УДК 524.78
ИОНЫ ТЯЖЕЛЫХ ЭЛЕМЕНТОВ В ЭПОХУ РЕИОНИЗАЦИИ ГЕЛИЯ
© 2014 г. Е. О. Васильев*
Научно-исследовательский институт физики Южного федерального университета,
Ростов-на-Дону, Россия Физический факультет Южного федерального университета, Ростов-на-Дону, Россия Поступила в редакцию 05.02.2014 г.; принята в печать 21.05.2014 г.
В рамках неравновесного (зависящего от времени) подхода рассмотрена тепловая и ионизационная эволюция около- и межгалактического газа в эпоху реионизации гелия Не11. Исследовано, как поглощение в линиях и континууме Не11 влияет на ионные состояния металлов и отношения их лучевых концентраций в диффузном (с температурой Т < 105 К) около- и межгалактическом газе, облучаемом ионизующим излучением со степенным спектром, характерным для квазаров и искаженным поглощением в Не11, и внегалактическим фоновым излучением. Найдено, что ионные состояния азота, кислорода и неона могут быть использованы для изучения возможного искажения спектра в интервале ^40—150 эВ. Показано, что отношения лучевых концентраций ионов СШ/С^ и SiШ/SiIV являются хорошими индикаторами поглощения в резонансных линиях гелия (^40—54 эВ). Подтверждено, что отношение SiIV/CIV слабо зависит от изменений спектра в этом диапазоне энергий. Найдено, что отношение ОШ/О^ оказывается наиболее многообещающим индикатором поглощения Не11 в континууме (^54—150 эВ). Следовательно, совместное использование отношений ОШ/О^ и СШ/С^ (или SiШ/SiIV) для изучения реионизации гелия позволит получить лучшие ограничения на форму спектра ионизующего излучения как в области резонансных линий поглощения, так и в континууме.
DOI: 10.7868/Б000462991412010Х
1. ВВЕДЕНИЕ
Хорошо установлено, что вторичная ионизация (или реионизация) водорода во Вселенной завершилась к красному смещению z ~ 6 (см., например, [1]). Таким образом, на меньших красных смещениях межгалактическая среда (МГС) стала прозрачной для фотонов с энергией выше 13.6 эВ. Увеличение скорости звездообразования при z < 6 также привело к однократной ионизации гелия, поскольку молодые массивные звезды излучают достаточное число квантов с энергиями E ~ /ие1 = 24.6 эВ. Однако МГС оставалась оптически толстой для квантов с энергией выше энергии возбуждения HeII E(LaHen) = 40.8 эВ (эффект Гана—Петерсона для гелия). Более жесткие фотоны излучаются, главным образом, активными ядрами галактик, квазарами, пик активности которых приходится на красные смещения z ~ ~3 и именно эти источники излучения способны привести к реионизации гелия HeII.
E-mail: eugstar@mail.ru
Недавние наблюдения указывают на наличие скачка Гана—Петерсона для однократно ионизованного гелия (HeII Gunn—Peterson trough) в спектрах квазаров на красных смещениях z > 2.8 (см., например, [2—5]). Похожие результаты получены в численных моделях (см., например, [6]). В некоторых наблюдениях обнаружено, что оптическая толщина тHen растет почти от нуля на z ~ 2 до на z > 3 [7, 8], что выражается в значительных флуктуациях с перемежаемостью между высоким и низким значением поглощения на z > 2.6 (см. также [9]) и свидетельствует о сильно неоднородном внешнем ионизующем фоне излучения. Последнее связано с редкостью квазаров, особенно наиболее ярких [10], и, следовательно, меньшей средней длиной пробега ультрафиолетовых (УФ) квантов по сравнению со средним расстоянием между квазарами. Со временем число квазаров возрастает (в пределах z = 2—3) и МГС становится прозрачной для квантов с энергией E > 40.8 эВ.
К красному смещению z ~ 3 МГС уже обогащена тяжелыми элементами (металлами). Метал-
личность МГС, определенная из наблюдений La-леса в спектрах квазаров и галактик, составляет [Z/H] ——3 -—2 [1 — 14]. Следовательно, линии поглощения металлов можно использовать в качестве дополнительного источника информации о реиони-зации Hell. Очевидно, наиболее чувствительными ионами к состоянию МГС будут те, потенциал ионизации которых лежит в окрестности 40—54 эВ (-3—4 Ry), например, CIII, CIV, SiIII и SiIV. В работе [15] была предпринята одна из первых попыток исследовать динамику реионизации гелия на красных смещениях z — 3 по отношению лучевых концентраций ионов SiIV/CIV, наблюдаемых в La-лесе, и были получены указания, что МГС на красных смещениях z — 3 становится прозрачной для квантов, ионизующих HeII.
