УДК 524.82
ОПРЕДЕЛЕНИЕ СОДЕРЖАНИЯ ПЕРВИЧНОГО ГЕЛИЯ ПО НАБЛЮДЕНИЯМ РЕКОМБИНАЦИОННЫХ РАДИОЛИНИЙ: НОВЫЕ ДАННЫЕ. ИСТОЧНИК W51
© 2013 г. А. П. Цивилев1*, С. Ю. Парфенов2, А. М. Соболев2, В. В. Краснов1
1 Пущинская радиоастрономическая обсерватория АКЦ Физического института им. П.Н. Лебедева РАН
2Уральский федеральный университет, Екатеринбург Поступила в редакцию 26.02.2013 г.
На радиотелескопе РТ-22 (Пущино) проведены наблюдения рекомбинационных радиолиний Н,Не в источнике Ш51 в двух переходах: 56а (8 мм) и 65а (13 мм). Получены параметры спектральных линий и определено относительное содержание ионизованного гелия, у+ = (9.3 ± 0.35)%. Проведено модельное исследование коррекции (Д) за ионизационную структуру областей Н11 (при переходе от наблюдаемой величины у+ = N(Не+)/Ж(Н+) к реальной у = N(Не)/Ж(Н) в зависимости от спектрального класса ионизующей звезды. Откуда следует, что для оценки содержания гелия желательно выбирать источники, возбуждаемые горячими звездами спектрального класса не позднее 06У При этом коррекция ожидается небольшой и практически постоянной, Д в интервале 1.0—1.05. Проведен анализ коррекции за ионизационную структуру источника Ш51, получено реальное содержание гелия в интервале у = (8.9—9.7)% и определено его первичное содержание Ур (образованное при Первичном нуклеосинтезе во Вселенной) в этом источнике. Проведена новая оценка первичного содержания гелия по шести галактическим зонам Н11, где нами в разное время наблюдались рекомбинационные радиолинии Н, Не. Получено средневзвешенное значение Ур = 25.64(±0.70)%. Это значение Ур, с одной стороны, еще сильно не противоречит выводам стандартной космологической модели, а с другой стороны — допускает существование по крайней мере одной неизвестной легкой частицы во времена первичного нуклеосинтеза за рамками стандартной космологической модели. Для более надежных выводов необходимо продолжать уточнять величину Ур.
Ключевые слова: наблюдательная космология, первичное содержание Не4, области Н11, рекомбина-ционные радиолинии.
DOI: 10.7868/80320010813100069
ВВЕДЕНИЕ
Измерение первичного гелия, Yp = (4Не/Н), образованного во время первичного нуклеосинтеза, очень важно для современной космологии. Во время первичного нуклеосинтеза (первые 2—3 мин после Большого Взрыва) кроме 4Не образовывалось еще несколько элементов: дейтерий, 3Не, тритий и 7 Li. Но если их выход зависел только от барионной плотности Вселенной, то выход гелия в большей степени зависел от условий закалки отношения нейтронов и протонов (n/p). Одним из таких условий было количество легких, релятивистских частиц (см., например, Клапдор-Клайнгротхаус, Цюбер, 2000) на момент закалки (~10—20 с после Большого Взрыва). Таким образом, если
Электронный адрес: tsivilev@prao.ru
указанные выше элементы являются индикаторами барионной плотности Вселенной, то первичное обилие гелия является еще и индикатором наличия или отсутствия неизвестных легких частиц. Вклад известных легких частиц в рамках стандартной космологической модели (СКМ) хорошо вычисляется (Клапдор-Клайнгротхаус, Цюбер, 2000). Присутствие неизвестных легких частиц может означать отклонение от СКМ.
