Процессы энерго- и массообмена между галактиками и окологалактической средой Васильев Евгений Олегович

Содержание к диссертации

Введение

Глава 1. Охлаждение догалактической плазмы и формирова ние первых звездных объектов 30

1.1. Введение 30

1.2. Молекулы HD в охлаждении первичного газа

1.2.1. Образование молекул HD за фронтами ударных волн 35

1.2.2. Критическая масса 42

1.2.3. Фрагментация газа 44

1.2.4. Доля холодного газа 46

1.2.5. Звездообразование 52

1.3. Охлаждение вращающихся протогалактик 54

1.3.1. Вращение протогалактик 55

1.3.2. Эволюция газа 56

1.3.3. Фрагментация

1.4. Два интервала масс гало для образования молекул HD 62

1.5. Выводы 64

Глава 2. Ионизация и нагрев догалактической плазмы и эволюция первых протогалактик 66

2.1. Введение 66

2.2. Дополнительные источники ионизации 67

2.3. Влияние на эволюцию и ограничения на свойства источников 69

2.4. Космические лучи сверхвысоких энергий и образование первых протогалактик 75

2.5. Линия 21 см HI - индикатор состояния газа до реионизации з

2.6. Глобальный сигнал и угловые флуктуации в линии 21 см HI 81

2.6.1. Тепловая эволюция фонового газа 81

2.6.2. Яркостная температура фонового газа 82

2.6.3. Спектры флуктуации яркостной температуры 84

2.6.4. Газличия источников ионизации в наблюдениях 87

2.7. Эволюция первых протогалактик 89

2.7.1. Стандартная рекомбинация 90

2.7.2. Влияние нестабильной темной материи 91

2.7.3. Влияние магнитных полей 93

2.8. Абсорбционные свойства протогалактик в линии 21 см НІ 95

2.8.1. Стандартная рекомбинация 95

2.8.2. Влияние нестабильной темной материи 99

2.8.3. Влияние магнитных полей 103

2.8.4. Анализ влияния от различных источников 110

2.9. Выводы 112

Глава 3. Первые звезды и сверхновые: ионизация и перемеши вание 115

3.1. Введение 115

3.2. Свойства первых звезд, начальные условия 116

3.3. Неустойчивости в зонах ионизации вокруг первых звезд .118

3.4. Первые сверхновые и перемешивание металлов

3.4.1. Свойства первых сверхновых, начальные условия 127

3.4.2. Динамика газа и металлов 128

3.4.3. Статистические свойства распределения металлов 141

3.5. Выводы 149

Глава 4. Процессы ионизации и энергообмена в нестационарной космической плазме 152

4.1. Введение 152

4.2. Эволюция охлаждающегося обогащенного металлами газа

4.2.1. Атомные данные и описание модели 153

4.2.2. Спектры внешнего излучения 157

4.2.3. Зависимость функций охлаждения от параметров 160

4.2.4. Важность неравновесных эффектов 165

4.2.5. Функции охлаждения в столкновительном случае 172

4.2.6. Динамика остатка сверхновой 177

4.3. Тепловая неустойчивость в охлаждающемся газе за фронтом ударной волны 178

4.3.1. Неустойчивость в горячем газе 179

4.3.2. Неустойчивость в низкотемпературном газе 182

4.4. Ионы металлов в охлаждающемся газе 185

4.4.1. Неравновесные эффекты 187

4.4.2. Ионы металлов за фронтом ударной волны 187

4.5. Выводы 189

Глава 5. Металлы в межгалактической среде и протяженных гало галактик 191

5.1. Введение 191

5.2. Перемешивание металлов в межгалактической среде

5.2.1. Насыщение перемешивания 194

5.2.2. Распределение по масштабам 197

5.2.3. Зависимость "металличность-размер" 200

5.3. Ионы металлов - индикаторы состояния межгалактической среды в эпоху реионизации гелия 205

5.3.1. Отношение ионов углерода 206

5.3.2. Металлы и реионизация гелия: поиск оптимальных соотношений ионов 211

5.4. Ионы кислорода в протяженных галактических гало 217

5.4.1. Спектральная эволюция галактик 220

5.4.2. Ионизационная и тепловая эволюция газа в окрестности галактик 224

5.4.3. Ионы OVI в гало галактик 226

5.5. Выводы 231

Глава 6. Галактические истечения: требования к источнику 233

6.1. Введение 233

6.2. Механизмы выноса газа и пыли из галактик 234

6.3. Условия возникновения галактических ветров

2 6.3.1. Простые оценки 240

6.3.2. Численная модель и начальные условия 245

6.3.3. Несколько сверхновых 246

6.3.4. Множественные сверхновые и перколяция

2 6.4. Проявления истечений 256

6.5. Обсуждение и выводы 260

Заключение

• Образование молекул HD за фронтами ударных волн
• Космические лучи сверхвысоких энергий и образование первых протогалактик
• Неустойчивости в зонах ионизации вокруг первых звезд
• Тепловая неустойчивость в охлаждающемся газе за фронтом ударной волны

Введение к работе

Актуальность работы

Активность звездного населения галактик приводит к наблюдаемому обмену массой и энергией между межзвездной и межгалактической средами [1]. Считается, что рождение первых звезд положило начало вторичной ионизации Вселенной и обогащению окологалактического вещества тяжелыми элементами (металлами) [2]. В свою очередь процессы нагрева, реионизации и потери массы способствуют фотоиспарению газа и подавлению звездообразования в карликовых галактиках [2]. Очевидно, что это многообразное взаимодействие в значительной степени зависит от физических свойств первых звезд, а в общем, от способности газа эффективно охлаждаться [2]. Любые возможности, приводящие к увеличению концентрации молекул водорода или появлению других вероятных агентов охлаждения газа, оказывают влияние на динамику реионизации и обогащения вещества продуктами звездного нуклеосинтеза, то есть на процессы энерго- и массообмена.

Современные измерения анизотропии реликтового излучения допускают существование нестабильных частиц темной материи и первичных магнитных полей [3, 4]. Эти дополнительные незвездные источники могут давать свой, пусть и не основной, вклад в реионизацию и нагрев вещества во Вселенной [5], приводить к подавлению или стимулированию звездообразования до эпохи реионизации и тем самым менять историю обогащения металлами газа во Вселенной.

В наблюдениях систем поглощения (от Lya леса до насыщенных систем) в спектрах квазаров металлы обнаруживаются вплоть до красных смещений z ~ 6 [6]. Причем в последние несколько лет найдено значительное количество металлов в окологалактической среде на расстояниях ~ 100 — 150 кпк от галактик [7], а пыли -вплоть до Мпк [8]. Определенно это может привести к решению хорошо известных проблем скрытых барионов и металлов (например, [9]). Кроме того, в межзвездном и межгалактическом газе выделены существенные пространственные вариации металличности (например, [10]), что свидетельствует о неполном перемешивании металлов в процессе обогащения [11]. Новые данные о лучевых концентрациях ионов металлов в протяженных гало приводят к высоким требованиям эффективности обмена массой и энергией между гало и диском даже для галактик с активным звездообразованием

[7]. Для интерпретации этих наблюдений используются равновесные модели фотоионизации, хотя давно известно о существенном отличии равновесного ионного состава от эволюционного (например, [12]), что вполне может привести к некорректным выводам о температуре и плотности газа и, как следствие, о массе металлов и размере областей поглощения.