Используя модели внегалактического фонового ионизующего излучения [16—22], можно изучить ионный баланс металлов в МГС. В частности, в работе [7] на основе собственных наблюдений была предпринята попытка восстановления формы УФ-ионизующего спектра в рамках равновесных фотоионизационных моделей. В дальнейшем было проведено подобное исследование с учетом большего набора наблюдательных данных [23]. Поскольку равновесный ионный состав обычно значительно отличается от неравновесного, то в работе [24] в рамках неравновесных фотоионизационных моделей были получены ограничения на УФ-спектр и динамику реионизации. На начальных этапах реионизации пространственные флуктуации ионизующего фона, обусловленные редкостью квазаров (т.е. большими расстояниями между ними), могут оказывать существенное влияние на ионные состояния углерода и кремния [25]. Потенциалы ионизации некоторых ионных состояний углерода и кремния лежат в области 40—50 эВ, поэтому отношения концентраций этих состояний, например, CIII/CIV, SiIII/siIV, SiIV/CIV, часто используются для поиска реионизации HeII [7, 24, 26, 27]. Следовательно, представляется интересным вопрос об изменении этих ионных состояний в газе, находящемся в поле ионизующего излучения, в зависимости от значения оптической толщины, обусловленной поглощением в HeII, а также поиск других возможных индикаторов — отношений лучевых концентраций ионов (или их комбинации) — реионизации гелия.
В данной работе будут изучены зависимости ионных состояний металлов и отношений их лучевых концентраций от оптической толщины, обусловленной поглощением в HeII, и применение этих зависимостей к поиску и выделению эпохи реио-низации гелия. В разделе 2 будет описана модель, в разделе 3 представлены результаты, а в разделах 4 и 5 содержатся соответственно обсуждение результатов и заключение.
2. ОПИСАНИЕ МОДЕЛИ
Часто предполагается, что множественные вспышки сверхновых дают начало мощным галактическим истечениям (outflows) (см., например, [28]). В обогащенном металлами газовом истечении образуются многочисленные фрагменты (благодаря гидродинамическим и тепловой неустойчивостям), которые формируют окологалактические и межгалактические структуры. В результате газ нагревается ударными волнами от сверхновых до высокой температуры и затем постепенно охлаждается, участвуя в турбулентных течениях. В окрестности галактик газ в таких структурах подвергается влиянию галактического ионизующего излучения, и по мере удаления от родительской галактики все большее влияние на газ оказывает внегалактическое поле ионизующего излучения. Фотоионизация в значительной степени меняет ионный состав газа, поэтому наблюдения газовых структур в абсорбционных линиях металлов в спектрах далеких квазаров и галактик могут предоставить информацию об окружающем поле ионизующего излучения. Некоторые данные можно извлечь и из наблюдений поглощения в нейтральном водороде и гелии, но возможность исследовать особенности спектра появляется только при изучении ионов металлов, поскольку лежащих между 13.6 и 54.4 эВ ионных состояний у металлов значительно больше.
Следовательно, основную задачу этой работы можно сформулировать как изучение в эпоху реионизации гелия поведения ионов металлов в газе, находящемся в поле излучения одиночного квазара, и поиск отношений лучевых концентраций ионов, отражающих особенности спектрального распределения энергии излучения, прошедшего через МГС с оптической толщиной тнеп. Конкретнее, будет исследована эволюция ионов металлов в остывающем газе галактических истечений и зависимость отношений концентраций ионов от спектральных особенностей поля излучения в интервале 40.8—300 эВ — тех особенностей, которые обусловлены поглощением в линиях и континууме гелия и определяются величиной оптической толщины 7HeII.
После реионизации водорода на красных смещениях z ^ 3, проходя через МГС, ионизующие фотоны могут поглощаться однократно ионизованным гелием (здесь не учитывается поглощение на пыли, поскольку оно мало), поэтому первоначальный спектр от галактик и квазаров будет изменяться. Эти изменения поля ионизующего излучения, очевидно, будут влиять на ионный состав межгалактического газа.
Таблица 1. Ионизационные потенциалы основных металлов в интервале 30—600 эВ
Ион С N О Si
II 24.4 29.6 35.1 16.4
III 47.9 47.5 54.9 33.5
IV 64.5 77.5 77.4 54.0
V 392.1 97.5 113.9 166.8
VI 490 552.1 138.1 205.3
2.1. Фоновое излучение
В этой работе будет исследована ионизационная и тепловая эволюция газа в эпоху реионизации гелия HeII. Поскольку здесь рассматривается зависимость ионизационного баланса тяжелых элементов в МГС от эффективности поглощения ионизующего излучения ионами гелия HeII, то мы предположим, что поглощение ионизующих фотонов атомами водорода и гелия (HI и HeI) пренебрежимо мало. Полное поглощение определяется только оптической толщиной на ионах HeII, т.е. полная лучевая концентрация N =
= NHeII = THeIIHeII = 6.29 X 1017THeII см"2, где иHen, тHen — соответственно сечение ионизации HeII и оптическая толщина при 54.4 эВ. Для изучения поглощения в резонансных линиях HeII сечение фотоионизации HeII в интервале 40.8—54.4 эВ предполагается равным значению при 54.4 эВ. Таким образом, оптическая толщина в интервале энергий 40.8—54.4 эВ постоянна и равна тHeII. Определенно, это значительное упрощение по сравнению с пилообразной модуляцией спектра из-за поглощения в резонансных линиях HeII [16], но предполагаемое значение оптической толщины может вполне рассматриваться как усредненное в интервале 40.8—54.4 эВ.
Наше предположение о поглощении только на ионах HeII вполне допустимо на красных смещениях z ^ 2—3, поскольку реионизация атомарных компонент HI и HeI закончилась к этому времени. Предположение о постоянстве тHen может применяться на масштабах 1—3 Мпк, к
Для дальнейшего прочтения статьи необходимо приобрести полный текст. Статьи высылаются в формате PDF на указанную при оплате почту. Время доставки составляет менее 10 минут. Стоимость одной статьи — 150 рублей.