Измерение содержания гелия в межзвездной среде по радиорекомбинационным линиям в диапазоне 8 и 13 мм Цивилев, Александр Прокопьевич

Введение к работе

Актуальность работы

Предсказанные и обнаруженные в СССР [1],[2] радиорекомбинационные линии (РРЛ) стали мощным средством исследования физики межзвездной среды (МЗС). Радиоволны не подвержены поглощению пылевой и нейтральной составляющей МЗС. Параметры РРЛ позволяют оценивать электронную температуру, электронную плотность ионизованной среды, турбулентность, скорости расширения и др. физические параметры НИ зон. Наибольшее количество данных по РРЛ получено от наиболее распространенного элемента МЗС - водорода. Развитие приемной аппаратуры и методов наблюдений позволили ставить-задачи по измерению и более слабых РРЛ от других химических элементов: гелия (Не), углерода (С) и серы (S), что позволяет исследовать химсостав, ионизационную структуру и ее зависимость от возбуждающей звезды, исследовать связь между НИ зоной и окружающим ее молекулярным облаком.

Гелий - второй по обилию элемент космической среды. Пренебрежение вкладом гелия будет вносить систематические ошибки в оценку параметров среды по РРЛ, с другой стороны наблюдения РРЛ Не являются дополнительным каналом изучения областей НИ. Но наибольший интерес вызывает то, что содержание гелия , у = N(He)/N(H), в космосе является важным параметром космологии.

По химсоставу наша Галактика состоит: на ~ 91% из водорода, Н, на « 9% из гелия, Не, и на « 0.1% из других элементов, Z, по числу атомов. Ф.Хойл и Тейлор в 1964 году показали [3], что в процессе звездной эволюции Галактика могла произвести гелия лишь « 1% , если ее жизнедеятельность поддерживалась только за счет термоядерных реакций горения водорода в гелий внутри звезд. Следовательно, около 90% процентов наблюдаемого количества гелия образовалось на догалакти-ческой фазе эволюции Вселенной, и , наиболее вероятно по современным представлениям, - за первые 3 минуты Большого Взрыва [4]. Предполагается, что при больших температурах (> 10¹⁰ К), существовашпх в первые моменты жизни Вселенной, количество нейтронов, п, и протонов, р, в единице объема находилось в равновесии за счет реакций слабого взаимодействия:

п + е⁺ < > p+P_e;n + v_e < — > р + еГ (1.1)

Их равновесное отношение определялось соотношением Больцмана:

п/р = ехр(~Атс²/кТ) (1.2)

Дт - разность масс нейтрона и протона. Поскольку Вселенная расширяется, то наступает момент ( ~10 сек, Т < 10 К) когда плотность вещества падает так, что реакции (1.1) прекращаются и отношение п/р "замораживается" или "закаливается". После момента закалки первичный нуклеосинтез начинается не сразу, поскольку температура еще высокая и не позволяет образовываться ядрам дейтерия (пр). В этот период величина п/р слегка уменьшается из-за распада свободных нейтронов со временем полураспада т„ = 887(±2)сегс [8]. После того как температура упадет ниже энергии связи ядра дейтерия (~ 100 сек,Т ~ Ю⁹ К), начинается эффективное образование ядер дейтерия, которые являются идеальным топливом для термоядерных реакций. Почти все сохранившиеся нейтроны порождают ядра гелия, обладающие наибольшей энергией связи среди продуктов нуклеосинтеза. Поэтому первичное (реликтовое) содержание гелия в основном определяется величиной п/р, а следовательно, зависит от физических условий момента закалки , определяющих скорость расширения Вселенной и условиями протекания реакций слабого взаимодействия, что напрямую связано с физикой элементарных частиц [4],[5].

Следовательно, измерение реликтового обилия гелия позволяет получать информацию о параметрах Вселенной в эпоху ~ 10 сек, которые, в какой-то мере, определили ход ее дальнейшей эволюции. Результаты одного из последных расчетов первичного нуклеосинтеза легких элементов в рамках стандартой космологической модели [8]. показывают, что первичное обилие гелия (Не⁴) лежит в довольно узких пределах :

0.236 < Y_p < 0.243 (по массе) или

0.0772< у_р < 0.0803 (по числу атомов).

Поэтому важно не только точное знание реликтового содержания Не, но и его пределов, которые можно получить значительно легче. В. последнее время исследователи, исходя из экспериментов на ускорителях, показали, что число поколений лептонов близко к 3 [8], [9]. Следовательно, отклонение в обилии гелия от предсказаний стандартных космологических моделей будет указывать на присутствие неизвестных частиц, например - наличие "зеркального" или "теневого мира" [5], если эксперимент покажет что Y_p > 25% или у_р > 8.3 %.

Имеется не так уж много каналов, позволяющих извлекать информацию о прошлом Вселенной. Микроволновый реликтовой фон и крупномасштабная структура космоса несут информацию об эпохе рекомбинации (~ 10⁶ лет после большого Взрыва ). Измерение содержания гелия по РРЛ может дать информацию о более "древних" событиях - о первых десятках секунд Вселенной после Большого Взрыва.

Цель работы

Основной целью настоящего исследования является проведение наблюдений РРЛ Н и Не от областей НИ для того, чтобы:

а) Исследовать проблему измерения обилия гелия по РРЛ и, по- возможности, точно измерить его содержание в МЗС, что исключительно важно для космологии, б) Дополнительно, получить информацию о физических условиях межзвездной среды, используя данные по двум РРЛ И и Не.