Обмен энергией, массой газа и металлов между галактиками и окружающей средой неразрывно связан с газовыми и пылевыми истечениями [1, 13]. Постепенное накопление данных о распределении металлов и пыли вокруг галактик привело к пониманию, что традиционные методики численного моделирования галактических ветров, в частности, использование понятия механической светимости, не позволяют объяснить в достаточной мере причины и условия зарождения ветров [14].

Все перечисленные процессы энерго- и массообмена требуют внимательного рассмотрения с целью предсказания возможных наблюдательных проявлений, важных, в том числе, и для планирования наблюдений, в результате создания целостной картины взаимодействия галактик со своим окружением.

Цель работы - исследование процессов обмена энергией и массой между галактиками и окружающей средой от начала формирования первых звезд во Вселенной до современной эпохи, определение физических условий и наблюдательных проявлений, характерных для этих процессов.

Изучение формирования первых объектов во Вселенной от сжатия протогалактики до вспышек сверхновых и обогащения газа тяжелыми элементами.

Исследование влияния нестандартных источников ионизации и нагрева на тепловую и ионизационную эволюцию газа на красных смещениях z ~ 10 — 50 и сопутствующих наблюдательных проявлений в линии 21 см атомарного водорода.

Исследование нестационарных процессов ионизации и охлаждения астрофизической плазмы с целью интерпретации наблюдательных данных по абсорбционным системам в окологалактической среде.

Определение условий для зарождения галактических ветров.

Научная новизна работы

Все результаты, выносимые на защиту, являются новыми.

1. Определены условия для эффективного образования молекул HD за фронтами ударных волн в первичном газе.

2. Показано, что существование нестабильных частиц темной материи в пострекомбинационной Вселенной проявляется в свойствах глобального сигнала, флуктуациях яркостной температуры и статистики абсорбционных систем (или "леса") в линии 21 см атомарного водорода.

3. Впервые указано на увеличение эффективности перемешивания тяжелых элементов в первых протогалактиках при схлопывании остатка сверхновой и на возможность образования звезд следующего поколения с металличностью выше значения "критической металличности".

4. Указаны интервалы применимости равновесных функций охлаждения в фотоионизованном обогащенном тяжелыми элементами газе.

5. Впервые найдены условия для развития тепловой неустойчивости, обусловленной образованием молекулярного водорода в низко-металличном, [Z/H] ;$ -2, столкновительном газе, охлаждающемся от высоких температур Т ,^ 10⁵ К. Обнаружено, что запаздывание рекомбинации водорода способствует развитию тепловой неустойчивости в газе с металличностью Z ,^ Zq.

6. Впервые определены условия для появления высокой концентрации иона кислорода OVI в газе под действием галактического и внегалактического ионизующего излучения.

7. Впервые указано, что при учете эффектов развивающихся гидродинамических неустойчивостей в оболочке сверхновой тепловая энергия падает значительно эффективней, чем следует из привычных представлений, основанных на одномерных сферически симметричных расчетах (например, [15]).

8. Впервые найдено масштабное соотношение между эффективностью нагрева газа сверхновыми до рентгеновских температур, темпом вспышек сверхновых и плотностью окружающего газа. Предсказана временная задержка между началом вспышки звездообразования и активацией галактического ветра, возникающего в ре-

зультате коллективного действия вспышек сверхновых.

Научная и практическая значимость работы

9. Полученные оценки массы газа, охлаждаемого молекулами HD, при слияниях протогалактик могут быть использованы для планирования миллиметровых наблюдений газа до эпохи реионизации. Расчеты скорости звездообразования, ассоциированной с охлаждением газа в линиях HD, могут применяться для оценки вероятности наблюдений маломассивных экстремально малометалличных звезд в Галактике.

10. Проведенные расчеты глобального фонового сигнала и флуктуации яркостной температуры в линии 21 см атомарного водорода на красных смещениях z ~ 10 — 20 могут быть использованы для интерпретации и планирования наблюдений в метровом диапазоне с помощью существующих и проектируемых радиоинтерферометров, например, LOFAR, MWA, SKA.

11. Показано, что исследование статистики абсорбционных систем в линии 21 см HI от первых протогалактик - леса в линии 21 см, в том числе и в широкополосных наблюдениях, позволит получить ограничения на незвездные источники ионизации и нагрева в по-стрекомбинационной Вселенной. В частности, могут быть получены ограничения на величину первичных магнитных полей в случае если магнитные поля приводят к дополнительным флуктуациям плотности.

12. В результате численного моделирования вспышек сверхновых в первых протогалактиках найдено, что при взрывах сверхновых с энергией, Е ^Е 3 х 10⁵² эрг, в сферической протогалактике М ~ 10⁷ Mq на z ~ 12 после расширения оболочка сверхновой схло-пывается и эффективность перемешивания тяжелых элементов заметно усиливается. Причем наибольшая масса обогащенного газа имеет металличность [Z/H] ~ —(3.5 — 2), что выше критического значения [Z/H]_cr ~ —3.5, при котором металлы начинают доминировать в охлаждении над молекулами водорода. Следовательно, в эпоху до реионизации вероятно рождение звезд с металличностью, близкой к характерным значениям для современных звезд в гало Галактики.

13. Найдены условия применимости равновесных фотоионизацион-

ных моделей и показана необходимость использования неравновесных фотоионизационных моделей для адекватной интерпретации наблюдательных данных абсорбционных систем в около- и межгалактической средах. Получены менее жесткие ограничения на эффективность обмена массой (в частности, металлов) и энергией между диском и гало галактик.

6. Рассчитанные неравновесные функции охлаждения для столкно-вительного газа в широком интервале температуры и металлично-сти могут использоваться для исследования динамики газа за фронтами сильных ударных волн, в частности, при изучении остатков сверхновых и галактических истечений.

7. Полученное масштабное соотношение, связывающее эффективность нагрева газа до рентгеновских температур и темп вспышек сверхновых, условия для перколяции горячего газа и предсказание задержки между началом вспышки звездообразования и инициированием ветра имеют важное практическое значение для понимания наблюдений галактических истечений.

8. Заключение о более эффективных потерях энергии при взаимодействии оболочек сверхновых с неоднородной средой имеет важное значение для интерпретации наблюдений остатков сверхновых и галактических ветров.

Созданные комплексы компьютерных программ для расчета неравновесного ионного состава обогащенного фотоионизованного газа могут быть использованы при анализе наблюдений абсорбционных систем линий металлов в спектрах квазаров, функций охлаждения и нагрева в численном моделировании динамики газа за фронтами ударных волн. Часть из них используется в настоящее время в Южном и Уральском федеральных университетах, Волгоградском государственном университете, Институте астрономии РАН, Исследовательском институте им. Рамана (Индия), Миланском университете (Италия).

Достоверность полученных результатов

Расчеты термохимической эволюции газа с первичным химическим составом сравнивались с результатами хорошо известных работ (например, [16]) и многократно воспроизводились и подтверждены другими авторами (например, [17, 18]).

