IMBH的演化和mini-QSO对再电离的影响

发布时间：2019-08-09 14:48

【摘要】： 宇宙第一代天体的形成与宇宙再电离是现代天体物理的重要研究内容。按照宇宙大爆炸理论模型[1,25],宇宙演化为今天的状态之前经历了“从无到有”的创生、暴涨、原初元素的核合成、辐射与物质的脱耦以及电离物质的复合,随后由于密度场的高斯扰动,宇宙又经历了物质成团、暗物质晕的形成、气体经过分子原子的冷却作用形成第一代恒星等过程。而其中宇宙的再电离是一个非常重要也是非常关键的环节,其中涉及了早期星系与恒星的形成与演化,以及类星体、黑洞等天体的演化等方面的问题。随着观测技术手段的不断进步,特别是太空望远镜的发射升空和研究理论的不断完善及发展,早期大爆炸宇宙学理论及其预言正在被越来越多的观测事实所证实。但是,复合之后使宇宙再电离的电离源以及具体的再电离过程却仍然是未解之谜。对目前已知的最高红移的类星体的研究表明,宇宙中的IGM在红移z～6时就基本完成了再电离[White et. al. 2003[95]、Wyithe Loeb 2003[97]]。由于再电离涉及到很多高红移天体的行为,而目前的天文望远镜技术还很难直接观测到红移z 6时的宇宙图像,所以只能通过发展迅速的计算机技术来模拟宇宙演化的一些片段。本文中的讨论都是在标准宇宙学的框架下进行的,讨论所涉及的重点是超大质量黑洞(SMBH,质量为10~6M_⊙-10~9M_⊙)的“种子”黑洞的质量增长方式以及中等质量黑洞(IMBH,质量为10~2M_⊙-10~5M_⊙)在吸积物质、并表现为一颗mini-QSO时,对再电离的贡献。本文的第一章将介绍在标准宇宙学的框架下,宇宙结构的形成以及暗物质晕的数密度公式、气体的冷却以及坍缩、星族III(Pop III)恒星的形成、演化以及宇宙再电离的过程和各种可能引起宇宙再电离的机制;第二章里简单地介绍了一下SMBH从“种子”黑洞开始演化后的质量增长方式;第三章简述M_(BH)-σ_*关系;第四章的主要内容是运用数值模拟方法来研究z 6时IMBH的质量增长;第五章的内容则是关于定量计算mini-QSO对宇宙再电离的影响;在第六章对本文的工作进行了总结和讨论。在本文的讨论中,如无特别声明,所使用的宇宙学参数都与Komatsu et al.(2009)[39]给出的WMAP五年数据保持一致:Ω_mh~2 = 0.1369,Ω_Λ= 0.721,Ωb= 0.0462, h = 0.701,σ_8 = 0.817。
【图文】：

暗物质,红移,星际气体,恒星

图 1.1 表示在红移 z～15-20 时，质量分别为710 M 、810 M 、910 M 、1010 M 、1110 M 1210 M 、1310 M 、1410 M 以及1510 M 的暗物质晕所对应的数密度[取自 Mo & Wh（2002）[50]]。1.4 气体的冷却和坍缩恒星是由星际气体凝聚而成的，并且该过程一直在不断地进行。直接的证据是星系中存在星协，而星协是由较年轻的恒星组成的。间接的证据则是在星际气体和尘埃中发现热且年轻的恒星[一]。宇宙复合之后，重子的 Jeans 质量为1.5 1.54J b16 1030 500Kz TM M + × Ω （1.6在冷却时标小于 Hubble 时标的条件下，质量大于JM 的密度扰动区域在引力不稳定性的作用下开始坍缩。Tegmark et al. （1997）[82]曾经给出在 z ～ 30时，能够坍

寿命,质量,恒星,主星序

1.5.3 Pop III 恒星的寿命和演化Pop I 与 Pop II 恒星的寿命取决于它们的质量。质量越大的恒星，演化得越迅速，，在主星序阶段停留的时间也就越短，相应地，恒星寿命也越短。而 Pop III恒星的寿命问题却有所不同，它们的寿命虽然受到质量的约束，但 Pop III 恒星的寿命随质量的变化却不是很明显，大多数寿命集中在63 × 10年左右。质量处于50 M M 500M ≤ ≤ 区间的 Pop III 恒星可以用 Bond et al.（1984）[9]提出的如下公式来估计它们的寿命：( )( )( )1 21 261 23 21 20.139 0.611.7 1.7310 1 33 0.24 1.0550.39 0.139IIIMM yrMMτ × × + + （1.9）由（1.9）式可以看出，Pop III 恒星的质量对于它们的寿命的影响主要体现在后两项，这个公式的计算结果在下面的图 1.2 上可以看得更清楚：
【学位授予单位】：中国科学技术大学
【学位级别】：硕士
【学位授予年份】：2010
【分类号】：P159.3

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