Наблюдательные проявления рекомбинации вещества в ранней Вселенной тема автореферата и диссертации по астрономии, 01.03.02 ВАК РФ

РОССИЙСКАЯ АКАДЕМИЯ НАУК СПЕЦИАЛЬНАЯ АСТРОФИЗИЧЕСКАЯ ОБСЕРВАТОРИЯ

_ На правах рукописи

РГБ ОД

1 3 МАИ 1938 УДК 524.86Н/86Не:520.272.5-17

СТОЛЯРОВ Владислав Александрович

НАБЛЮДАТЕЛЬНЫЕ ПРОЯВЛЕНИЯ РЕКОМБИНАЦИИ ВЕЩЕСТВА В РАННЕЙ ВСЕЛЕННОЙ

01.03.02 - астрофизика, радиоастрономия

Автореферат диссертации на соискание учёной степени кандидата физико-математических наук

п.Н.Архыз - 1996

Работа выполнена в Специальной Астрофизической Обсерватории РАН и в Казанском Государственном Университете

Научные руководители:

доктор физико-математических наук, профессор Тептин Г.М. кандидат физико-математических наук Дубрович В.К

Официальные оппоненты:

Ведущая организация:

доктор физико-математических наук

Госачинский И.В. кандидат физико-математических наук Сулейманов В.Ф.

Радиоастрономическая Станция Физического Института Академии Наук (г. Пущино)

UrCbJ?

199G г. в

Защита диссертации состоится " И9 • -ÎO часов Û0 минут на открытом заседании диссертационного совета Д 003.35.01 по присуждению учёной степени доктора физико-математических наук при Специальной Астрофизической Обсерватории РАН ( 196140, Санкт-Петербург, Пулково, CAO РАН ).

Отзыв на автореферат в двух экземплярах, заверенный печатью учреждения, просим направить по вышеуказанному адресу на имя учёного секретаря диссертационного совета.

С диссертацией можно ознакомиться в библиотеке CAO РАН, а также в библиотеке им. Н.И. Лобачевского Казанского Государственного Университета.

Автореферат разослан "_

1996 г.

Учёный секретарь диссертационного совета,

кандидат физико-математических наук ЫЛСЬ-7

/

/Е.К.Майорова/

ОБЩАЯ ХАРАКТЕРИСТИКА РАБОТЫ

Актуальность проблемы.

В настоящее время ставится множество экспериментов по наблюдениям и поиску различных космологичеких эффектов по всему диапазону частот, начиная от рентгеновского и заканчивая радиодиапазоном. Необходимость их вызвана тем, что хотя стандартная модель Большого Взрыва является общепризнанной, остается ряд нерешенных проблем, из которых главные: а) структура Вселенной выбор между открытой и закрытой моделями; б) неоднородное распределение вещества и, особенно, скучивание галактик; в) происхождение галактик, их вращения и магнитного поля; г) отсутствие значительной наблюдаемой пространственной анизотропии микроволнового фонового излучения.

Важное место в эволюции Вселенной занимает рекомбинация вещества, необходимость которой напрямую следует из стандартной модели Большого Взрыва. Её наблюдательными проявлениями должны быть т.н. реликтовые рекомбинационные линии водорода и гелия, которые должны наблюдаться в сантиметровом и дециметровом диапазоне длин волн на фоне спектра реликтового излучения (РИ), и таким образом искажать его планковскую форму.

В стандартной модели горячей Вселенной рекомбинация водорода и гелия происходит при красных смещениях от г-1500 до 2-6000. Этот процесс исследовался как с целью определения его влияния на замытие первичных пространственных флуктуаций температуры реликтового излучения (РИ), так и для оценки величины изотропных спектральных искажений РИ [1-4]. В диссертации рассмотрены вопросы об образовании спектральных искажений РИ - рекомбинационных линий Н1, НеП и НеШ, а также предложена методика их наблюдений и рассмотрены различные факторы, осложняющие проведение таких наблюдений.