Разработанные программные комплексы для моделирования ионизационной и тепловой эволюции газа, обогащенного тяжелыми элементами и находящегося в поле фонового излучения, тестировались путем сравнения с результатами расчетов других авторов (например, [12]), и подтверждены в последующих работах других авторов (например, [19, 20]).

Программные пакеты для моделирования эволюции барионов в протогалактиках, движения радиационных и ударных фронтов, динамики остатков сверхновых успешно прошли все основные тесты для газодинамических течений [21]. Результаты численного моделирования были подтверждены последующими работами других авторов [22, 23].

Некоторые результаты в работе получены с помощью хорошо проверенных программных пакетов других авторов: для расчета части равновесных фотоионизационных моделей использовался пакет CLOUDY, для исследования газодинамических течений - ZEUS-МР, для расчета спектрофотометрической эволюции звездных систем - PEGASE, для изучения динамики рекомбинации водорода -RECFAST.

Положения выносимые на защиту

1. Переход значительной части дейтерия в молекулы HD за фронтами ударных волн при слиянии первых протогалактик обеспечивает эффективное охлаждение газа до температуры реликтового излучения, стимулирует гравитационную неустойчивость и способствует образованию звезд малой массы.

2. Влияние нестандартных источников ионизации и нагрева -нестабильных частиц темной материи и первичных магнитных полей - на эволюцию газа на красных смещениях z ~ 10-50 проявляется в свойствах абсорбционных линий 21 см атомарного водорода, смещенных в метровый диапазон. Спектральные и широкополосные наблюдения систем поглощения на красных смещениях z ~ 10 позволят получить независимые ограничения на свойства нестандартных источников.

3. Начальные этапы обогащения Вселенной тяжелыми элементами определяются массой первых звезд. Взрывы массивных

звезд (М ^, I2OM0) приводят к обогащению межгалактической среды. Менее массивные звезды (М ^S 40М) обогащают тяжелыми элементами газ родительской протогалактики и стимулируют образование звезд следующего поколения с металличностью [Z/H] ~ —(3.5 — 2), превышающей значение "критической металличности" [Z/H]_cr ~ —3.5.

4. Равновесные функции охлаждения фотоионизованного обогащенного тяжелыми элементами газа применимы только при низкой металличности и высоком потоке ионизующего излучения. В других условиях функции охлаждения и ионизационная кинетика существенно неравновесны. Отличия могут составлять нескольких раз до нескольких порядков.

5. Возникновение галактического ветра оказывается возможным только после пересечения (перколяции) остатков сверхновых, когда их энергии объединяются. По этой причине между началом вспышки звездообразования и активацией галактического ветра существует временная задержка. Найдена связь между временем перколяции, эффективностью нагрева газа до рентгеновских температур, с одной стороны, и частотой вспышек сверхновых и плотностью окружающего газа, с другой.

Публикации

Основное содержание диссертации опубликовано:

в рецензируемых журналах

1. Shchekinov Y. A., Vasiliev Е. О. Primordial star formation triggered by UV photons from UHECR // Astron. and Astrophys. 2004. Vol. 419. P. 19-23.

2. Васильев E.O., Щекинов Ю.А. Вклад молекул HD в охлаждение первичного газа // Астрофиз. 2005. Т. 48. С. 585-601.

3. Васильев Е.О., Щекинов Ю.А. Влияние космических лучей сверхвысоких энергий на звездообразование в ранней Вселенной // Астрон. журн. 2006. Т. 83. С. 872-879.

4. Shchekinov Y. A., Vasiliev E. O. Formation of HD molecules in
merging dark matter haloes // Monthly Notices Roy. Astron. Soc.

2006. Vol. 368. P. 454-460.

5. Shchekinov Y. A., Vasiliev E. O. Particle decay in the early Uni
verse: predictions for 21 cm // Monthly Notices Roy. Astron. Soc.

2007. Vol. 379. P. 1003-1010.

6. Vasiliev E. 0., Shchekinov Y. A. Low-temperature primordial gas in merging halos // Astronomische Nachrichten. 2008. Vol. 329. P. 625-631.

7. Vasiliev E. 0., Vorobyov E. I., Shchekinov Y. A. First supernovae in dwarf protogalaxies // Astron. and Astrophys. 2008. Vol. 489. P. 505-515.

8. Васильев E.O., Дедиков С.Ю., Щекинов Ю.А. Химическая неоднородность постреионизационной Вселенной // Астрофиз. бюл. 2009. Т. 64. С. 333-340.

9. Васильев Е.О., Воробьев Э.И., Щекинов Ю.А. Охлаждение вращающихся протогалактик // Астрон. журн. 2010. Т. 87. С. 967-978.

10. Vasiliev Е. О., Sethi S. К., Nath В. В. Carbon Ionization States and the Cosmic Far-UV Background with He II Absorption // Astrophys. J. 2010. Vol. 719. P. 1343-1349.

11. Vasiliev E. O. Non-equilibrium ionization states and cooling rates of photoionized enriched gas // Monthly Notices Roy. Astron. Soc, 2011. Vol. 414. P. 3145-3157.

12. Vasiliev E. 0., Sethi S. K., Nath В. B. Nonequilibrium carbon ionization states and the extragalactic far-UV background with Hell absorption II Asron. Space Sci. 2011. Vol. 335. P. 211-215.

13. Vasiliev E. O. Thermal instability in a collisionally cooled gas // Monthly Notices Roy. Astron. Soc. 2012. Vol. 419. P. 3641-3648.

14. Васильев E.O., Щекинов Ю.А. Наблюдательные проявления первых протогалактик в линии 21 см // Астрон. журн. 2012. Т. 89. С. 99-106.

15. Васильев Е.О., Воробьев Э.И., Разумов А.О., Щекинов Ю.А. Неустойчивости в зонах ионизации вокруг первых звезд // Астрон. журн. 2012. Т. 89. С. 624-632.

16. Васильев Е.О., Воробьев Э.И., Матвиенко Е.Е. и др. Эволюция первых сверхновых в протогалактиках: динамика перемешивания тяжелых элементов // Астрон. журн. 2012. Т. 89. С. 987-1007.

17. Vasiliev Е. О. Non-equilibrium cooling rate for a collisionally cooled metal-enriched gas // Monthly Notices Roy. Astron. Soc. 2013. Vol. 431. P. 638-647.

18. Vasiliev E. 0., Shchekinov Y. A. The Signatures of Particle Decay in 21 cm Absorption from the First Minihalos // Astrophys. J.

2013. Vol. 777. P. 8-17.

19. Vasiliev E. 0., Sethi S. К. H I Absorption from the Epoch of
Reionization and Primordial Magnetic Fields // Astrophys. J.

2014. Vol. 786. P. 142-149.

20. Васильев E.O., Щекинов Ю.А. Выброс пыли из гало темной материи при больших красных смещениях // Астрон. журн. 2014. Т. 91. С. 583-591.

21. Васильев Е.О. Ионы тяжелых элементов в эпоху реионизации гелия // Астрон. журн. 2014. Т. 91. С. 1069-1082.

22. Vasiliev Е. О., Nath В. В., Shchekinov Y. Evolution of multiple supernova remnants // Monthly Notices Roy. Astron. Soc. 2015. Vol. 446. P. 1703-1715.

