Межзвёздные облака молекулярного водорода на ранних стадиях эволюции Вселенной

• Автор: Балашев, Сергей Александрович
• Шифр специальности: 01.03.02
• Научная степень: Кандидатская
• Год защиты: 2011
• Место защиты: Санкт-Петербург
• Количество страниц: 137 с. : ил.

Оглавление
Введение
1 НБ/Н2 абсорбционные системы в спектрах квазаров
1.1 Введение
1.1.1 Молекулярный водород. Наблюдения
1.1.2 Молекулярный водород. Структура уровней
1.1.3 Молекула НБ. Структура уровней
1.2 Абсорбционная система в спектре <3 1232+
1.2.1 Наблюдения
1.2.2 Анализ спектра
1.3 Абсорбционная система в спектре СІ 0812+3
1.3.1 Наблюдения
1.3.2 Анализ спектра
1.3.3 Объёмная концентрация облака системы О, 0812+3208 А
1.4 Абсорбционная система в спектре 1331+
1.4.1 Наблюдения
1.4.2 Анализ спектра
1.5 Общая статистика абсорбционных систем Н
2 Отношение Б/Ни плотность барионной материи во Вселенной
2.1 Введение
2.2 Отношение В/Н из НВ/Н
2.3 Выводы
3 Фактор покрытия квазара С21232+082 абсорбционной системой Н2 на /.=2.3377
3.1 Введение
3.1.1 Фактор покрытия
3.2 Неполное покрытие квазара 01232+082 абсорбционной системой
3.2.1 Коррекция нулевого уровня потока
3.2.2 Неполное покрытие в линиях Н
3.2.3 Неполное покрытие в линиях СI

3.2.4 Неполное покрытие в абсорбционных линиях других элементов
3.2.5 Фактор покрытия области широких эмиссионных линий квазара
3.3 Физические условия в абсорбционной системе
3.3.1 Ионизационная структура
3.3.2 Содержание тяжёлых элементов
3.3.3 Объёмная плотность в облаке. Молекулярная компонента
3.3.4 Объёмная плотность в облаке. Нейтральная оболочка
3.4 Результаты
3.4.1 Двойной квазар
3.4.2 Гравитационное микролинзирование
3.4.3 Неполное покрытие
3.4.4 Размер области эмиссионных линий
3.5 Выводы
4 Эффект уширения
4.1 Введение
4.2 Трёхуровневая модель
4.2.1 Основные положения модели
4.2.2 Эффект уширения
4.2.3 Процесс термализации и турбулентность
4.2.4 Оптические толщи уширенных линий
4.2.5 Изменённая кривая роста
4.3 Полный расчёт переноса излучения
4.3.1 Схема расчёта облака молекулярного водорода
4.3.2 Уравнения баланса
4.3.3 Основные результаты
4.3.4 Влияние пыли
4.4 Модель горячей оболочки
4.5 Заключение
5 Химическая эволюция НБ/Н2 облака
5.1 Введение
5.2 Основные положения модели
5.3 Результаты
5.3.1 Общие результаты
5.3.2 Влияние внешних параметров
5.3.3 Вариация отношения НБ и Н
5.3.4 Аналитическое приближение
5.4 Заключение

6 Заключение
Литература

например, молекулы Н2 наблюдаются только в ~10% DLA-систем [2] и только 21 система Н2 с большим красным смещением обнаружена до настоящего времени. Трудность обнаружения систем Н2 связана с двумя обстоятельствами. Во-первых, молекулярные облака представляют собой холодные компактные объекты, поэтому вероятность попасть на луч зрения квазар-наблюдатель мала. Во-вторых, линии поглощения Н2 очень узкие и для их регистрации необходимы спектры высокого разрешения с высоким отношением сигнала к шуму. Возможность получения спектров такого качества увеличилась с вступлением в строй оптических телескопов нового поколения (VLT, Keck, HST). Наблюдения молекулярных систем HD ещё более сложная задача, поскольку концентрация молекул HD на несколько порядков меньше, чем Н2. Для того, чтобы в молекулярном облаке были видны линии HD, лучевая концентрация молекулярного водорода Н2 должна быть достаточна велика, log N(H2)>19. Это неравенство может рассматриваться как некоторый поисковый критерий для HD. Метод определении отношения распространённости изотопов D/H по распространённости молекул HD и Н2 до последнего времени не использовался, так как молекулы HD удалось обнаружить на больших красных смещениях сравнительно недавно, в 2001 году [31].
2.2 Отношение D/H из HD/H
До настоящего времени линии HD (с большими красными смещениями) были отождествлены только в шести из 21 абсорбционной системы Н2 [31, 5, 2, 32, 19, 18, 33] (в двух из шести этих систем, выделяется по две компоненты). На рис. 2.2 показаны лучевые концентрации HD, Н2, измеренные в межзвёздных облаках нашей Галактики и абсорбционных системах квазаров. Определение лучевых концентраций HD и Н2 или DI и НI при больших красных смещениях позволяет оценить первичное изотопное отношение D/H, и как следствие Г2ь- На Рис. 2.2 наклонными прямыми показаны лучевые концентрации, соответствующие средним значениям отношений D/Ни HD/2H2, для галактических и внегалактических систем. Видно, что есть существенная разница по относительной распространённости молекул HD/H2 между облаками нашей Галактики (синие квадраты) и на больших красных смещениях (красные кружки). Также в нашей Галактике отношение D/H, измеряемое по лучевым концентрациям атомарных DI и HI (зелёная полоса [90]), систематически меньше среднего значения, полученного из анализа спектров квазаров (желтая полоса [88]). Это может быть отчасти объяснено выгоранием дейтерия в звёздах. Отличие между величинами D/H и HD/2H2, получаемое как в нашей Галактике, так и на больших красных смещениях может быть связано с химией молекулярных облаков (более подробно см. главу 5). В основном данное различие может быть объяснено тем, что в отличие от Н2 молекулы HD не всегда экранированы от ультрафиолетового излучения, и