Процессы энерго- и массообмена между галактиками и окологалактической средой

• Автор: Васильев, Евгений Олегович
• Шифр специальности: 01.03.02
• Научная степень: Докторская
• Год защиты: 2015
• Место защиты: Нижний Архыз
• Количество страниц: 309 с. : ил.

Оглавление
Введение
Глава 1. Охлаждение до галактической плазмы и формирование первых звездных объектов

1.1. Введение

1.2. Молекулы НБ в охлаждении первичного газа

1.2.1. Образование молекул НБ за фронтами ударных волн .

1.2.2. Критическая масса

1.2.3. Фрагментация газа

1.2.4. Доля холодного газа

1.2.5. Звездообразование

1.3. Охлаждение вращающихся протогалактик
1.3.1. Вращение протогалактик
1.3.2. Эволюция газа
1.3.3. Фрагментация
1.4. Два интервала масс гало для образования молекул НБ
1.5. Выводы
Глава 2. Ионизация и нагрев догалактической плазмы и эволюция первых протогалактик
2.1. Введение
2.2. Дополнительные источники ионизации
2.3. Влияние на эволюцию и ограничения на свойства источников .
2.4. Космические лучи сверхвысоких энергий и образование первых протогалактик
2.5. Линия 21 см Н1 - индикатор состояния газа до реионизации

2.6. Глобальный сигнал и угловые флуктуации в линии 21 см HI . .
2.6.1. Тепловая эволюция фонового газа
2.6.2. Яркостная температура фонового газа
2.6.3. Спектры флуктуаций яркостной температуры
2.6.4. Различия источников ионизации в наблюдениях
2.7. Эволюция первых протогалактик
2.7.1. Стандартная рекомбинация
2.7.2. Влияние нестабильной темной материи
2.7.3. Влияние магнитных полей
2.8. Абсорбционные свойства протогалактик в линии 21 см HI
2.8.1. Стандартная рекомбинация
2.8.2. Влияние нестабильной темной материи
2.8.3. Влияние магнитных нолей
2.8.4. Анализ влияния от различных источников
2.9. Выводы
Глава 3. Первые звезды и сверхновые: ионизация и перемешивание
3.1. Введение
3.2. Свойства первых звезд, начальные условия
3.3. Неустойчивости в зонах ионизации вокруг первых звезд . . . .
3.4. Первые сверхновые и перемешивание металлов
3.4.1. Свойства первых сверхновых, начальные условия . . . .
3.4.2. Динамика газа и металлов
3.4.3. Статистические свойства распределения металлов . . .
3.5. Выводы
Глава 4. Процессы ионизации и энергообмена в нестационар-

ной космической плазме
4.1. Введение
4.2. Эволюция охлаждающегося обогащенного металлами газа .
4.2.1. Атомные данные и описание модели
4.2.2. Спектры внешнего излучения
4.2.3. Зависимость функций охлаждения от параметров
4.2.4. Важность неравновесных эффектов
4.2.5. Функции охлаждения в столкновительном случае
4.2.6. Динамика остатка сверхновой
4.3. Тепловая неустойчивость в охлаждающемся газе за фронтом
ударной волны
4.3.1. Неустойчивость в горячем газе
4.3.2. Неустойчивость в низкотемпературном газе
4.4. Ионы металлов в охлаждающемся газе
4.4.1. Неравновесные эффекты
4.4.2. Ионы металлов за фронтом ударной волны
4.5. Выводы
Глава 5. Металлы в межгалактической среде и протяженных гало галактик
5.1. Введение
5.2. Перемешивание металлов в межгалактической среде
5.2.1. Насыщение перемешивания
5.2.2. Распределение по масштабам
5.2.3. Зависимость ’’металличность-размер”
5.3. Ионы металлов - индикаторы состояния межгалактической среды в эпоху реионизации гелия
5.3.1. Отношение ионов углерода

сой формирующейся протогалактики. Скорость движения газа в возмущении с массой М будет близкой к значению:
ус — ч/Зс, (1.3)
где а - одномерная дисперсия скоростей
(Г'2 = Ш = См2/Ч^3ПтРс)^(1 + г). (1.4)
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 НБ чувствительна к этим параметрам. Вследствие этого можно ожидать, что свойства звездного населения в галактиках различной массы, формирующихся на разных красных смещениях, будут отличаться.
1.2.1. Образование молекул ЬГО за фронтами ударных волн
В современных теориях происхождения структуры во Вселенной формирование первых протогалактик относится к эпохе х = 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 г и имеют плотности барион-ной материи ~ 187г2Пьрс(1 + х)3, где рс - критическая плотность; предполагается, что столкновение происходит на том же смещении г. Минигало двигаются с относительной скоростью ус (1.3). В системе центра масс разрыв формируется в плоскости симметрии и две ударные волны распространяются от нее. Время, за которое УВ пройдет но всему минигало, составит^ = 37?/2г)с.