Analiza modela galaktičke hemijske evolucije kompatibilnog sa merenjima zastupljenosti deuterijuma u međuzvezdanoj sredini

Analiza modela galakti

č

ke hemijske evolucije 

kompatibilnog sa merenjima zastupljenosti 

deuterijuma u me

đ

uzvezdanoj sredini 

- diplomski rad - 

 
 
 Mentor:  dr Tijana Prodanovi

ć

Kandidat: Petar Kosti

ć

Novi Sad, 2012

UNIVERZITET U NOVOM SADU 

PRIRODNO-MATEMATI

Č

KI  

FAKULTET 

DEPARTMAN ZA FIZIKU 

Sadržaj 

1.   Uvod .........................................................................................................................1 

2.   Merenje zastupljenosti deuterijuma (i sistem obeležavanja) ...................................3 

3.   Zastupljenost D u Galaksiji ......................................................................................5 

3.1   Lokalni Mehur ( 100 pc

<

) ...........................................................................5 

3.2   Okolina Sunca (100 500 pc

−

) .....................................................................6 

3.3   Galakti

č

ki disk (

500 pc

>

) ..........................................................................7 

3.4   Galakti

č

ki halo (

200 pc

z

≥

) ......................................................................8 

3.5   Primordijalna zastupljenost deuterijuma ......................................................8 

4.   Problem prašine. Deuterium-depletion model .........................................................8 

5.   Model galakti

č

ke hemijske evolucije.....................................................................10 

6.   Model galakti

č

ke hemijske evolucije sa prilivom .................................................11 

6.1  Ulazni parametri i opservaciona ograni

č

enja .............................................14 

6.2   Procena povratnog udela R ........................................................................16 

6.3   Funkcija po

č

etne mase ...............................................................................16 

6.4   Rezultati .....................................................................................................17 

7.   Diskusija ................................................................................................................19 

8.   Zaklju

č

ak................................................................................................................20 

9.   Literatura ................................................................................................................21 

2 

Slika 1. Grafik primordijalne zastupljenosti elemenata u odnosu na barionsku gustinu (tzv. 

Schramm plot), kako predvi

đ

a BBN model. Zastupljenost elementa X predstavljena je kao 

odnos zastupljenosti 

X H  (gde je H vodonik), osim zastupljenosti helijuma koja je prikazana 

masenim udelom u barionskoj materiji. Kvadrati i strelice prikazuju merenja primordijalnih 

zastupljenosti elemenata. Zbog prirode deuterijuma 

č

ija zastupljenost, od kako je nastao, 

monotono opada, i zbog njegove jake zavisnosti od barionske gustine, merenja 

D H  se 

uzimaju kao najpreciznija za odre

đ

ivanje barionske gustine. Grafik je preuzet iz [21]. 

Projekat  WMAP  (Wilkinson  Microwave  Anisotropy  Probe)  je  merio  parametar  barionske 

gustine 

B

η

  iz  spektara  kosmi

č

kog  pozadinskog  zra

č

enja,  pomo

ć

u  kog  se  u  BBN  modelima 

dobijaju primordijalne zastupljenosti elemenata [35]. Primordijalne zastupljenosti su merene i 

sa kopnenih teleskopa pomo

ć

u DI apsorpcije u pravcu ka malom broju kvazara na pomacima 

2

z

>

, dakle pre masovnijeg procesovanja kroz zvezde. [1] 

Deuterijum  je,  kao  primordijalni  izotop  vodonika,  kosmologiji  vrlo  koristan  iz  razloga  što  je 

sva  njegova  koli

č

ina  nastala  jedino  u  procesu  primordijalne  nukleosinteze.  Tokom 

č

itave 

kasnije evolucije svemira, deuterijum je samo bio uništavan, pretežno kroz proces formiranja i 

evolucije zvezda (astracija). Stoga, njegova zastupljenost monotono opada sa vremenom. Zbog 

te  njegove  jedinstvene  prirode,  deuterijum  može  da  posluži,  kao  što  je  re

č

eno,  kao  precizan 

bariometar, test hemijskih osobina intergalakti

č

kog medijuma, ali isto tako je bitan za modele 

galakti

č

ke  hemijske  evolucije  (GCE),  jer  merenje  njegove  zastupljenosti  u  me

đ

uzvezdanoj 

materiji (ISM) može biti pokazatelj udela gasa koji nikad nije prošao kroz zvezde.  

