Что такое фон Лаймана-Вернера?

Фон Лаймана-Вернера (ЛВБ) — это часть «метагалактического» фонового излучения, состоящая из фотонов, способных фотодиссоциировать молекулярный водород ($H_\mathrm{2}$), но не ионизируют атомарный водород (HI). Эти фотоны находятся в ультрафиолетовом диапазоне с энергией от$11.2\,\mathrm{eV}$к$13.6\,\mathrm{eV}$, происходящие в основном из горячих массивных звезд.

Одна из причин, по которой это поле излучения особенно интересно для ранней Вселенной, заключается в том, что достаточно высокая интенсивность будет препятствовать охлаждению газа. Чтобы газ образовывал звезды, он не должен быть слишком горячим, поскольку горячий газ не может коллапсировать, образуя структуру. Газ с высокой металличностью способен охлаждаться за счет множества различных атомных переходов в металлах, но в ранней Вселенной, где звезды еще не произвели металлы, наиболее важным хладагентом при этих температурах является$H_\mathrm{2}$.

Это также имеет значение для формирования сверхмассивных черных дыр в ранней Вселенной, поскольку, как только вы сформируете большое количество звезд, обратная связь от массивных звезд (как через давление излучения, так и через нагрев межзвездной среды) затрудняет получение газа. коллапсируют прямо в сверхмассивные черные дыры.

При моделировании вам часто приходится принимать значение LWB, поскольку выполнение «истинного» переноса излучения требует больших вычислительных ресурсов. Следовательно, эти авторы, по-видимому, экспериментировали с двумя разными областями$100\,J_\mathrm{21}$и$1000\,J_\mathrm{21}$, соответственно. Здесь термин$J_\mathrm{21}$не имеет ничего общего с$21\,\mathrm{cm}$излучение (которое находится на другом конце спектра), а просто интенсивность в единицах$10^{-21}\,\mathrm{erg}\,\mathrm{s}^{-1}\,\mathrm{cm}^{-2}\,\mathrm{Hz}^{-1}\,\mathrm{sr}^{-1}$.