В большинстве работ оценка Ур была произведена по рекомбинационным линиям в оптическом диапазоне волн (оптика), где была установлена линейная зависимость (см., например, Изотов, Тхуан, 2004) между наблюдаемым обилием гелия (У = = Не/Н по массе) и содержанием более тяжелых элементов (2):
У = Ур + (1)
Объясняется это тем, что звезды в процессе эволюции нарабатывают как некоторое количество гелия, так и подавляющее количество более тяжелых элементов. Обычно величина Yp ищется по наблюдаемой зависимости Yпри экстраполяции 2 к нулю, при этом считается, что 2 = 0 в ранней Вселенной.
Известно, что оптические наблюдения подвержены многочисленным систематическим эффектам, которые налагают ограничения на получаемый результат (см., например, Пейджел, 2000; Изотов и др., 2007; Цивилев, 2009; Портер и др., 2009; Авер и др., 2010). Статистические ошибки в идеале можно уменьшить до нуля, систематические же ошибки останавливают продвижение в точности.
Измерения в радиодиапазоне имеют свои преимущества. Они не требуют модельных расчетов коэффициентов населенности уровней, так как гелий при больших уровнях возбуждения (главное квантовое число ^50 и более) является водоро-доподобной системой. Поэтому коэффициенты населенности идентичных уровней гелия и водорода одинаковы и в отношении (Не/Н) сокращаются, и мы прямо измеряем величину N(Не+)/Ж Таким образом, измерения по рекомбинационным радиолиниям (РРЛ) свободны от подавляющего числа проблем оптических измерений и могут дать независимую, дополнительную информацию о содержании гелия в межзвездной среде и о первичном нуклеосинтезе.
В предыдущей статье (Цивилев, 2009) был подробно описан метод измерения Yp по РРЛ, было получено следующее значение Yp = 25.2—25.5% с ошибкой ±0.9%.
Такое значение, с одной стороны, в пределах ошибок не отвергает выводы расчетов выхода гелия при первичном нуклеосинтезе по СКМ, с другой стороны — допускает отклонение от СКМ в смысле присутствия неизвестных легких частиц. Последовавшие новые оценки в оптике (Изотов, Тхуан, 2010; Авер и др., 2010; Скиллман и др., 2012) подкрепили вывод о "высоком" значении Yp, допускающим возможность существования неизвестных легких частиц во время первичного нуклеосинтеза. Так, например, в работе Изотова, Тхуан (2010) оценка Yp на 2а превышает значение Yp, полученное в рамках СКМ.
Однако недавно Авер и др. (2012), проведя анализ и отбор данных Изотова и Тхуан, пришли к заключению, что в пределах ошибок величина Yp еще согласуется с СКМ.
Целью работы является улучшение оценки Yp по РРЛ, полученной в работе Цивилева (2009). Улучшение было достигнуто за счет следующих факторов:
1. Были проведены наблюдения РРЛ в источнике W51 в двух переходах: 56а (8 мм) и 65а (13 мм). Это увеличило количество источников, где нами было измерено относительное содержание гелия по РРЛ.
2. По измерениям в оптике было получено более точное значение наклона зависимости Y(2) (1), dY|dZ = 1.62(±0.29) (Изотов, Тхуан, 2010).
3. Нами было произведено новое исследование влияния ионизационной структуры на измерение
П.
Описываются наблюдения РРЛ Н и Не в источнике W51, модельные исследования коррекции измерений относительного содержания гелия Nза ионизационную структуру областей далее получена новая оценка Yp по РРЛ и проведено обсуждение, в заключение перечислены выводы.