23. Vasiliev E. 0., Ryabova M. V., Shchekinov Y. A. Extended О VI haloes of star-forming galaxies // Monthly Notices Roy. Astron. Soc. 2015. Vol. 446. P. 3078-3088.

24. Королев В.В., Васильев Е.О., Коваленко И.Г., Щекинов Ю.А. Динамика оболочки сверхновой в облачной межзвездной среде // Астрон. журн. 2015. Т. 92. С. 559-577.

в нерецензируемых изданиях и сборниках

25. Vasiliev E. 0., Shchekinov Y. A. Additional sources of ionization in the early universe and the 21cm line // Highlights of Astronomy. 2007. Vol. 14. P. 267-267.

26. Vasiliev E. 0., Shchekinov Y. A. Critical Metallicity for Post-Pop III Stars II EAS Publications Series / Ed. by E. Emsellem, H. Wozniak, G. Massacrier et al. Vol. 24 of EAS Publications Series.

2007. P. 295-296.

27. Vasiliev E. 0., Shchekinov Y. A. Critical Metallicity for Population II Stars I) Odessa Astronomical Publications. 2008. Vol. 21. P. 139-140.

28. Щекинов Ю.А., Шустов Б.М., Васильев E.O., Дедиков С.Ю., Перемешивание металлов и скрытые барионы в межгалактической среде // Труды конференции «Ультрафиолетовая Вселенная» (19-20 мая, 2008, Москва, Институт астрономии РАН) под ред. Б.М. Шустова, М.Е. Сачкова, Е.Ю. Кильпио. Москва, Изд-во Янус-К, 2008, с. 229-238.

29. Vasiliev Е. О., Vorobyov Е. I., Shchekinov Yu. A., First Supernovae in Dwarf Protogalaxies, // Odessa Astronomical Publications.

2008. Vol. 21. P. 135-139.

30. Matvienko E. E., Vasiliev E. 0., Shchekinov Y. A. Formation of Small-Scale Structures in the Interstellar Medium // Odessa Astronomical Publications. 2008. Vol. 21. P. 70-73.

31. Dedikov S. Y., Shchekinov Y. A., Vasiliev E. O. Mixing Metals Under Stripping Galactic Gaseous Haloes: Radiative Losses // Odessa Astronomical Publications. 2008. Vol. 21. P. 33-34.

32. Dedikov S. Y., Shchekinov Y. A., Vasiliev E. O. Peculiarities of Mixing Metals in Intergalactic and Interstellar Media // Odessa Astronomical Publications. 2008. Vol. 21. P. 29-32.

33. Васильев E.O., Воробьев Э.И., Щекинов Ю.А., Первые сверхновые в карликовых протогалактиках, // Труды конференции «Субпарсековые структуры в межзвездной среде» (4-5 июля, 2007, Москва, ГАИШ МГУ) под ред. Н.Г. Бочкарева, Ю.А. Щекинова. Ростов-на-Дону, Изд-во РСЭИ, 2008, с. 189-194

34. Матвиенко Е.Е., Дедиков С.Ю., Васильев Е.О., Мелкомасштабные структуры, возникающие при разрушении межзвездных облаков, // Труды конференции «Субпарсековые структуры в межзвездной среде» (4-5 июля, 2007, Москва, ГАИШ МГУ) под ред. Н.Г. Бочкарева, Ю.А. Щекинова. Ростов-на-Дону, Изд-во РСЭИ, 2008, с. 130-132.

35. Дедиков С.Ю., Васильев Е.О., Матвиенко Е.Е., Перенос химических неоднородностей по масштабам при столкновении межзвездных облаков // Труды конференции «Субпарсековые структуры в межзвездной среде» (4-5 июля, 2007, Москва, ГАИШ МГУ) под ред. Н.Г. Бочкарева, Ю.А. Щекинова. Ростов-на-Дону, Изд-во РСЭИ, 2008, с. 126-129.

36. Щекинов Ю.А., Васильев Е.О., Критическая металличность: переход от звезд населения III // Труды конференции «Химическая и динамическая эволюция галактик» (28-30 сентября, 2009, Ростов-на-Дону, ЮФУ) под ред. Н.Г. Бочкарева, Ю.А. Щекинова. Ростов-на-Дону, Изд-во РСЭИ, 2010, с. 217-223.

37. Васильев Е.О., Кабанов А.А., Шустов Б.М., Щекинов Ю.А., Первые звезды во Вселенной // Сборник статей РФФИ, Москва: Изд-во ЗАО ИТЦ МОЛНЕТ, 2011 с. 40-49.

38. Shchekinov Y. A., Vasiliev Е. О., Nath В. В. Mgll statistics in GRB and QSO absorptions // Astronomical Society of India Conference Series. Vol. 5 of Astronomical Society of India Conference Series. 2012. P. 135-139.

39. Vasiliev E. O. Ionization state of the interstellar medium in GRB host galaxies // Astronomical Society of India Conference Series. Vol. 5 of Astronomical Society of India Conference Series. 2012. P. 129-133.

40. Shchekinov Y. A., Vasiliev E. O. Enrichment history of the universe as seen from GRB statistics // Astronomical Society of India Conference Series. Vol. 5 of Astronomical Society of India Conference Series. 2012. P. 41-47.

41. Vasiliev E. 0., Ryabova M. V., Shchekinov Y. A. The Ionized Gas Around Starforming Galaxies // Odessa Astronomical Publications. 2013. Vol. 26. P. 219-221.

42. Vasiliev E. 0., Ryabova M. V., Shchekinov Y. A. Ionized oxygen around starforming galaxies // Mem. Soc. Astron. It.. 2014. Vol. 85. P. 335-338.

43. Васильев E.O., Еремин M.A., Королев В.В., Численные модели межзвездной и межгалактической сред: неравновесная химическая кинетика в газовой динамике // Вестник Волгоградского государственного университета. Серия 1: Математика. Физика. №6 (25) 2014 , с. 6-17

Основные результаты диссертации опубликованы в 43 работах общим объемом 341 страница, 38 работ написаны совместно с другими авторами.

Апробация работы.

Основные результаты, изложенные в диссертации, докладывались на семинарах кафедры физики космоса РГУ и ЮФУ, Института Астрономии РАН, Физико-технического института им. А.Ф. Иоффе РАН, обсерватории университета Тарту (Тыравере, Эстония), Астрономического института Рурского университета (Бохум, Германия), Института им. Рамана (Бангалор, Индия) и следующих 25 российских и 18 международных конференциях и семинарах: Всероссийской астрономической конференции (ВАК, Москва 2004, Казань 2007, Нижний Архыз 2010, Санкт-Петербург 2013), "Актуальные проблемы внегалактической астрономии" (Пущино, 2005, 2012, 2013, 2014, 2015), "Астрофизика высоких энергий" (Москва, 2008, 2012, 2013, 2014), "Cosmology and High Energy Astrophysics (Zeldovich-90)" (Москва, 2004), "Open questions in cosmology: the first billion years" (Гархинг, 2005), "Астрономия-2006" (Санкт-Петербург, 2006), "Chemodynamics-2006" (Лион, 2006), "XXVI Генеральной ассамблеи MAC" (Прага, 2006), "Joint seminar of cosmology and particle physics" (Тарту, 2007), "First stars" (Копенгаген, 2007), "Astrophysics in the LOFAR era" (Эммен, 2007), "Субпарсековые структуры в межзвездной среде" (Москва, 2007), "Первые звезды" (Москва, 2007), "Химическая и динамическая эволюция звезд и

