УДК 524.82+542.52
О О
МОЛЕКУЛЯРНЫЕ ОБЛАКА H2/HD В РАННЕЙ ВСЕЛЕННОЙ. НЕЗАВИСИМЫЙ СПОСОБ ОЦЕНКИ КОНЦЕНТРАЦИИ БАРИОНОВ
ВО ВСЕЛЕННОЙ
(©2015 г. А. В. Иванчик*, ^ А. Балашев, Д. А. Варшалович, В.В.Клименко
Физико-технический институт им. А.Ф. Иоффе Российской академии наук,
Санкт-Петербург, Россия;
Санкт-Петербургский государственный политехнический университет,
Санкт-Петербург, Россия Поступила в редакцию 12.08.2014 г.; принята в печать 24.09.2014 г.
Представлен обзор результатов анализа абсорбционных систем молекулярного водорода Н2, идентифицированных в спектрах квазаров. Исследование таких систем позволяет определять химический состав межзвездной среды и физические условия, существовавшие на ранних стадиях эволюции Вселенной — около 10—12 млрд лет назад. В настоящее время обнаружено 27 систем молекулярного водорода, в 9 из них идентифицированы также молекулы дейтерированного водорода НЭ. В работе описывается независимый способ оценки вклада барионов в полную плотность энергии во Вселенной на основе анализа относительной распространенности молекул Н2 и НЭ. Среди известных Н2/НЭ систем только две системы, наблюдаемые в спектрах квазаров Q 1232+082 и Q 0812+320, удовлетворяют условию самоэкранирования абсорбционного облака ^^н2,но ^ 15. Объемная степень молекуляризации при таких условиях может достигать единицы, что в свою очередь позволяет по отношению лучевых концентраций N(НО)/2Ж(Н2) оценить относительную распространенность дейтерия Э/Н. Анализ лучевых концентраций молекул в этих системах дает следующее значение: Э/Н = НЭ/2Н2 = (3.26 ± 0.29) х 10~5. Сравнение полученного результата с предсказанием теории первичного нуклеосинтеза для Э/Н позволяет определить величину относительного содержания барионов во Вселенной: ИъЬ2 = 0.0194 ± 0.0011. Эта величина меньше значений, полученных другими независимыми методами: 0.0224 ± 0.0012 — из анализа относительной распространенности атомов Э и Н в системах лаймановского предела на больших красных смещениях, 0.0221 ± 0.0003 — из анализа анизотропии реликтового излучения. Тем не менее все три оценки совпадают в пределах 2а.
DOI: 10.7868/80004629915020036
1. ВВЕДЕНИЕ
Молекулы H2 и HD играют уникальную роль как в астрофизике межзвездной среды, так и в космологии. Молекула H2 является самой распространенной молекулой во Вселенной. Благодаря этому и особенностям системы энергетических уровней молекула H2 играет ключевую роль в формировании газовых конденсаций и первых звезд, так как является основным хладагентом в ранней Вселенной, состав вещества которой близок к первичному. Величина энергии первого возбужденного уровня в атоме водорода, равная E ~ ~ 10.2 эВ, не позволяет состоящим только из атомарного водорода газовым конденсациям эффективно охлаждаться ниже температуры T < 104 K,
E-mail: iav@astro.ioffe.ru
и, как следствие, термодинамическое давление газа останавливает гравитационное сжатие облака. Проблему решает молекулярный водород, энергетическая структура уровней которого намного богаче из-за наличия колебательных и вращательных степеней свободы, а соответствующие им энергии возбуждения составляют доли электронвольт, что позволяет охлаждаться газу до температур порядка 200 К (см., например, [1]).
Казалось бы, влиянием молекул НЭ на охлаждение межзвездной среды можно пренебречь из-за существенно меньшей распространенности НЭ в сравнении с молекулами Н2 (N(НЭ)^(Н2) <
< 10"4). Однако в молекуле Н2 в силу ее симметрии дипольные переходы в основном электронном состоянии запрещены, и время жизни уровней достигает тысячи лет, в то время как в молекуле НЭ такая симметрия нарушена, и дипольные переходы
разрешены, а время жизни уровней уменьшается до нескольких дней. Это приводит к увеличению скорости излучения фотонов и делает ИЭ значимым хладагентом, сопоставимым с И2 (см., например, [2]).
Наблюдательным проявлением особенностей энергетической структуры молекул И2 является тот факт, что абсорбционные спектры И2 содержат линии, идущие с возбужденных вращательных уровней (1 > 1), в то время как молекулы ИЭ и другие атомы и ионы в условиях межзвездной среды находятся, главным образом, в основном состоянии. Это связано с большим временем жизни возбужденных уровней И2 и особенностью их заселения. Что касается молекулярного водорода, то его диссоционный континуум выше, чем потенциал ионизации атомарного водорода. Это приводит к тому, что фотодиссоциация И2 в межзвездной среде напрямую не идет, поскольку атомарный водород истощает спектр излучения выше 13.6 эВ. Диссоциация происходит посредством механизма, впервые описанного в работах [3, 4]. После фотовозбуждения на верхние энергетические уровни в линиях лаймановской и вернеровской полос
(~912—1100 А) около 87% молекул за время т ~ ~ 10"6 с возвращаются в основное электронное состояние на верхние колебательно-вращательные уровни, а 13% молекул переходят в непрерывный спектр, т.е. диссоциируют [5]. Выжившие молекулы путем каскадных переходов попадают в нижнее колебательное состояние и заселяют долгоживу-щие вращательные уровни [6]. Такой механизм называется радиативной накачкой.
