Evoluția Viitoare a Mediului Intergalactic într-un Univers Dominat de un Constant Cosmologic

Sursă Originală: http://www.physics.unlv.edu/~kn/Visual/FutureIGM/

Kentaro Nagamine și Abraham Loeb 
Centrul de astrofizică Harvard-Smithsonian
2004, Noua Astronomie, 9, 573

[hârtie cu cifre de înaltă rezoluție: gzipped postscript  (683KB)    PDF (554KB)  ]

ADS

[A se vedea, de asemenea, o lucrare de însoțire despre evoluția viitoare a structurilor de mari dimensiuni din apropiere într-un univers dominat de o constantă cosmologică ]


Abstract:


Simulăm evoluția mediei intergalactice (IGM) într-un univers dominat de o constantă cosmologică. Observăm că în câteva vremuri Hubble din epoca actuală, baryonii vor avea două faze primare: o fază compusă din gaze ionizate cu densitate mică, temperatură scăzută, difuză, care se răcește exponențial cu timpul cosmic din cauza expansiunii adiabatice și a doua fază a gazului de înaltă densitate, la temperaturi înalte, în halouri violente de materie închisă, care se răcește mult mai lent prin procese atomice. Fracția de masă a gazului din halouri converge la ~ 40% la sfârșitul timpului, aproximativ dublul valorii calculate în epoca actuală. Observăm că în câteva momente ale lui Hubble, filamentele la scară largă din IGM de astăzi se vor rări și se vor stinge în IGM cu temperatură scăzută și numai insulele de gaz virializat își vor menține structura fizică. Nu găsim dovezi pentru fragmentarea difuzului IGM la o dată ulterioară. Mai mult de 99% din masa gazelor va menține o fracție de ionizare constantă de peste 80% în câteva momente ale lui Hubble. IGM difuză va deveni extrem de rece și diluat, dar va rămâne puternic ionizat, deoarece timpul său de recombinare va depăși dramatic vârsta universului.


Filme:

Filmele de mai sus arată evoluția distribuției proiectate a temperaturii gazului ponderat în masă, a masei gazului și a masei materiei întunecate într-o felie comodă de 50x50x10 Mpc / h. Cele de mai sus este aceeași felie ca cea prezentată în lucrare. 
  Ceasul arată de la stânga la dreapta, numărul instantaneului, factorul de scalare, schimbarea roșie și timpul cosmic în unități ale momentului actual al lui Hubble t H = 14 Gyr (pentru h = 0,7). Reionizarea are loc la z = 6 în această simulare. Așa cum am arătat în Nagamine & Loeb (2003, New Astronomy, 8, 439) , distribuția maselor de materie întunecată evoluează abia după t / t H = 3.0. Veți observa că temperatura scade rapid după t / t H = 3.0 datorită expansiunii exponențiale a universului. 
   Este posibil ca ceasul și imaginile să nu se sincronizeze bine în funcție de viteza de descărcare. Filmele tind să meargă în spatele ceasului cu 1-2 cadre dacă viteza de descărcare este lentă. Filmul cu temperatură devine brusc verde la z = 6, astfel încât să știți când nu vă sincronizați. Am dezactivat buclele filmului pentru a evita acumularea sincronizării. Dacă nu vă sincronizați, așteptați ca primul film să se termine și dați clic pe “Reîncărcați” sau “Actualizați” pentru al vedea din nou de la început. (Dar am descoperit că uneori nu se comportă așa cum am vrut. De exemplu, laptopul Netscape de pe laptop-ul meu Mac nu se deranjează să reîncarce filmele atunci când fac clic pe `Reload ‘. IE pare să funcționeze bine.)

Vreau sa vad mai mult? Iată și alte felii. 
Slică 0     Slică 1     Slică 3     Slică 4