галактик" (Одесса, 2008), "Astrophysics with E-LOFAR" (Гамбург, 2008), "Nearby dwarf galaxies" (Нижний Архыз, 2009), "Non-stationary processes in astrophysics" (Волгоград, 2009), "Chemical enrichment of the intergalactic medium" (Лейден, 2009), "Ultraviolet Univer-se-2010" (Санкт-Петербург, 2010), "Проблемы физики межзвездной среды" (Волгоград, 2010), "Перенос излучения и спектры объектов межзвездной среды" (Екатеринбург, 2011), "Gamma-ray bursts, the evolution of massive stars and star forming at high red shifts" (Най-нитал, 2011), "Galaxies: origin, structure, dynamics and astrophysical discs" (Сочи, 2012), "Тепловая и химическая эволюция межзвездной среды" (Волгоград, 2012), "The low-metallicity ISM: Chemistry, turbulence and magnetic fields" (Геттинген, 2012), "Наблюдаемые проявления эволюции звезд" (Нижний Архыз, 2012), "Галактики привычные и неожиданные" (Ростов-на-Дону, 2013), "The physical link between galaxies and their halos" (Гархинг, 2013), "Астрономия на стыке наук: астрофизика, космология и гравитация, космомикро-физика, радиоастрономия и астробиология" (Одесса, 2013), "Metal production and distribution in the hierarchical universe" (Париж, 2013), "Современная звездная астрономия - 2014" (Ростов-на-Дону, 2014), "Superbubbles. HI holes, and Supershells" (Фрайзинг, 2014), "Галактики" (Ессентуки, 2014), "Астрономия от ближнего космоса до космологических далей" (Москва, 2015).

Объем и структура диссертации.

Образование молекул HD за фронтами ударных волн

Это связано в первую очередь с тем, что за фронтами УВ температура газа и степень ионизации достаточно высоки, вследствие чего увеличиваются скорости молекулярных реакций. При охлаждении газа за фронтом до температур 10 К в нем сохраняется достаточно высокая относительная концентрация электронов, х 0.001, что обеспечивает быстрое рождение молекул 1 в каталитических реакциях с участием ионов Н . В таких условиях концентрация 1 может достигать несколъкох 10_3. Последующее охлаждение газа будет обеспечиваться главным образом молекулами Н2, эффективными в интервале температур 200 — 7000 К. При достижении более низких температур 200 К дейтерий за счет эффектов химического фракционирования начинает переходить в молекулы HD [49, 36]. Доля в суммарных потерях энергии от охлаждения в линиях HD с уменьшением Т будет возрастать и если она оказывается доминирующей, то температура газа уменьшится до нескольких десятков градусов. Можно ожидать, что по крайней мере в ограниченном интервале параметров ударных волн происходит эффективное образование молекул HD, достаточное для последующего охлаждения газа до низких температур.

Поиску благоприятных условий образования молекул HD, исследованию звездообразования, связанного с охлаждением в линиях молекул HD, посвящена настоящая глава.

Влияние молекул HD, конечно, зависит от обилия дейтерия, образующегося в результате первичного нуклеосинтеза (например, [35]). Более высокое производство дейтерия, вероятно, приведет к увеличению концентрации молекул HD и повышению темпа охлаждения. Поэтому определение этой величины важно для термодинамики первичного газа. Проблема связана с выгоранием дейтерия в звездах и, следовательно, наблюдаемое в Галактике обилие дейтерия искажено этим процессом. Анализ систем поглощения Hg/HD в спектрах квазаров на больших красных смещениях позволяет получить независимую оценку распространенности дейтерия, равную 3.26 х Ю-5 [50]. Хотя в низкометалличном газе на больших красных смещениях водород может быть не полностью молекуляризован, поэтому распространенность дейтерия, полученная таким методом может быть недооценена [51, 52]. В дальнейших расчетах для относительной концентрации дейтерия принимается более консервативная оценка, равная n[D]/n = 2.78 10 5 [53].

Отметим, что в большинстве расчетов в этой и последующих главах предполагалась космологическая модель с Л-членом и холодной темной материей (ACDM модель): (П0, ПА} Пт} ПЬ} h) = (1.0, 0.76, 0.24, 0.041, 0.73), которая близка к параметрам, полученным по результатам наблюдений анизотропии температуры реликтового излучения спутниками WMAP [53] и Planck [54].

Молекулы HD в охлаждении первичного газа Переход молекул 1 в их изотопный аналог HD оказывается энергетически выгодным благодаря более высокой энергии связи молекул HD. В равновесии [49, 36] "(HP) = on(D) 465/г п(Н2) п{Н) где коэффициент 2 связан с разницей химических констант молекул HD и Нз: XHD ХН = 1П2 [55]. Видно, что радиационное охлаждение доТ 150 К приводит к усилению химического фракционирования HD: малое уменьшение температуры способствует росту n(HD)/n(H2), что в свою очередь увеличивает темп охлаждения уже благодаря радиационным потерям в линиях HD [37]. В реальных условиях тепловое равновесие достигается только за характерное время, зависящее от химических реакций, которые способствуют переходу Н2 = HD. В первичном газе молекулы HD эффективно формируются при низких температурах и наличии достаточного количества молекулярного водорода, поскольку + + H2 — HD + H+. (1.2)

После рекомбинации концентрация молекул 3 и степень ионизации в фоновом газе оказываются достаточными для поддержания концентрации HD на уровне n(HD) , 10 3n(D). Следовательно, необходимым условием эффективного перехода ГІ2 — HD является высокие концентрации как Н2, так и свободных электронов. В догалактической плазме такие условия определенно должны выполняться за фронтами ударных волн, ассоциированных с процессами формирования и вириализации гало темной материи [34, 57]. Образование Н2 в первичном веществе возможно в результате взаимодействия атомов водорода с ионами Н и Н , которые эффективно формируются при высокой температуре. Так как ударные волны приводят к существенному повышению температуры, то это означает рост концентрации молекул 1 [47]. В веществе, подверженном действию ударных волн, при температуре газа за фронтом Т 8 х 103К за счет столкновительных процессов степень ионизации повышается, что приводит к более эффективному образованию ионов Н , Н и, следовательно, молекул 1 и HD. При образовании достаточного количества молекул HD газ может охлаждаться до температуры реликтового излучения - наименьшей возможной температуры, следовательно, появятся условия для формирования менее массивных звезд. Очевидно, что подобные условия могут иметь место за фронтами ударных волн, чьи параметры -скорость, масса газа, прошедшая через фронт и т.д., достигают некоторых критических значений. Скорости движения газа при слияниях гало вполне определенно связаны с массами гало.

Темная материя, являясь бесстолкновительной, достигает вириального состояния, по-видимому, путем бурной релаксации, в то время как в газе возникают ударные волны. При этом скорость ударной волны определяется маесой формирующейся иротогалактики. Скорость движения газа в возмущении с массой М будет близкой к значению:

Таким образом, параметры ударных волн зависят от полной массы материи, вовлеченной в движение, красного смещения, на котором происходит формирования объекта и т.д. Эффективность образования молекул HD чувствительна к этим параметрам. Вследствие этого можно ожидать, что свойства звездного населения в галактиках различной массы, формирующихся на разных красных смещениях, будут отличаться.