Как известно, при расширении Вселенной происходит уменьшение температуры вещества Тт и излучения Тг. Из-за сильного взаимодействия между ними на ранних стадиях эволюции, температуры Тт и Тг равны с очень высокой точностью, а спектр излучения

планковский. При уменьшении температуры ниже некоторой, вещество из ионизированного состояния переходит в нейтральное. Для основных элементов, составляющих первичное вещество - гелия и водорода, эти этапы приходятся на интервал г от -6000 до -1500. Изменение температуры вещества и излучения происходит очень медленно, по сравнению с характерными временами радиационных переходов в атомах. Поэтому можно было бы ожидать крайне малой величины искажений спектра РИ. Однако, легко показать [2], что основная часть переходов обусловлена взаимодействием с фоновым излучением, т.е. поглощением и излучением квантов РИ без изменения его спектра (в силу принципа детального равновесия). Искажение может возникнуть только при наличии какой-либо неравиовеспости, например, при существенном изменении степени ионизации. Именно поэтому в период полной ионизации искажений не возникает, т.к. все акты рекомбинации компенсируются соответствующим числом ионизаций. Отсюда следует важный вывод - профиль рекомбинационной линии будет определяться динамикой рекомбинации, т.е. скоростью изменения степени ионизации как функции г. По профилям рекомбинационных линий можно сделать заключение о величине основных космологических параметров - общей плотности вещества О, плотности водорода во Вселенной соц, постоянной Хаббла Я0 (или, по крайней мере, об их относительных величинах), которые и определяют динамику рекомбинации вещества.

В диссертации показано, что контраст рекомбинационных линий

_с

достаточно мал - АТ <3-10" К в терминах температуры, что составляет по отношению к самой температуре РИ АТ/Т<\0 6 на частотах 2-4 ГГц. Однако радиоастрономическая техника постоянно развивается, и в настоящее время уже возможна постановка эксперимента по регистрации реликтовых рекомбинационных линий водорода и гелия. Необходимую чувствительность предполагается достичь с помощью системы многоканальных радиометров, реализующих параметры, близкие к предельным. Промышленный масштаб производства малощумягцих НЕМТ-трапзисторов сделал их достаточно дешевыми для применения в подобной аппаратуре в больших количествах.

К сожалению, имеется ряд факторов, которые будут затруднять проведение такого эксперимента. Для достижения столь высокой чувствительности необходимы большие времена накопления. Точно неизвестно, как в этом случае будет сказываться влияние дискретности метагалактического фона и слабого поглощения в линиях О2 и Н2О в

конце дециметрового и начале сантиметрового диапазона. Долговременное влияние промышленных помех тоже может исказить спектр линий.

Целью диссертационной работы является:

математическое моделирование процесса формирования искажений планковского спектра реликтового излучения за счёт рекомбинации водорода и гелия в ранней Вселенной;

разработка рекомендаций для создания приёмного комплекса, который позволил бы зарегистрировать реликтовые рекомбинационные линии водорода и гелия;

оценка влияния посторонних факторов, которые будут затруднять проведение наблюдений (промышленные и атмосферные помехи, атмосферное поглощение, влияние излучения Галактики и дискретности метагалактического фона).

Научная новизна диссертации состоит в следующем:

Впервые проведены расчёты и получены новые данные по искажениям спектра РИ, возникающим при рекомбинации HI. Получены спектры рекомбинационных линий HI в длинноволновой области.

Впервые рассчитаны интенсивности аналогичных искажений, возникающих при рекомбинации Hei и Hell.

Впервые наложен нижний предел на контраст рекомбинационных линий АТ/Т<Ю-6, а на амплитуду спектральных искажений реликтового излучения ¿17/Т<5-10 6 в начале дециметрового диапазона длин волн.

Практическая ценность работы состоит в том, что её результаты дают возможность планировать эксперимент, в котором можно получить доказательства существования РИ до ^-1500^-6000 со спектром, близким к планковскому, а также доказать, что распределение вещества было изотропным и термодинамически равновесным. Кроме того, в случае точного измерения параметров реликтовых рекомбинационных линий HI, Hei и Hell можно сделать заключения о величине фундаментальных космологических параметров Q, юн, #0.

На защиту выносятся

1. Результаты расчётов спектральных искажений РИ, возникающих за счёт рекомбинации водорода при г-1500.

2. Методика и результаты расчётов спектральных искажений РИ, возникающих за счёт рекомбинации гелия при 2-2700 и 2-6000.

3. Анализ существующих методов и рекомендации по оптимальной методике поиска реликтовых рекомбинационных линий.

4. Анализ прболемы помех и выбор оптимального диапазона для наблюдений.

Апробация работы.

