- Поляризованное изображение вращающейся черной дыры, окруженной холодным ореолом темной материи(arXiv)
Автор: Синь Цинь, Сунбай Чен, Зелинь Чжан, Цзилиан Цзин
Аннотация: мы изучили поляризованное изображение экваториального излучающего кольца вокруг вращающейся черной дыры, окруженной ореолом холодной темной материи (CDM). Результаты показывают, что плотность гало CDM оказывает такое же влияние, как характерный радиус гало, на поляризованное изображение черной дыры. Влияние ореола CDM на поляризованное изображение зависит от конфигурации магнитного поля, скорости жидкости и наблюдаемого наклона. С увеличением параметров гало CDM наблюдаемая интенсивность поляризации уменьшается, когда магнитное поле лежит в экваториальной плоскости, но в случае, когда магнитное поле перпендикулярно плоскости экватора, изменение наблюдаемой интенсивности поляризации с гало CDM также зависит от положения излучающей точки в кольце. Изменение угла положения электрического вектора (EVPA) с гало CDM усложняется. Наши результаты также показывают, что влияние ореола CDM на поляризованное изображение, как правило, невелико, что согласуется с эффектами ореола темной материи на тени черной дыры. Эти результаты могут помочь лучше понять темную материю по изображениям черных дыр.
2.От гало темной материи до дозвездных ядер: продолжение космологического моделирования Лаймана-Вернера с высоким разрешением(arXiv)
Автор: Льюис Р. Проул, Анна Т. П. Шауэр, Пол С. Кларк, Саймон К. О. Гловер, Феликс Д. Пристли, Ральф С. Клесен
Выдержка: Молекулярный водород позволяет охлаждаться первичному газу, способствуя его коллапсу в звезды населения III внутри первичных гало. Излучение Лаймана-Вернера (LW) от этих звезд может выйти из гало и задержать дальнейшее звездообразование, разрушая H2 в других гало. Поскольку космологическое моделирование показывает, что увеличение фоновой напряженности поля LW увеличивает среднюю массу гало, необходимую для звездообразования, мы проводим последующие моделирования выбранных гало, чтобы исследовать побочные эффекты, которые это оказывает на IMF населения III. Мы отслеживаем 5 ореолов для каждой напряженности поля ДВ J21 = 0, 0,01 и 0,1, определяя плотность предзвездного ядра 10-6 г см-3 (1018 см-3) перед введением стоковых частиц и следуя за поведением фрагментации для сотни лет дальше. Мы находим, что масса, аккрецированная на стоки к концу моделирования, пропорциональна массе внутри молекулярного ядра ~10-2 пк, которая не коррелирует с начальной массой гало. Таким образом, IMF мало зависит от силы LW. Поскольку проверенный здесь диапазон напряженностей фонового поля LW охватывает наиболее вероятные значения из литературы, мы заключаем, что IMF для так называемых звезд Pop III.2 существенно не отличается от начальной популяции звезд Pop III.1. Следовательно, первичное ММП, вероятно, останется неизменным до образования следующего поколения звезд Населения II.
