Ранняя химическая эволюция галактик

• Автор: Кабанов, Артем Анатольевич
• Шифр специальности: 01.03.02
• Научная степень: Кандидатская
• Год защиты: 2012
• Место защиты: Санкт-Петербург
• Количество страниц: 110 с. : ил.

Оглавление
Введение

1 Модель химической эволюции галактик

1.1 Основные уравнения модели

1.1.1 Иерархический сценарий образования галактик

1.2 Механизм учета первых звезд

1.3 Зависимость начальной функции масс звезд от металлично-

сти вещества

1.4 Критическая металличность

1.5 Максимальная и минимальная массы звезд

2 Влияние звезд населения III на раннюю химическую эволюцию галактик
2.1 Химическое обогащение МЗС первыми звездами
2.2 Влияние параметров звезд населения III на химическую эволюцию
2.3 Вероятность обнаружения звезд с дефицитом нечетных элементов в окрестности Солнца
3 Влияние параметров нуклеосинтеза звезд на моделирование химической эволюции галактик
3.1 Обзор моделей нуклеосинтеза
3.2 Результаты моделирования
4 Эволюция скорости звездообразования и экстинкции в дисковых галактиках

4.1 Соотношение масса-радиус
4.2 Модификация модели
4.3 Выбор начальных параметров модели
4.4 Эволюция скорости звездообразования
4.5 Эволюция экстинкции
Заключение
Литература

Введение
Современная Вселенная сложна и полна разнообразных иерархических структур - звезды образуют галактики, галактики - скопления, скопления - сверхскопления. В то же время согласно нашим представлениям ранняя Вселенная была почти однородна. Процесс перехода из такого простого состояния в сложно организованную систему - один из интереснейших этапов ее эволюции. Данный этап связывают с эпохой образования первых звезд (ПЗ) и галактик (ПГ) во Вселенной. Эта далекая эпоха пока еще плохо изучена, и поэтому является предметом повышенного интереса.
Образование первых гравитационно-связанных объектов
Согласно современным представлениям ([1], [2]), образование первых звезд и галактик обусловлено ростом изначально небольших отклонений плотности материи от среднего (фонового) значения, оставшихся от эпохи окончания инфляции. Материя включает темную и барионную компоненты, первая из них является бесстолкновительной и состоит из слабо взаимодействующих холодных частиц неизвестной пока природы, а вторая - это водородно-гелиевая плазма. Флуктуации плотности материи, взаимодействуя с реликтовым излучением, "отпечатывались" в спектре излучения, то есть локально изменяли температуру реликтового излучения. Распре-даление именно этих отпечатков измеряли при наблюдениях анизотропии раликтового фона на космических аппаратах Реликт-1, COsmic Background Explorer (СОВЕ), Willkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) и Planck. Из измерений неоднородности температуры раликтового фона по небесной сфере было получено, что первоначальные флуктуации температуры из-

1.1. Основные уравнения модели
Частоту вспышек и8Пі, и8Пц сверхновых обоих типов в галактике можно приближенно оценить по формулам [80]:
ум =10“14 (1-і)

и3піі = 0.01-0. (1.2)
Здесь Мс - полная масса галактики, ф - скорость звездообразования (СЗО).
Эволюцию химического состава газовой составляющей галактики описывает уравнение, являющееся законом сохранения массы для конкретного химического элемента:
✓7 гМтах
— (ЗМо) = фН~ тм) Ziit - тм){М - Мг) + РфМ, г)} ф(М)йМ
" Мщгп
+р?т“ _ - м°иг + м/п. (1.з)
Здесь Zi(t) - относительное содержание ьго элемента в момент времени 1, РфМ, Z) - масса 1-го элемента, синтезированного при вспышке сверхновой II типа (БГШ) с массой М и металличностыо Ъ ,ф(М) - начальная функция масс, Мг - масса остатка звезды. Слагаемое р$м,а представляет собой производство ьго элемента при вспышке сверхновой типа 1а (ЭШа), а Zi(t)'ф(t) - количество металлов, которое вместе с межзвездным газом поглощается вновь образовавшимися звездами. Величина под знаком интеграла ф(t — тм)Zi(t—тм)(M — Mr)ф(M) описывает возврат газа, из которого состояла звезда, в межзвездную среду (МЗС) в конце ее эволюции, а слагаемое ф(ф — тм)РфМ, Z)ф{M) - обогащение МЗС тяжелыми элемента-