В современных теориях происхождения структуры во Вселенной формирование первых протогалактик относится к эпохе z = 10 — 30 [2]. Процесс выделения темных гало (будущих протогалактик) и их последующей вириа-лизации сопровождается формированием УВ в газовой компоненте. Длительность этого процесса оказывается близкой к локальному (сопутствующему) хаббловскому времени (например, [44]).

Для простоты рассмотрим лобовое столкновение двух одинаковых гало, которые вириализованы к красному смещению z и имеют плотности барион-ной материи 187Г Г2ьрс(1 + z) , где рс - критическая плотность; предполагается, что столкновение происходит на том же смещении z. Минигало двигаются с относительной скоростью vc (1-3). В системе центра масс разрыв формируется в плоскости симметрии и две ударные волны распространяются от нее. Время, за которое УВ пройдет по всему минигало, составит = SR/2vc. Как отмечалось в [58] для сверхзвуковых столкновений время разряжения в поперечном направлении (к направлению столкновения) больше, чем время столкновения, что позволяет описывать процесс в одномерном подходе. Ограничим расчет термохимической эволюции временем столкновения tc, которое для рассматриваемых масс гало значительно меньше локального Хабб-ловского времени. Предположим, что зафроитовое течение газа оказывается изобарическим [45, 47, 59].

Космические лучи сверхвысоких энергий и образование первых протогалактик

В полностью схлопываюгцихся оболочках СН (верхние три панели) к концу расчета не остается газа с металличностью газа в эжекте. Наибольшее число ячеек имеет либо металличность в интервале Ю-4 — Ю-2 ZQ, либо фоновую 10 ZQ. В частично схлопнувшейся оболочке СН, М = 140 М, видно наличие высокометалличного газа каверны (см. четвертую панель сверху рис. 3.11 и рис. 3.10). В расширяющемся остатке СН, М = 200 М, можно выделить фоновый газ с Z = 10 ZQ, горячий газ каверны, в котором Z 10 ZQ, И газ в обогащенных фрагментах оболочки и «нитевидных» структурах (рис. 3.7) с металличностью Z 10 Z&.

Распределение металличности по числу ячеек, хотя и правильно воспроизводит изменение характера пространственного распределения металлов с течением времени, дает неверное представление об объемном факторе заполнения областей с разной металличностью и, соответственно, о массе металлов, заключенной в этих областях. Это связано с цилиндрической геометрией нашей модели: ячейки, находящиеся на расстоянии г от оси цилиндра, соответствуют пропорционально большему объему. Оболочки СН с высокой энергией, Е 5 х 10 — 10 эрг охватывают практически всю протогалактику с массой 10 MQ, но тяжелые элементы остаются сосредоточены в разреженной высокобогащенной каверне (нижняя панель рис. 3.7). В схлопывающихся оболочках значительная доля тяжелых элементов ассоциируется с плотным, т.е. достаточно холодным (см. рис. 3.5-3.6), газом. Зависимости массы и объема обогащенного газа для схлопывающихся оболочек СН имеют некоторые общие свойства [205]. Перечислим их, чтобы не приводить рисунки. Во-первых, масса обогащенного газа, [Z/H] — 5, растет со временем и стремится к насыщению. Во-вторых, в центральной области протогалактики газ остается с металличностью [Z/H] —2, а газ во фрагментах не обогащается выше металличности [Z/H] —2. В-третьих, объем, занимаемый высокометаллич-ным газом, [Z/H] 0, в начале эволюции оболочки СН растет, а затем убывает, что соответствует первоначальному расширению и последующему сжатию горячей каверны. Масса такого газа остается со временем почти постоянной и уменьшается после начала перемешивания газа каверны с падающим газом схлопывающейся оболочки. И наконец, наибольшие массу и объем имеет газ с промежуточными металличностями —3.5 [Z/H] —2, что может иметь существенные последствия для рождения звезд следующего поколения.

Поскольку после взрывов первых СН газ обогащен тяжелыми элемен 146 тами, которые более эффективны в охлаждении, чем первичные молекулы, ожидается, что звезды следующего поколения будут менее массивными. Легко показать, что металлы начинают доминировать в охлаждении газа при металличности [Z/H] —3.5 [28]. Металличность большинства наиболее старых звезд в гало Галактики лежит в интервале [Z/H] —(3 — 2). Однако в последние годы появляется все больше данных о звездах с меньшей металличностью (например, [187, 192]). Возникает естественная идея о том, что они относятся к промежуточному населению [184]. Определению критической металличности - значения металличности газа, при котором произошел переход, посвящено много работ (например, [181, 28, 182]). Однако, как видно из рис. 3.6 и приведенного выше анализа, металлы после вспышки первых СН перемешиваются крайне неэффективно, особенно в случае высокоэнерге-тичных СН. Процесс звездообразования может идти как в первичном, так и в обогащенном газе, причем, очевидно, характерное время звездообразования значительно меньше времени полного перемешивания. Поэтому в первых галактиках возможно рождение звезд в газе как с металличностью ниже критической, так и выше, если масса последнего окажется значительной.

На рис. 3.12 представлены диаграммы «плотность-металличность» в конечные моменты времени после взрыва сверхновой в протогалактике с полной массой М = 10 MQ, соответствующие распределениям на рис. 3.7. Масса газа, с заданной металличностью и плотностью, показана контурами. Явно видно, что значительная масса газа имеет металличность выше критической, причем если для массивных звезд и высокоэнергетичных СН этот газ оказывается разреженным с плотностью 0.1 — 0.3 см , то для взрывов СН звезд с меньшей массой плотность газа возрастает до 1—30 см . Масса плотного и, очевидно, холодного (см. рис. 3.7) газа с металличностью выше критической составляет несколько сотен масс Солнца, а для М = 25 MQ с ESN = Ю51 эрг основная доля плотного газа имеет металличность

. Диаграммы «плотность-металличность» в конечные моменты времени после взрыва сверхновой в протогалактике с полной массой М = 107 М, соответствующие распределениям на рис. 3.7: t = 4.4 млн. лет для М = 25 М с ESN = Ю51 эрг, t = 13 млн. лет для М = 25 М с ESN = Ю52 эрг, t = 20 млн. лет для М = 40 М с ESN = 3 х 1052 эрг (верхний ряд, слева направо), t = 20 млн. лет для М = 140 М с ESN = Ю52 эрг, t = 16 млн. лет для М = 200 М с S w = 5 х 1052 эрг. (нижний ряд). Контуры соответствуют массе газа, числа в М.