3 

Energija veze deuterijumovog jezgra je samo ~2.2 MeV, pa kad završi u unutrašnjosti zvezde 

lako se na

đ

e u proton-proton lancu reakcija [2] 

2

3

1

2

D

p

He

5.49 MeV

γ

+ →

+ +

. 

Zbog  ove  reakcije  deuterijum  ne  preživljava  astraciju,  ve

ć

  se  transformiše  u  helijum

3
2

He . 

Faktor  astracije 

D

Dp

DISM

f

y

y

=

  se  definiše  kao  odnos  primordijalne  zastupljenosti 

deuterijuma  i  njegove  zastupljenosti  u  me

đ

uzvezdanoj  materiji.  Modeli  galakti

č

ke  hemijske 

evolucije  naj

č

eš

ć

e  zahtevaju  vrednost 

D

1.4 1.8

f

−

∼

,  što  kao  o

č

ekivanu  zastupljenost 

deuterijuma u Galaksiji daje 

(

)

5

D H

1.4 1.9

10

−

−

×

∼

 [2]. 

Linsky i saradnici [3] su iz merenja FUSE-a došli do vrednosti 

(

)

5

D H

2.31 0.24

10

−

=

±

×

 za 

zastupljenost  deuterijuma  u  (bližoj)  me

đ

uzvezdanoj  materiji,  što  predstavlja  problem  za 

ve

ć

inu  GCE  modela  (suviše  visoka  vrednost).  Ovu  vrednost  su  koristili  Prodanovi

ć

  i  Fields 

(2008)  u  jednostavnom  GCE  modelu  sa  prilivom  [7],  koji 

ć

e  biti  razmatran  u  ovom  radu. 

Merenja 

D H   u  ISM  pokazuju  velike  varijacije  u  odnosu  na  pravac  i  rastojanje  pa  nije 

jednostavno  odrediti  srednju  vrednost  na  pravi  na

č

in.  Cilj  ovog  rada  je  da  se  sa  novom 

procenom  vrednosti 

D H   do  koje  su  došli  Prodanovi

ć

,  Steigman  i  Fields  (2010)  [8]  ispita 

njihov raniji GCE model [7], posebno stopa galakti

č

kog priliva i povratna frakcija gasa kao 

parametri modela. 

2. Merenje zastupljenosti deuterijuma (i sistem obeležavanja) 

Postoje  dva  na

č

ina  kako  se  zastupljenost  deuterijuma  u  neutralnom  me

đ

uzvezdanom 

medijumu  može  izmeriti.  Naj

č

eš

ć

e  se  meri  Ly-

α

  apsorpcija  deuterijuma  (DI)  u  neutralnom 

gasu koji se nalazi izme

đ

u detektora i dalekog izvora svetlosti. Drugi na

č

in je radio detekcija 

emisije DI hiperfinog prelaza na 91.6 cm (327 MHz). Što se ti

č

e Lajmanove serije, pionirska 

merenja zastupljenosti u lokalnoj ISM obavio je Copernicus satelit sedamdesetih godina XX 

veka  snimaju

ć

i  ultraljubi

č

aste  spektre  zvezda  (Rogerson  &  York  1973,  York  &  Rogerson 

1976,  Vidal-Madjar  et  al.  1977,  preuzeto  iz  [2]).  Ta  merenja  su  obezbedila  donju  granicu 

produkcije  deuterijuma  u  primordijalnoj  nukleosintezi  i  gornju  granicu  barionske  gustine. 

Kasnije  se  pristupilo  snimanju  spektara  dalekih  kvazara  (QSO)  (apsorpcije  na  crvenim 

pomacima 

3 4

z

−

∼

)  kako  bi  se  detektovala  primordijalna  zastupljenost  D.  1998.  godine, 

Tytler  i  Burles  [20]  su  odredili  (približnu)  primordijalnu  zastupljenost  pomo

ć

u  dalekih 

gasnih  oblaka  (

3

z

>

),  koji  uzrokuju  Ly-

α

  apsorpciju  u  spektrima  QSO  objekata,  i  dobili 

(

) (

)

5

p

D H

3.4 0.3

10

−

=

±

×

. 