НАБЛЮДЕНИЯ РРЛ В ИСТОЧНИКЕ W51
Наблюдения РРЛ Н, Не и С проводились на радиотелескопе РТ-22 (ФИАН) в двух переходах 56а (8 мм) и 65а (13 мм) методом ON—ON (Беру-лис и др., 1983) сканами по ^7 мин. Данные каждого скана калибровались к антенной температуре и корректировались за поглощение атмосферой. Затем были получены средние спектры по дням, далее — средние между днями и сессиями, реализуя накопления сигнала в десятки часов (Цивилев, 1998). Использовался автокорреляционный анализатор спектра с числом каналов 2048 и частотной шириной 50 МГц. Параметры спектральных линий результирующего спектра определялись среднеквадратичной аппроксимацией спектров (фит-тинг) методом максимальной окрестности (Смирнов, Цивилев, 1982; Цивилев, 1998). На рис. 1 приведены полученные спектры, а в табл. 1 — полученные параметры спектральных линий и некоторые результаты. В столбцах таблицы приведены: РРЛ, амплитуда линий в антенных температурах, ширина линий на уровне половины максимума, лучевая скорость; в последнем столбце — полученные значения электронной температуры в предположении локального термодинамического равновесия (ЛТР) и относительное содержание ионизованного гелия у+ = N(Не+)^), полученное как отношение интегралов линий ^ и ^
Координаты источника: а(1950) = ^ 2^ 24.4 ¿(1950) = 14°24'48". Ширина диаграммы радиотелескопа РТ-22: р & 2.0' на 8 мм и р = 2.6' на 13 мм.
В случае перехода 56а была обнаружена незначительная зависимость результата аппроксимации
ОПРЕДЕЛЕНИЕ СОДЕРЖАНИЯ ПЕРВИЧНОГО ГЕЛИЯ 2.0
1.9 1.8 * 1.7 ^1.6 1.5 1.4 1.3
1 1 1 _ W51 13 мм 1111
1 Н1025 Н93У "
- С Не65а / \ 1 Не93г/\-^^ -
1 1 1 Н65а - 1111
-400 -300 -200 -100 0 100 200 300 400
УЬг, íм/c
0.02
-400
-1-г
W51 8 мм
-300
-200 -100 УЬг, íм/c
100
200
Рис. 1. Полученные на РТ-22 спектры: вверху на 13 мм, внизу на 8 мм. Нулевое положение соответствует У5Г,0 = = +58.0 км/с для линии Н. Сплошной кривой показан вписанный профиль линий, штриховой кривой отмечен ход нулевой линии (уровень континуума). Под каждым графиком приведена разность полученного и вписанного спектра в тех же единицах.
0
от модели нулевой линии спектрограммы, что приводит к наличию небольшой (^0.2%) систематичной ошибки величины у+, что отмечено в таблице. С учетом этого по двум переходам (56а и 65а) получим средне весовое значение, у+ = (9.3 ± ± 0.35)%.
При наблюдениях одной из проблем было искажение нулевой линии спектрометра, которое возникает из-за интерференции шумов и принимаемого сигнала, преимущественно при их отражении между основным зеркалом и контррефлектором
радиотелескопа; искажения имеют квазисинусоидальную форму (Бахрах и др., 1963; Бания и др., 1987) с периодом, зависящим от расстояния между отражающими поверхностями (для РТ-22 ^15 МГц.). Размах этого паразитного сигнала в отдельных сериях наблюдений был сравним с амплитудой линии гелия, и если линия Не попадала в провал нулевой линии, то можно было получить занижение величины у+ , если на пик — переоценку данной величины.
Одним из методов борьбы с этим искажением является компенсация за счет чередования сдвигов
Таблица 1. Результаты наблюдений РРЛ в источнике W51
РРЛ Амплитуда, К AV, км/с Hsr, км/с Получено
Н65а .411 (.0023) 29.97 (.23) 57.0 (.12) Те = 6540(500)K
Не65а .0371 (.0013) 32.35 (1.4) 56.9 (.46) У+ = 9.74 (0.55)%
Н937 .0471 (.0013) 30.4 (1.0) fix 60.9 (.34)
С65а .0112 (.0036) 2.3 (0.8) fix 56.4 (.36)
Н56а .2314 (.0009) 30.02 (.11) 55.6 (.03) Те = 8200(420)K
Не56а .0244 (.0008) 25.4 (0.82) 56.5 (.25) У+ = 8.94 (0.40)% (0.20 sys)%
С56а .003 (.0009) 5.8 (2.4) 55.2
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.