Радионаблюдения дают наиболее прямые, наименее зависимые от модели оценки у, чем оптика [6]. Но измерения по рекомбинаиионным линиям в любом диапазоне дают относительное содержание ионизованных составляющих среды (у⁺ = N(He⁺)/N(H⁺)). Переход к действительному содержанию у — N{He)/N(H) не всегда является простым и требует более глубоко понимания физических процессов в областях НИ, особенно - знания ионизационной структуры туманности. Поэтому данному вопросу уделяется особое внимание, сопровождая, по-возможности, интерпретацию данных модельными расчетами и исследованиями.

Научная новизна, научное и практическое значение

1) Освоена новая для РТ-22(ФИАН) экспериментальная возможность -наблюдение слабоконтрастных радиорекомбинационных линий. Полученный опыт может быть использован и при наблюдении других слабых радиолиний, например - слабых молекулярных линий.

1. Были проведены качественные наблюдения РРЛ Н,Не л С в ряде галактических НИ зон в диапазоне 8 п 13 мм, причем данные, полученные на волне 8 мм, являются на сегодня оригинальной информацией.

2. Показано, что для определения действительного обилия гелия, у, необходимо знание конкретной ионизационной структуры области НИ. При этом поправки к у⁺ за ионизационную структуру могут быть как положительными (зона Не⁺ < зоны Я⁺), что было известно ранее, так

и отрицательными (зона Не⁺ > зоны Я⁺), что было впервые показано в данной работе.

4. Обнаружены РРЛ углерода в мм диапазоне длин волн, которые являются весьма перспективными для исследования физических условий областей фотодиссоциации (СП).

5. Предложен новый способ оценки эффективных температур звезд, ионизующих области НИ.

6. Разработаны пакеты программ для автоматизации наблюдений и обработки данных, для расчета моделей НИ и ионизационной структуры, часть которых используется, а другая - может быть использована другими наблюдателями.

Проведенные исследования позволили измерить относительное содержание гелия в ряде галактических НИ зон, построить физические модели этих источников и оценить первичное (реликтовое) содержание гелия, которое является критичным в проверке теории происхождения Вселенной и ее эволюции.

Основные положения, выносимые на защиту

1. Освоена методика наблюдений слабоконтрастных РРЛ гелия и углерода.

2. Проведены наблюдения РРЛ Н,Не и С в ряде галактических НИ
зон. Измерено относительное содержание гелия в этих источниках, по
лучено его среднее значение по Галактике. Для части источников по
строены физические модели, которые в отличие от прежних моделей
учитывают динамику крупномасштабных движений вещества в туман
ности.

3. Впервые указано на то, что измеряемое (видимое) содержание
гелия, у⁺, может расти к краю туманности.

4. Показано, что такое поведение величины у⁺ скорее всего является
видимым эффектом, не связанным с вариациями химсостава по туманно
сти. Для этого развиты новые подходы к интерпретации данных наблю
дений с отказом от сложившихся представлений о строении областей НИ:
а) Предлагается в ряде случаев использовать более прогрессивную гео
метрическую структуру типа "блистер", б) Предлагается также исполь
зовать более совершенную ионизационную структуру с учетом ужестче-
ния спектра излучения, учетом влияния пыли и метастабпльного уровня
гелия.

5. Впервые зарегистрированы РРЛ углерода в мм диапазоне волн,
не учет которых вносит систематическую ошибку в измеряемое обилие
гелия большую, чем обычно считалось ранее.

6. На основе полученных радиоданных оценен интервал значений одного из важнейших параметров космологических теорий - реликтовое содержание гелпя, Y_p, которое оказалось больше, чем основная масса значений, полученных в оптике.

7. Предложен новый способ оценки эффективных температур звезд, ионизующих области НИ.

Личный вклад автора

Автором освоена методика наблюдений слабоконтрастых линий, проведены и обработаны наблюдения РРЛ Н,Не и С в ряде галактических НИ зон.

При участии автора проведена интерпретация результатов наблюдений, выяснено значение ионизационной структуры при измерении обилия гелия с учетом ужестчения спектра звезды и влиянием пыли; обнаружены РРЛ углерода в мм диапазоне длин волн. Автором высказана идея о возможности влияния метастабильного уровня гелия на ионизационную структуру, предложено в ряде случаев для интерпретации данных использовать структуру типа "блистер". Предложен новый способ оценки эффективных температур звезд, ионизующих области НИ.

Разработаны как при участии автора, так и лично пакеты компьютерных программ для автоматизации наблюдений, обработки результатов спектральных наблюдений, для расчета ионизационной структуры и модели НИ зоны .

Апробация работы

Основные результаты работы изложены в 17 печатных работах [1-17] и докладывались на XVII Всесоюзная конф. " Раднострон. аппаратура" (Ереван 1985), на коллоквиуме "125th Coll. of the In. Astr.Union :Radio Re-com. Lines: 25 years of invest., September 11-16, 1989, in Puschino,Russia", на XXIII Всесоюзной радиоастрон. конф. (Ашхабад, 1-3 окт. 1991), на XXV.Радиоастроном, конф., 20-24 сент. 1993, г. Пушино, на XXVI Радиоастрон. Конф. 1995 (18-22 сент.,С-Петербург), на XXVII Радиоастрон. конф. (10-15 ноября 1997 г. С-Петербург), на сессии АКЦ ФРІАН (1994, 1995 и 1996 г.), на международных конференциях: 1-й

и 2-й "International conference on cosmoparticle physics "Cosrnion-94". и "Cosmion-96"" и JENAM-95.

Структура диссертации

Диссертация состоит из Введения, 4 Глав и Заключения. Общий объем диссертации составляет 151 страниц, из них - 40 с рисунками и таблицами. Список литературы содержит 183 названий (па И страницах). Общее количество рисунков - 46, таблиц - 19.