Результаты работы докладывались на конференциях молодых радиоастрономов в РАС ФИАН, г. Пущино (1994-1996); астрофизических семинарах САО РАН, п.Н.Архыз; семинарах каф. радиоастронмии и итоговых конференциях КГУ, г.Казань (1994-1995); на конференции УЕИАС XXVII, г.Кэмбридж, Великобритания (1994); на конференции УЕИАС XXVIII, г.Гронинген, Нидерланды (1995) и были представлены на 26-й радиоастрономической конференции, СПб (1995) в виде стендовых докладов.

Публикации. По теме диссертации опубликовано 11 работ.

Стуктура и объём диссертации. Диссертация состоит из введения, трех глав и заключения, содержит 140 страниц текста, в т.ч. 30 рисунков, 3 таблицы. Библиография - 130 названий.

СОДЕРЖАНИЕ РАБОТЫ

Во введении показана актуальность темы, сформулированы основные задачи диссертационной работы и представлены положения и результаты, выносимые на защиту. Даётся краткий обзор теоретических работ по изучению динамики рекомбинации водорода при ^-1500 и формированию искажений спектра реликтового излучения.

В первой главе даются обзоры стандартной модели Большого Взрыва и теории динамики рекомбинации водорода при ¿0~1500. Далее здесь продемонстрированиы особенности двух стадий рекомбинации гелия при г0~2700 и 6000, и приведена теория формирования искажений спектра РИ за счёт рекомбинации НИ, НеШ и Не11. Кроме того, приведены основные результаты математического моделирования спектральных искажений РИ.

В стандартной модели Большого Взрыва [5] предполагается, что на ранней стадии расширения Вселенной полностью ионизированная плазма находится в равновесии с излучением. Остывание при расширении приводит к рекомбинации. Так как в ходе расширения сохраняется удельная энтропия, легко проверить, что по равновесной формуле Саха 50%-я степень ионизации для водорода достигается при температуре

7»4100 К, для однократно ионизированного гелия Hell - при Г-7200 К, а для двухкратно ионизированного гелия НеШ - при 7«16000 К.

В главе кратко изложена теория рекомбинации водорода и гелия в ранней Вселенной. Как показано Зельдовичем и др. [1], динамика рекомбинации водорода имеет существенно неравновесный характер. Относительно большое число выделяющихся /.„-квантов в силу большой оптической толщи по резонансному рассеянию фактически приостанавливают на какое-то время процесс образования нейтральных атомов. Эта задержка происходит до того момента, пока ¿„-квант не будет уничтожен в результате каскадных процессов захвата и испускания с участием фотонов РИ и с двухфотонным распадом 25-состояния в конце этой цепочки переходов. В случае рекомбинации гелия обратное влияние гелиевых £а-квантов существенно меньше из-за малого обилия этого элемента по отношению к водороду (а « 0.08 по концентрации). Поэтому рекомбинация гелия имеет большую степень квазиравновесности и протекает с большей относительной скоростью, чем рекомбинация водорода [6].

Далее в главе приведена теория формирования спектральных искажений РИ. Искажение температуры РИ определяется отношением спектральной плотности рекомбинационных фотонов к спектральной плотности фотонов в планковском спектре РИ, и в результате описывется следующей формулой [4]:

AT 2dx з

—— = А/с„й)иЛ ц—rz Т ,J н ,Jdz

Здесь А - коэффициент, зависящий от конкретных условий рекомбинации, K-Lj - относительная вероятность данного перехода с уровня i на уровень /, или так называемый КПД перехода, показывающий, сколько фотонов данной частоты выделилось на один безвозвратно рекомбинирующий электрон [2-4], Кц - лабораторная длина волны данного перехода. Плотность водорода по отношению к общей плотности материи зависит от выбора модели; в данном случае было принято значение <aj[=0.1. Функция dx/dz представляет собой скорость изменения степени ионизации х в зависимости от красного смещения / -т.е. скорость рекомбинации. Поскольку процесс рекомбинации растянут по времени (и, следовательно, по z), в настоящее время длина волны испущенных одним и тем же квантовым переходом фотонов является функцией от длины волны, причём Az/z=A7JX. Фактически расширение

Вселенной формирует допплеровский профиль рекомбинационной линии, причём чем медленнее происходит процесс рекомбинации данного элемента, тем шире профили линий, относящихся к нему.

