химическим составом под действием растущего внешнего давления.
Примем, что в начальный момент времени изотермическое облако находится в гидростатическом равновесии при внешнем давлении рех. Химический состав во всех точках облака постоянен и характеризуется молекулярной массой Ц . Строение изотермического шара определяется системой дифференциальных уравнений [41J
Вид функций у , и X = у , полученных в результате решения системы уравнений (4.i) , показан на рис.18. Функция X имеет максимум 17.56351 при сг= 6.450752, что соответствует максимальному давлению рсъ , при котором сферическре изотермическое облако с заданными М , Т, Д еще находится в гидростатическом равновесии. При Рсг. облако будет сжиматься. На рис.18 также приведена зависимость отношения (Е /Егр от і . Согласно (4.9) при Ер = 0 имеем Е //ЕТ = 2, тогда как из (4. К)) получаем, что в точке 5сг. величина \ QV % = = I.188498, т.е. внешнее давление оказывает значительное влияние на стабилизацию и эволюцию изотермических облаков.
Эволюция изотермических облаков с первичным химическим составом
В главах 3 и 4 рассматривалась тепловая и химическая эволюция вещества предшествующая формированию гравитационно связанных протозвезд и проведен анализ квазистатического сжатия протозвезд, охлаждаемых молекулярным водородом, под действием растущего внешнего давления. При достижении некоторого критического значения р квазистатическое сжатие сменяется режимом гидродинамического коллапса протозвезд, в процессе которого происходит формирование звезды.
На первом этапе гидродинамического коллапса, когда вещество протозвезды прозрачно в линиях молекулярного водорода и функция охлаждения является степенной по температуре (см, формулу (4.66)) , в процессе сжатия формируются профили температуры Т, плотности р и скорости и , описываемые автомодельным решением [3I,35j :
Гравитационный коллапс облака на стадии объемных потерь рассмотрен в работах [23, 28,31,35] . В f23] предполагается, что облако погружено в среду, сжимающуюся в режиме свободного падения, в результате на границе облака растет давление окружающего газа. В [28] на границе облака, первоначально находящегося в равновесии, давление скачком увеличено в Ю0 раз. Система уравнений газодинамики и разностная схема, применявшиеся в расчетах, описаны в [32,33] .
Как уже отмечалось, свойства образующихся звезд в значительной степени определяются эффективностью теплоотвода в сжимающихся протозвездах.
Процессы звездообразования в современной межзвездной среде характеризуются тем, что сжатие протозвезд, эффективно охлаждаемых пылью и тяжелыми элементами, происходит при температуре Т Ю К [34] . В сжимающемся облаке развивается негомологический коллапс и формируется непрозрачное ядро с массой Мс 0.01 М0, на которое происходит аккреция вещества из оболочки [І34] . В результате образуются звезды с небольшими массами
Одним из механизмов, инициирующих образование звезд, является обжим межзвездных облаков ударной волной, возникающей при вспышке сверхновой или столкновении облаков. Такой механизм рассмотрен в работе [28] , где показано, что обжим облака, охлаждаемого молекулярным водородом, не всегда приводит к развитию гидродинамического коллапса и образованию звезды. При быстром росте давления на границе сферически симметричного облака формируется сходящаяся к центру кумулятивная ударная волна. Прохождение такой волны в центральных частях облака приводит к полной диссоциации молекулярного водорода и прекращению теплоотвода. Отраженная ударная волна останавливает коллапс и после небольшого числа колебаний облако приходит в состояние, устойчивое к гравитационному сжатию..
Физические характеристики звезд с первичным химическим составом зависят от количества образующегося в протозвезде молекулярного водорода. Для выяснения роли молекул Но в эволюции протозвезд проведен расчет коллапса двух облаков, отличающихся содержанием молекулярного водорода. Начальная модель первого облака - изотермический шар, находящийся при критическом давлении и имеющий массу Мс = 200М в котором молекулярная масса равна К= 2, т.е. весь водород находится в молекулярной фазе/к„= 0.5) . Во второй модели, имеющей массу М = 5000 М , относительно ная концентрация молекулярного водорода равна X ,= Ю . На чальные температуры в обеих моделях, равные соответственно 35 К и 350 К, близки к реверсным температурам. Эффективный теплоотвод в протозвезде с большим содержанием молекулярного водорода приводит к формированию в процессе сжатия крутых градиентов температуры Т и плотностир /рис.23-24) . В результате диссоциация молекулярного водорода происходит лишь в центральных слоях облака и при достижении температуры Т ГС4 К и плотности _f 10 9 - Ю"8 г. см"3 образуется небольшое ядро с массой M O.OI М0 , непрозрачное к собственному излучению. Дальнейшее увеличение массы происходит при аккреции вещества оболочки на сформировавшееся ядро.