Osnovna ideja ovakvog merenja zastupljenosti je da se detektuju apsorpcione linije vodonika 

(HI)  i  deuterijuma  (DI)  koje  nastaju  kao  posledica  ekscitovanja  ovih  elemenata  iz  osnovnih  

(

1

n

=

)  u  jednom  jonizovano  stanje  (

2

n

=

)  fotonom  talasne  dužine  1215.7 Å  (Slika  2). 

Apsorpciona  linija  HI  koja  nastaje  ovim  prelazom  pomerena  je  po  talasnoj  dužini  za  faktor 

oblaka

1 z

+

, dok je linija deuterijuma DI pomerena za faktor 

(

)

oblaka

0.33 1 z

+

 i mnogo je manje  

5 

Slika 3. Prikaz zavisnosti merenih 

D H  zastupljenosti od rastojanja izvora (levo) i linijske 

gustine (desno). [4] 

Naravno,  zastupljenost 

D H   se  može  meriti  i  iz  drugih  prelaza  Lajmanove  serije,  što  ima 

svojih  prednosti.  Recimo,  na  linijskim  gustinama 

log

(HI) 18.7

N

>

,  kod  Ly-

α

  apsorpcije, 

dolazi do maskiranja DI linije proširenim jezgrom HI linije, dok su kod Ly-

γ

 prelaza (972 Å) 

te linije razdvojene do 

log

(HI)

20

N

≈

. Koriš

ć

enjem više  Lajmanove serije, 

D H  u  ISM se 

može  meriti  do  linijskih  gustina 

log

(HI)

21

N

≈

,  ali  dalje  od  toga  analize  su  onemogu

ć

ene 

kako zbog širenja HI Lajmanovih linija, tako i zbog preklapanja sa gustim H

2

 linijama [3]. 

Posle  Copernicusa,  usledila  su  posmatranja  svemirskog  teleskopa  Habl  (HST),  projekat 

IMAPS  (Interstellar  Medium  Absorption  Profile  Spectrograph)  i  projekat  FUSE  (Far 

Ultraviolet  Spectroscopic  Explorer)  koji  se  bazirao  isklju

č

ivo  na  Lajmanovoj  seriji 

deuterijuma. Ova posmatranja su zna

č

ajno doprinela preciznim merenjima okolnog gasa koja 

ograni

č

avaju  GCE  modele,  i  višestruko  je  uve

ć

an  broj  pravaca  posmatranja.  Poslednjih 

godina,  broj 

D H   merenja  u  Mle

č

nom  putu  opada,  otkako  FUSE  više  ne  radi,  me

đ

utim, 

debata  oko  toga  šta  rezultati  ta

č

no  predstavljaju  traje.  Slika  4  prikazuje  direktna  merenja 

D H  u me

đ

uzvezdanoj materiji u razli

č

itim pravcima. Radi se o gasnoj zastupljenosti i nije 

ura

č

unat deuterijum koji je eventualno inkorporiran u molekule prašine (o 

č

emu 

ć

e biti re

č

i u 

poglavlju 4). Grafik je po linijskim gustinama podeljen u tri zone [4]: Lokalni mehur, okolina 

Sunca i galakti

č

ki disk. Kao što se vidi sa grafika zastupljenost 

D H  prili

č

no varira zavisno 

od pravca posmatranja, posebno u Sun

č

evoj okolini. Jedino se za ISM u Lokalnom mehuru (i 

na ve

ć

im udaljenostima) može re

ć

i da ima nešto ujedna

č

eniju raspodelu zastupljenosti. 

3. Zastupljenost D u Galaksiji 

3.1 Lokalni Mehur (

100 pc

<

) 

Me

đ

uzvezdana  materija  koja  se  nalazi  unutar  100  parseka  oko  Sunca  smatra  se  Lokalnim 

Mehurom (engl. Local Bubble, LB). Osobine ISM unutar ovog radijusa pretežno su homogene, 

što  je  slu

č

aj  i  sa  vrednostima 

D H  (kao  što  se  vidi  sa  Slike  4).  To  je  posledica  zajedni

č

ke 

istorije  šokova,  zagrevanja  i  mešanja  materije  unutar  Mehura,  usled  eksplozija  supernovih  i 

vrelih zvezdanih vetrova iz Sco-Cen Asocijacije. Izražene u linijskoj gustini vodonika, granice