Во второй части главы изложена методика математического моделирования спектральных искажений. Для моделирования спектральных искажений РИ необходимо получить зависимость степени ионизации от г, что в случае рекомбинации гелия получается путём решения уравнения Саха, а в случае рекомбинации водорода -численным решением уравнения динамики рекомбинации, которое учитывает неравновесные процессы [1,2,7-9].

Особое внимание в главе уделено методике вычисления к^- т.н. КПД переходов. Для вычисления матрицы КПД составлялась математическая модель каскадных переходов между уровнями соответствующего атома (или иона), учитывающая полные вероятности переходов как связанно-связанных, так и связанно-свободных (уход на ионизацию) [6-9]. Начальное распределение электронов задавалось в соответствии с коэффициентами рекомбинации на различные уровни атома (иона). После этого производились итерационные вычисления, при которых определялось количество фотонов, выделившихся на данном связанно-связанном переходе.

В главе указано, что определение матрицы КПД связано с определением вероятностей переходов в атоме. В случае рекомбинации НИ или НеШ имеется система с вырожденными энергетическими уровнями, где для вычисления вероятностей переходов можно воспользоваться достаточно простым приближением Крамерса [10]. Но в случае рекомбинации Не11 должна рассматриваться система с двумя электронами, где нужно учитывать расщепление по орбитальному моменту /. В настоящее время не существует точной квантовомеханической модели атома с двумя электронами. Однако, для описания высоких энергетических уровней здесь можно воспользоваться методом Гамильтона [11], т.е. рассматривать движение второго электрона в поле атомного остатка с зарядом 2=\ (водородоподобное приближение), где можно воспользоваться точными формулами вероятностей переходов с учётом расщепления по к [12,13]. В главе предложение, что для низких энсргенических уровней можно воспользоваться табличными значениями вероятностей переходов [14]. В главе показано, что хотя и для высоких уровней будет некоторая ошибка при определении вероятностей переходов с участием б-состояний,

эта ошибка будет нейтрализована малым статвесом этих уровней; кроме того, при составлении модели атома Hei была произведена "сшивка" табличных значений с расчётными путём подбора весовых коэффициентов. Аналогичный подход применялся и при определении вероятностей свободно-связанных переходов [6].

Далее в главе приведены основные результаты математического моделирования. После определения КПД переходов, суммирования отдельных профилей линий на общей шкале длин волн и учёта поглощения квантов при распространении в среде между местом их возникновения и наблюдателем было получено три системы рекомбинационных линий (НИ, Hell, Helll), которые должны искажать планковскую форму спектра РИ. Показано, что полученные значения искажений спектра РИ и вид системы рекомбинационных линий различны во всех случаях. В главе отмечено, что рекомбинация водорода характеризуется самым большим энерговыделением и, следовательно, самой большой величиной искажений спектра РИ (АТ/Т ~ 3-Ю 6 при к » 40+50 см). Но за счёт большой продолжительности рекомбинации профили реликтовых рекомбинационных линий водорода широкие (Л?>0,2-zq) , и при наложении друг на друга дают гладкий спектр с контрастом линий АТ/Т - 10~8. Линии как бы "размазываются" по спектру [7-9].

В главе показано, что в случае гелия рекомбинация происходит быстрее, и профили рекомбинационных линий узкие (Az<0.08+0.1-z0). При рекомбинации Hell контраст линий составляет ДТ/Т ~ 5-10"8 при X ~ 40+50 см при общей амплитуде искажений ДТ/Т ~ 2-Ю7, хотя рекомбинационный спектр и здесь достаточно гладкий [6].

Реликтовый рекомбинационный спектр НеШ характеризуется тем, что линии отстоят гораздо дальше друг от друга, чем в двух предыдущих случаях. Поэтому здесь линии характеризуются наибольшим контрастом (АТ/Т - 5-10"7 +10~6 при А, » 30+50 см) с практически той же общей величиной искажений А Т/Т - 1+1.5-106 [6].

Стоит, однако, отметить, что величина искажений спектра РИ и контраст реликтовых рекомбинационных линий сильно зависит от принятого набора космологических параметров. На рис. 1. приведён общий спектр искажений РИ, полученный при принятых значениях общей плотности материи по отношению к критической £2=1, плотности водорода ©д=0.1, постоянной Хаббла Н0=75 км с1 Мпсл.