На рис. 3.7 видно, что оболочка СН сильно разрушена, ее фрагменты содержат холодный плотный газ, обогащенный металлами. Размеры этих фрагментов составляют 1 —10 пк, плотность в 10 и более раз выше окружающей, а температура примерно в такое же число раз ниже. Отметим, что чем дальше от центра протогалактики, тем плотность газа внутри фрагментов меньше. Кроме того, фрагменты оставшиеся после разрушения оболочки СН массой 140 М& С энергией 10 эрг оказываются менее плотными, чем в случае СН с М = 25 М& И Е = 10 эрг. Это легко объяснить величиной окружающей плотности газа в момент начала разрушения оболочки СН: чем меньше энергия взрыва, тем при меньшем размере оболочки начнется ее разрушение. Фрагменты, в основном, обладают сверхзвуковыми скоростями: на периферии протогалактики вокруг них можно заметить уплотнение газа, связанное с распространением ударного фронта. Движущиеся к центру фрагменты тоже имеют сверхзвуковые скорости порядка нескольких км/сек. Характерное время разрушения таких фрагментов при обдирании за счет действия неустойчивости Кельвина-Гельмгольца составит несколько миллионов лет. С другой стороны, достаточно высокая металличность фрагментов [Z/H] —3 и концентрация молекул Н2, 2х 10 , способствуют быстрому охлаждению газа за время меньшее их разрушения при обдирании. Однако значительное число фрагментов в центральной области разрушается из-за частых столкновений между собой, что препятствует эффективному охлаждению и образованию протозвездных конденсаций. Выделение фрагментов с плотностью выше заданного уровня (методика выделения описана в [92, 200]) показало, что массы фрагментов оказываются меньше джинсовских. В схлопывающихся оболочках СН постепенно формируется центральный холодный плотный фрагмент, содержащий большее количество тяжелых элементов, чем подобные на периферии протогалактики. Его масса растет за счет падающего газа, который быстро охлаждается за счет потерь энергии в линиях тяжелых элементов. Когда в центральной области протогалактики устанавливается режим гравитационного сжатия, то есть плотность газа достигает п 10 см , мы прекращаем расчет (причины этого были указаны выше). К этому моменту масса фрагмента с плотностью выше 10 см достигает 70 М0 1/AMj для СН с М = 25 М и Е = 1051 эрг и, судя по полю скоростей, будет расти дальше. Для СН с М = 25 М и Е = 1051 эрг, а также для СН с М = 40 М

Неустойчивости в зонах ионизации вокруг первых звезд

Ионизационная и тепловая эволюция обогащенного тяжелыми элементами газа зависит от начального состояния, в частности, от начальной температуры и ионного состава перед взаимодействием с ударной волной [255]. Сначала изучим как функции охлаждения зависят от плотности, металлич-ности и формы спектра. Во всех расчетах, приведенных в этом параграфе, начальная температура газа равна Т = 108 К, а ионный состав соответствует составу газа в столкновительном равновесии при такой температуре. Рассмотрим изохорические функции охлаждения, поскольку рост плотности в изобарическом случае, начиная от столь высоких температур, приводит газ к состоянию, в котором столкновительные процессы доминируют. В Табл. 4.2 приведен список основных параметров исследуемых моделей.

На рис. 4.5 представлены неравновесные функции охлаждения газа, находящегося во внешнем поле излучения для нескольких моделей из Табл. 4.2: (а) зависимость от металичности для газа с концентрацией п = 10 см , на 161

Неравновесные функции охлаждения фотоионизованного газа (пояснения в тексте). На всех панелях, исключая (а) и (f), тонкой пунктирной линией показана функция охлаждения газа с п = 104 см-3 и Z = ZQ. ходящегося в поле излучения со степенным спектром (PL) J21 = 1 и а = 1.7, функции охлаждения для металличности Z = 10 , 10 и 1 ZQ показаны толстыми сплошной, штриховой и пунктирной линиями, соответственно, функции для столкновительного случая показаны тонкими линиями, (Ь) зависимость от амплитуды J i спектра степенной формы с показателем а = 1.7 для газа п = Ю-4 см-3, Z = ZQ, функции для Ji\ = 0.01, 0.1, 1 показаны толстыми пунктирной, штриховой и сплошной линиями, соответственно; (с) зависимость от спектрального индексам для газа п = 10 см , Z = ZQ, находящегося в поле излучения со спектром амплитудой J21 = 1, скорость охла 162 ждения для а = 1 показана толстой сплошной, для а = 1.7 - толстой штриховой и для а = 5 -толстой пунктирной линиями; (d) скорости охлаждения для газа п = 10 см солнечной металличности в поле внегалактического излучения [212] (НМ), сплошная, штриховая и пунктирная линии соответствуют фоновому излучению на красных смещениям z = 0, 3, 6; (е) скорости охлаждения газа солнечной металличности и концентрацией п = 10 , 10 см (толстые сплошная и штриховая линии) в поле излученния НМ на z = 3; (f) неравновесные (толстые линии) и фоторавновесные (тонкие линии) функции охлаждения газа с п = 10 см и металличностью Z = 10 , 10 , 1 Z& (сплошная, штриховая и пунктирная линии) в поле излучения НМ на = 3, фоторавновесные функции аналогичны полученным в работе [216].

Сравним неравновесные функции охлаждения столкновительного и фотоионизованного газа. В первую очередь рассмотрим зависимость от металличности газа (а), остальные параметры остаются фиксированными: концентрация газа п = Ю-4 см-3, амплитуда степенного спектра Ji\ = 1 и показатель а = 1.7, и сравним с неравновесными функциями охлаждения в столкновительном случае (тонкие линии). При температуре ниже 10 К легко видеть значительные отличия между темпом охлаждения фотоионизованного и столкновительного газа. Скорости охлаждения фотоионизованного газа оказываются сильно подавлены по сравнению со столкновительным случаем (панели b и с), поскольку при одинаковой температуре в фотоионизованном газе ионы находятся в более высокоионизованном состоянии. Рост металличности, конечно, приводит к увеличению темпа охлаждения, но в фотоионизованном газе он будет всегда ниже, чем в столкновительном.

Суммарный внегалактический спектр излучения от галактик и квазаров существенно отличается от простого степенного спектра (см. рис. 5.9), поэтому функции охлаждения газа, находящегося под воздействием такого излучения, тоже должны различаться. В нижнем ряду на рис. 4.5 показаны функции охлаждения газа в поле излучения НМ. Наиболее мощный поток излучения соответствует красным смещениям z = 2 — 3, поэтому отличие между функцией охлаждения для z = 3 и таковой в столкновительном случае максимально (рис. 4.5d). Для двух других рассматриваемых значений красного смещения поток меньше и функции охлаждения совпадают между собой и близки к столкновительному случаю.

Зависимость функции охлаждения от плотности газа определяется соотношением между столкновительной ионизацией и фотоионизацией, которое пропорционально пе/,І2\. На рис. 4.5е показаны функции охлаждения для двух значений плотности газа. Для значения п = 10 см различие между функциями охлаждения для столновительного и фотоионизованного газа можно заметить только при Т 5 х 10 К. Эти отличия обусловлены задержкой рекомбинации водорода, углерода и кислорода, которые являются основными агентами охлаждения в указанном интервале температур.