Помимо того, что молекулы И2 и ИЭ являются ключевыми составляющими межзвездной среды, они играют важную роль в исследовании физических условий и химического состава вещества, а также их изменений в ходе космологической эволюции Вселенной. Изучение спектров квазаров, содержащих абсорбционные системы И2/ИЭ, позволяет решать такие космологические задачи как: а) оценка первичной распространенности дейтерия и, как следствие, оценка одного из ключевых космологических параметров — плотности барио-нов во Вселенной (см., например, [7, 8]); б) получение ограничений на возможное космологическое изменение фундаментальных физических констант; в) измерение температуры реликтового излучения в космологические эпохи, соответствующие времени 10—12 млрд лет назад, путем анализа заселенно-стей энергетических уровней атомарного углерода С1 и (или) молекул СО (см., например, [9]). Таким образом, молекулярные облака на больши!х красных смещениях представляют собой уникальные космологические лаборатории.
2. НАБЛЮДЕНИЯ МОЛЕКУЛЯРНЫХ ОБЛАКОВ
2.1. Молекулы H2 и HD в межзвездной среде нашей Галактики
Молекула H2 является самой распространенной молекулой во Вселенной (ее обилие превышает обилие других молекул по крайней мере в 104 раз), тем не менее существуют некоторые сложности с ее наблюдением. Молекула H2 не имеет удобных для наблюдения резонансных линий ни в видимом диапазоне, ни в радиодиапазоне, поэтому молекулярный водород долгое время не удавалось зарегистрировать. Лишь внеатмосферные космические наблюдения с помощью орбитальной астрономической обсерватории "Copernicus" (НАСА, 1972 г.) позволили детально исследовать в ультрафиолетовой части спектра горячих звезд линии поглощения межзвездного молекулярного водорода лаймановской (X1Х+ ^ и вернеров-ской (X1S+ ^ C 1П„) серий с длинами волн Л ~
~ 912—1100 A [10]. Также в полученных спектрах наряду с линиями H2 были видны и ультрафиолетовые линии поглощения молекул HD. Современные наблюдения молекул H2 и HD в нашей Галактике выполнялись специальной космической миссией FUSE (Far Ultraviolet Spectroscopic Explorer, НАСА, 1999 г.), одной из основных задач которой являлось исследование распространенности дейтерия и его галактической эволюции с целью оценки средней плотности барионов во Вселенной Qb. Именно поэтому проводились наблюдения как атомов H и D, так и молекул H2 и HD, в результате которых были получены следующие оценки: а) относительное содержание D/H в пределах 1 кпк от Солнца не превышает величины 2.3 х х 10"5 [11]; б) относительное содержание молекул W(HD)/2^(H2) в направлении 41 луча зрения в нашей Галактике варьируется в пределах от 6.6 х х 10_7 до 7.4 х 10_6 [12, 13]. При этом понятно, что сложность задачи определения первичной концентрации дейтерия по наблюдениям в нашей Галактике связана с неопределенностями галактической эволюции химических элементов и их соединений.
2.2. Молекулы И2 на больших красных смещениях
Открытие квазаров [14] предоставило возможность исследования облаков молекулярного водорода, находящихся вне пределов нашей Галактики (на космологических расстояниях), поскольку при
больших красных смещениях1 z > 2 линии молекул H2 попадают в синюю часть оптического диапазона (Л > 3000 A) и могут быть идентифицированы в спектрах, получаемых на наземных телескопах. К тому же космологические красные смещения соответствуют существенно более ранним эпохам, когда значения относительных распространенно-стей химических элементов в межзвездной среде были ближе к первичным величинам, чем к их современным значениям.
Одной из задач, решаемых с помощью изучения спектров квазаров, является определение физических условий в облаках межзвездной и межгалактической среды на больших космологических расстояниях, характеризуемых красным смещением z. Поскольку заселенности различных колебательно-вращательных уровней молекул чрезвычайно чувствительны к физическим условиям, молекулы H2 и HD являются исключительно важными индикаторами физического состояния межзвездной среды.
Долгое время (с 1985 до 1997 гг.) была известна только одна абсорбционная система молекулярного водорода, наблюдавшаяся в спектре квазара Q 0528-250. Спектр этого квазара был получен в 1980 г. Мортоном и др. [15], однако до 1985 г. линии H2 в нем не удавалось идентифицировать, тем более что эти линии попадали в ту часть спектра квазара, где присутствует множество La-абсорбционных линий нейтрального водорода (1215.67 A), соответствующих облакам межзвездной и межгалактической среды и сдвинутых относительно друг друга вследствие космологического красного смещения (рис. 1). Совокупность таких линий называют La-лесом (Lya forest) [16, 17]. В 1985 г. Левшаков и Варшалович [18], обнаружили в спектре этого квазара абсорбционную систему H2 с красным смещением zabs = 2.811. Интересно отметить, что красное смещение самого квазара zem = 2.78 меньше, чем красное смещение абсорбционной системы. Это в свою очередь может означать, что по отношению к квазару
Для дальнейшего прочтения статьи необходимо приобрести полный текст. Статьи высылаются в формате PDF на указанную при оплате почту. Время доставки составляет менее 10 минут. Стоимость одной статьи — 150 рублей.