Во второй_главе дан обзор методики наблюдений абсолютной

температуры РИ. Продемонстрированы особенности наблюдения как самого РИ, так и реликтовых рекомбинационных линий. Произведён анализ существующих спектральных методов радиоастрономии. Сделаны

Длина волны, см.

60 50 40 30 25 20 15

8x10"® 7x10* 6х105 5x10-" 4x10 6 АГ/Г3х10е 2х10"6 1Х10"6 О

-1Х10"6

0.5 10 1.5 2 0

Частота V, ГГц

Рис.1. Суммарный спектр искажений РИ за счёт

рекомбинации вещества в ранней Вселенной. Пунктиром обозначены полосы частот, наиболее оптимальные для поиска реликтовых рекомбинационных линий.

выводы о пригодности той или иной методики для наблюдения спектральных искажений РИ.

В обзорной части главы показано, что абсолютные измерения температуры РИ проводились различными методами (гетеродинные радиометры (X > 3 мм), болометрические измерения и методика с использованием межзвёздных молекул СК (А. < 3 мм) [15]. Самые точные измерения температуры РИ были получены в результате эксперимента СОВЕ в диапазоне 0.5-И0 мм, где была получена температура ТРИ =2.735 ± 0.06 К [16]. В настоящее время не зафиксировано существенных отклонений спектра РИ от планковского. С другой стороны, точность измерений температуры недостаточна, чтобы

III 1 л 1 1

: Ид 46 ГГц

1/ | у„=0.98 ГГц \1\ 1 1

Г Ч л 1 "\л: ! У\ К I : : 1 : ;

1 ; :

1 V-' \ 1 1 ^ 1 ' I 1 1 , 1 1 , 1 1 п , ; : ■ ; ......

зафиксировать такое слабое искажение спектра РИ, как реликтовые рекомбинационные линии.

В главе указано, что внутриатмосферные измерения температуры РИ существенно ограничены по точности шумом атмосферного поглощения АТаШ~\()() мК. Но если речь идёт о регистрации реликтовых рекомбинационных линий, нужно отметить, что контраст линий является относительным параметром, т.е. абсолютное значение температуры РИ в данной задаче получать не нужно. Шум атмосферного поглощения будет проявляться как низкочастотная флуктуация подложки спектра, которую можно отфильтровывать с помощью т.н. коммутации Дике [15] (быстрое сравнение ожидаемого сигнала со стабильным опорным источником).

Большое внимание в главе уделено поиску оптимальных условий для обнаружения искажений спектра РИ. Наиболее оптимальным для поиска искажений спектра РИ является диапазон частот в районе 1 ГГц (см. рис.1). В области более высоких частот общая амплитуда искажений и контраст рекомбинационных линий уменьшается, а на частотах ниже указанного диапазона резко ухудшается помеховая обстановка, увеличивается шум Галактики и возрастают трудности конструктивного порядка [17].

В главе показано что, для уверенного обнаружения линий необходимо, чтобы в выбранный диапазон попадало не менее двух рекомбинационных линий. Это условие удовлетворяется, например, при выборе диапазона с центральной частотой ус=0.98 ГГц и Д\'-0.36 ГГц, причём число каналов спектроанализатора п должно быть не менее 1820. Таким образом, речь идёт о спектроскопии низкого разрешения чрезвычайно слабых сигналов [17].

Выяснено, что калибровка высокочастотного тракта должна производиться с помощью механической модуляции (коммутации Дике) по холодной нагрузке, помещённой в жидкий гелий для исключения ложных эффектов на результирующем спектре.

В главе отмечено, что если принять ширину одного канала Ду„ = 20 МГц, то время накопления, необходимое для реализации чувствительности хотя бы Д7-10"6 К для одного радиометра с 7^=50 К составляет порядка 108 сек (около 3-х лет). Для уменьшения времени накопления естественно предложить систему, состоящую из большого количества независимых радиометров со спектроанализаторами с последующим осреднением спектров мощности. При числе приёмников N«100 уже можно ожидать времён накопления порядка 1 месяца. В этом

и

случае особое внимание необходимо уделить реализации спектроанализаторов, как самых сложных и дорогих элементов системы.