Сравним функции охлаждения в неравновесном и равновесном фотоио-низованном газе. Недавно в работе [216] были рассчитаны функции охлаждения для равновесного фотоионизованного газа, находящегося во внегалактическом поле излучения НМ. Из-за некоторых отличий в химическом составе мы не можем использовать функции охлаждения из этой работы. Поэтому мы пересчитали их, используя нашу модель. На рис. 4.5f представлены равновесные и неравновесные функции охлаждения газа с плотностью п = Ю-4 см-3, находящегося во внегалактическом поле излучения НМ на красном смещении z = 3. Хорошо видно, что равновесные и неравновесные функции почти совпадают между собой при металличности Z O.IZQ. ЭТО является результатом действия излучения. В столкновительном газе равновесные и неравновесные функции охлаждения значительно отличаются (например, [12]), что связано с тем, что в неравновесном случае газ оказывается переионизованным, но чем выше поток ионизующего излучения, тем ближе ионный состав газа к фоторавновесию. При низкой металличности вклад от металлов в охлаждение оказывается меньше или сравнимым с вкладом от водорода и гелия, а высокий поток излучения приводит к переходу металлов в более высокоиони-зованные состояния и значительному уменьшению (подавлению) их вклада в охлаждение. Увеличение металличности приводит к росту неравновесных эффектов, что видно для газа солнечной металличности при Т 2 х 105 К.

Рассмотрим подробнее различия между функциями охлаждения фото-ионизованного газа в равновесном и неравновесном случаях. На рис. 4.6 показаны вклады в охлаждение от каждого из химических элементов для газа, находящегося во внегалактическом поле излучения НМ на = 3. Для Т 10 К равновесные и неравновесные функции почти сопадают, при уменьшении температуры Т 10 К появляются значительные различия, которые обусловлены изменениями вкладов в охлаждение от отдельных химических элементов. Видно, что вклады от С, N, О и Ne в неравновесном случае меньше, чем в равновесном, что связано с задержкой рекомбинации ионных состояний этих элементов, иными словами их переионизацией. При плотности п = 10 см список переионизованных ионов пополняется состояниями водорода и гелия. На панелях (c-d) заметна значительная разница между суммарным вкладом в охлаждение от водорода и гелия.

Тепловая неустойчивость в охлаждающемся газе за фронтом ударной волны

Для того, чтобы проследить химическую эволюцию галактики и получить эволюцию звездной массы, металличности и, наконец, спектрального распределения энергии, используем пакет PEGASE [309]. Предположим, что скорость звездообразования (СЗО) меняется подобно закону Шмидта: SFR(t) = А4 1/р2, что характерно для массивных галактик со звездообразованием, где Лч - нормированная масса газа в М. Конечно, в некоторых областях галактики СЗО может быть различной, но в среднем по диску СЗО остается довольно высокой в течение периода активного звездообразования. В наших моделях будем предполагать закрытую модель химической эволюции. В целом, рассмотрим четыре модели. В первых двух ПОЛОЖИМ Р2 = 3 X 10 млн. лет MQ И разные начальные массы газа: Мг = 2 х 1010 М0 - модель А, и Мг = 1.2 х 10 MQ - модель С. В двух других будем считать начальную массу газа одинаковой Мг = 1.2 х 1011 М0, а фактор р2 равным 3 х 104 млн. лет MQ В модели D и 5 х 10 млн. лет MQ В модели Е.

На рис. 5.7 показаны СЗО, SFR, удельная СЗО, sSFR = SFR/M , и звездная масса, М для галактик в моделях А, С, D и Е. Заметим, что различия между моделями в удельной СЗО появляются спустя несколько сотен млн. лет. В моделях А и С почти весь газ переходит в звезды к моменту 10 млрд. лет, в то время как в модели D галактика остается богатой газом - расходуется только 20 %. Характерное время израсходования газа составляет tg р2/Мд, что приводит к tg 300 млн. лет для всех рассматриваемых моделей, в результате СЗО почти постоянна в течение первых 200 млн. лет и пропорциональна р (верхняя панель на рис. 5.7), а затем SFR ос pz/t2 На рис. 5.8 показаны зависимости удельной СЗО от звездной массы в моделях А, С, D и Е, галактиках с активным и пассивным звездообразованием, изученных в [7]. Двумерная диаграмма показывает зависимость в галактиках из каталога SDSS+GALEX [311]. Видно, что наши модели ограничивают область, занимаемую галактиками с активным звездообразованием из [7]. Таким образом, можно ожидать, что спектральные свойства наблюдаемых галактик с активным звездообразованием будут близки к свойствам в моделях А и С в течение последних 3-4 млрд. лет эволюции.

Штрихпунктирной линией на рис. 5.9 показана спектральная светимость галактики в момент времени t = 7.5 млрд. лет, что соответствует времени, прошедшему от z = 2 до 0.2. Ясно виден значительный скачок на длине волны

А- минимальном значении в спектре, которое рассчитывается в пакете PEGASE, далее спектр следует эмпирическому соотношению %х SFR [310]. Несмотря на его искусственное происхождение в нашей модели, этот

Зависимость удельной СЗО от звездной массы в моделях А (пятиугольники), С (кружки), D (перевернутые треугольники) и Е (треугольники), галактиках с активным (квадраты) и пассивным (робмы) звездообразованием, изученных в [7]. Крупные заполненные символы соответствуют моментам времени, указанным на рисунке. Двумерная диаграмма показывает зависимость в галактиках из каталога SDSS+GALEX [311]. скачок вполне можно связать с экспоненциальным уменьшением числа таких фотонов, излучаемых звездами в течение короткого этапа их эволюции и поскольку число этих звезд невелико, (например, [312]).

Толстой серой линией на рис. 5.9 представлен полный спектральный поток излучения на расстоянии г = 100 кпк от галактики в момент z = 0.2. Суммарный спектр состоит из галактического (штриховая линия) и внегалактического (пунктирная линия) излучения. Сильное поглощение галактических фотонов с энергией Е 13.6 — 90 эВ в диске галактики со стандартными в нашей модели лучевыми концентрациями Nm and А неі приводит к доминированию внегалактического излучения в этом интервале энергий. Узкий пик в области Е 90 — 136 эВ соответствует части галактического излучения, избежавшей поглощения в диске. Заметим, что потенциал ионизации OV IQV = 113.9 эВ попадет в этот интервал энергий. Надо также обратить

Суммарный спектральный поток (толстая серая линия) излучения на расстоянии г = 100 кик от галактики в момент z = 0.2, вклады от галактического (штриховая линия) и внегалактического (пунктирная линия) излучения и спектральная светимость галактики (штрихпунктирная линия, шкала справа). внимание на то, что потенциал ионизации OVI равен 138.1 эВ, что близко к границе области Е 90 — 136 эВ, поэтому вариации спектра в этой области спектра важны для ионизационной кинетики ионов OV-OVI. Влияние вариаций потока на ионизационную эволюцию в окрестности 91А подробно рассмотрено в [308].

Поток излучения падает по мере удаления от галактики, поэтому представляется важным оценить область, в которой избыток квантов с энергиями выше 113.9 эВ, обусловленный звездным населением галактики, может значительно изменить кинетику ионов OV-OVI. На рис. 5.10 показано отношение монохроматических потоков галактического и внегалактического излучения с энергией 113.9 эВ в модели А для стандартных значений Агд И АТЫ. ВИДНО, что вклад от галактики доминирует на расстояниях г 300 кпк. Также на рис. 5.10 представлены радиальные распределения отношений Qfn/Qin и QOY/QOY ДЛЯ модели А на z = 1.8 и 0.2, где Q - доля квантов с энергией