Подробно описаны различные варианты спектроанализаторов. В настоящее время существует 3 основных типа спектроанализаторов, использующихся в радиоастрономической практике. Это фильтровые анализаторы, цифровые автокорреляционные спектрографы и акустооптические преобразователи (АОП). Наиболее простым вариантом является, очевидно, фильтровой анализатор. Его основные достоинства -низкая стоимость и простота изготовления. Основные недостатки -нестабильность параметров и трудности определения передаточных коэффициентов фильтров с очень высокой точностью. Нестабильность параметров может быть уменьшена дополнительной термостабилизацией и применением специальных конструкций фильтров с очень малым коэффициентом температурного расширения (диэлектрические резонаторы) [17].

Отмечено, что основным недостатком автокорреляционных спектоанализаторов для данной задачи является недостаточно широкая полоса анализа, которой обычно обладают промышленно изготавливаемые устройства этого типа (10-50 МГц). Хотя в литературе появились сведения об автокорреляторах с полосой анализа до 4 ГГц [18], они являются экспериментальными, а поэтому чрезвычайно дорогими устройствами. Можно только надеяться, что при постоянном уменьшении стоимости цифровой техники и улучшении её характеристик автокорреляторы с необходимой полосой анализа (не менее 400-500 МГц) будут доступны через 5-10 лет так же, как сейчас доступны фильтровые анализаторы [17].

В главе отмечено, что акусто оптические преобразователи характеризуются сложностью конструкции и рядом эффектов, специфичных для данного типа спектроанализаторов. Наличие лазера, пъезопреобразователя, ПЗС или диодной линейки делает АОП чересчур сложным, чтобы всерьёз рассматривать этот вариант для использования в эксперименте по обнаружению реликтовых рекомбинационных линий.

Делается вывод, что в настоящее время более вероятна реализация комплекта радиометров для регистрации реликтовых рекомбинационных линий, оснащённых фильтровыми анализаторами [17].

В третьей главе дан обзор различных типов помех при радиоастрономических наблюдениях в дециметровом и сантиметоровом диапазоне. Произведены оценки влияния помех, атмосферного

поглощения и других посторонних факторов на проведение эксперимента по регистрации реликтовых рекомбинационкых линий водорода и гелия.

Большое внимание в главе уделено обзору промышленных помех. Очевидно, что проблеме искусственных помех при подготовке такого эксперимента необходимо уделить особое внимание, т.к. на результат могут оказать влияние такие факторы, которые в обычной радиоастрономической практике не учитываются ввиду их чрезвычайной малости. Необходимо тщательное изучение помеховой обстановки в месте, где предполагается провести эксперимент.

В главе показано, что хотя в настоящее время существует множество космических объектов, которые достаточно активны в выбранном диапазоне, фон создающийся за счёт рассеяния излучения ИСЗ на турбулентных неоднородностях ионосферы, крайне незначителен [19,20].

В главе отмечено, что искажение спектра атмосферными линиями поглощения маловероятно. Проведены оценки ширины линий атмосферного поглощения в выбранном диапазоне. Выяснено, что эти линии недостаточно узкие, чтобы дать ложный эффект на спектре.

В главе проанализировано влияние дискретности метагалактического фона на результирующий спектр. Отмечено, что этот эффект в основном проявляется, когда необходима пространственная информация об объекте. В случае накопления спектра диффузного излучения разброс спектральных индексов фоновых источников должен осредняться, так чтобы в результате дать некоторый линейный тренд. Тем не менее отмечено, что само понятие спектрального индекса является слишком грубым приближением к реальному спектру источника для данной задачи, поскольку не учитывает мелкомасштабные вариации спектра.

В заключении сформулированы основные результаты работы:

1. Проведено математическое моделирование и построен спектр искажений РИ за счёт рекомбинации водорода при 2-1430. Полученный контраст рекомбинационных линий за счёт их большой ширины

о

составляет АТ/Т-10 на длинах волн 10-60 см.

2. Проведено математическое моделирование и построен спектр искажений РИ за счёт рекомбинации Не11 при г-2700. Полученный контраст рекомбинационных линий составляет АТ/Т~\0~ в этом же диапазоне длин волн.

3. Проведено математическое моделирование и построен спектр

искажений РИ за счёт рекомбинации НеШ при 2-6000. Полученный контраст рекомбинационных линий составляет АТ/Т~\0 в этом же диапазоне длин волн, что считается возможным для регистрации современными аппаратурными средствами.

4. Для регистрации рекомбинационных линий предложена приёмная система, состоящая из большого количества независимых многоканальных радиометров, позволяющая получить спектр с низким разрешением в широкой полосе от диффузного некоррелированного по фазе сигнала, которым является РИ.

5. Проанализирована возможность применения цифровых корреляционных спектрографов. Показано, что по для реализации необходимых параметров (широкая полоса анализа до 1-2 ГГц) автокорреляторы должны обладать чрезвычайно высоким быстродействием. Хотя экспериментальные образцы таких приборов в настоящее время уже существуют, промышленно изготавливаемых устройств такого класса нет. Остаётся надеяться, что в будущем развитие цифровой техники даст возможность использовать их в данном эксперименте.

6. Проанализирована возможность применения акустооптических приобразователей. Показано, что из-за своих конструктивных особенностей (наличие оптической части - лазера и ПЗС-линейки) такой вариант непригоден в связи с большими материальными затратами.

7. Проанализировано влияние искусственных помех (помехи от радиосредств, индустриальные помехи, помехи от автотранспорта). Отмечено, что при современной цифровой технике помехоподавления на сигнальных процессорах возможно подавление большинства таких помех в реальном режиме.

8. Рассмотрено влияние атмосферного поглощения в выбранном диапазоне частот 1-4 ГГц. Указано, что поглощение в этом диапазоне чрезвычайно слабое, а линии поглощения должны быть достаточно широкими.

9. Рассмотрено влияние атмосферных турбулентностей. Показано, что низкочастотные изменения атмосферного вклада не будут влиять на получение спектра реликтовых рекомбинационных линий. Показано, что излучение от ИСЗ, рассеянное на турбулентных неоднородностях ионосферы, имеет очень малую интенсивность, и поэтому так же не будет влиять на наблюдения.

10. Рассмотрено влияние дискретности метагалактического фона.

Показано, что если необходима только спектральная информация о диффузном РИ, то этим эффектом в первом приближении можно пренебречь.

Основные результаты диссертации изложены в следующих работах:

1. Дубрович В.К., Столяров В.А., Синтетический спектр реликтовых водородных линий, Препринт № 102 САО РАН, п.Н.Архыз, 1994;

2. Stolyarov V.A., Relic radiolines of hydrogen on decimeters and meters wavelength band, in Proc. of XXVIIth Young European Radio Astronomers Conference, Sept. 18-23, 1994, Cambridge, UK, p.27, 1994;

3. Dubrovich V.K., Stolyarov V.A., Fossil radio lines of hydrogen in the cosmic background radiation at decimeter and meter wavelength, Astronomy and Astrophysics, 302, p.635-638, 1995;

4. Дубрович В.К., Столяров В.А., Моделирование спектра реликтовых рекомбинационных линий Не1 и Hell, Препринт № но, САО РАН, п.Н.Архыз, 1995;

5. Дубрович В.К., Столяров В.А., Рекомбинационные линии водорода и гелия в ранней Вселенной, Тезисы докладов 26-й Радиоастрономической конференции 18-22 сентября 1995 г., СПб, с.87, 1995;

6. Мингалиев М.Г., Столяров В.А., Наблюдения столкновения кометы Шумейкера-Леви 9 с Юпитером на радиотелескопе РАТАН-600, Письма в Астрономический Журнал, 21, №7, с. 541-544, 1995;

7. Мингалиев М.Г., Столяров В.А., Наблюдения столкновения кометы SL9 с Юпитером на радиотелескопе РАТАН-600, Тезисы докладов 26-й Радиоастрономической конференции 18-22 сентября 1995 г., СПб, с.227, 1995;

8. Stolyarov V.A., Observations of Jupiter during the Comet SL9 impact at the RATAN-600 radio telescope, in Proc. of XXVIIIth Young European Radio Astronomers Conference, Sept. 18-21, 1995, Groningen, The Netherlands, p.54, 1995;

9. Pogrebenko S., Mingaliev M., Montebungoli S., Neizvestny S., Borisov N., Stolyarov V., GPS QSO 2022+171 - a possible target for VLBI detection of gravitational waves, in Proc. of 2nd EVN/JIVE Symposium, Oct.21, 1994, Torun, p.33-37, 1995;

10.Stolyarov V.A., Stenin Yu.M., On opportunity of measurements of scattering on turbulent irregularities of ionosphere by radio telescope RATAN-600, Env.Radioecology and Appl.Ecology, 1, p.11-17, 1995.

11. Столяров В.А., О методах регистрации реликтовых рекомбинационных линий водорода и гелия, Препринт № 115, CAO РАН, п.Н.Архыз, 1996.

Личный вклад автора.

В работах 1-3 автором было проведено восстановление методики расчётов спектральных искажений РИ за счёт рекомбинации водорода, апробация алгоритма расчётов и составление программ. Автором впервые были проведены расчёты спектра искажений РИ в длинноволновой области (А>1 м).

В работах 4-5 автором были проведены расчёты спектральных искажений РИ за счёт рекомбинации НеШ и Hell. Автором была скомпилирована модель атома гелия и были составлены программы, необходимые для расчётов.

В работах 6-9 автор принимал участие в наблюдениях на радиотелескопе РАТАН-600 и обработке данных, что было потом использовано для формулирования требований к приёмной системе, необходимой для регистрации спектральных искажений РИ.

В работе 10 автором произведена оценка возможности приёма сигнала с ИСЗ, рассеянного на турбулентных неоднородностях ионосферы, во время наблюдений на РАТАН-600.

В работе 11 автором излагаются требования к приёмной системе, на которой молено было бы зафиксировать реликтовые рекомбинационные линии, являющиеся искажениями спектра РИ.

Благодарности

Автор благодарит за поддержку и за полезные обсуждения ак. Парийского Ю.Н., к.ф.-м.н. Мингалиева М.Г., к.ф.-м.н. Берлина А.Б., д-ра Брауна P. (NFRA, Нидерланды), к.ф.-м.н. Пинчука Г.А., к.ф.-м.н. Нижельского H.A., к.ф.-м.н. Смирнова Г.Т. (РАС ФИАН), к.ф.-м.н. Стенина Ю.М. (КГУ), к.ф.-м.п. Хайкина В.Б., Берлезева И.В., Ловкопу И.М., Павлова C.B., Пономарёва В.О. (РАС ФИАН), Дыбулёва П.Г., Чепурнова A.B., Черненкова А.Н., Черненкова В.Н.

Диссертация написана при частичной поддержке грантов SOROS NS-7000, NS-7300; грантов РФФИ 95-02-04972, 95-0287438д; грантов Научно-Учебного Центра "Космиоп"; гранта NFRA NWO Besoekers Beurs Grantnumber "В78-324".

ЛИТЕРАТУРА

1. Зельдович Я.Б., Курт В.Г., Сюняев Р.А., ЖЭТФ, 55, 287, 1968;

2. Бернштейн И.Н., Бернштейн Д.Н., Дубрович В.К., Астрой.Ж., 54, 727, 1977.

3. Дубрович В.К., Письма в Астрон.Ж., 1, 10, 3, 1975;

4. Дубрович В.К., Сообщения САО, 14, 33, 1975;

5. G.Gamov, Phys. Rev., 70, 572, 1946;

6. Дубрович В.К., Столяров В.А., Препринт № 110, САО РАН, п.Н.Архыз, 1995;

7. Дубрович В.К., Столяров В.А., Препринт № 102 САО РАН, п.Н.Архыз, 1994;

8. Stolyarov V.A., in Proc. of XXVIIth Young European Radio Astronomers Conference, Sept. 18-23, 1994, Cambridge, UK, p.27, 1994;

9. Dubrovich V.K., Stolyarov V.A., Astronomy and Astrophysics, 302, p.635-638, 1995;

Ю.К.Лэнг, Астрофизические Формулы, т.1, Мир, М., 1978;

11. Г.Бете, Э.Солпитер, Квантовая механика атомов с одним и двумя электронами, М., ГИФМЛ, 1960;

12. Л.Д.Ландау, Е.М.Лифшиц, Теоретическая физика, t.IV, М., Наука, 1989;

13. L.C.Green, P.P.Rush, C.D.Chanler. Astrophys.J.S.S., 26, 307, 1957;

14. Atomic Transition Probabilities, Hydrogen Through Neon. NSRDS-NBS4, Vol.1, US Department of Commerce, National Bureau of Standards, 1966;

15. Galactic and Extragalactic Radio Astronomy, 2nd.ed.,und.ed. G.L.Verchuur and K.I.Kellermann, Springer-Verlag, New York, 1988;

16. Mather J.C., Cheng E.S., Eplee R.E., Isaacman R.B., Meyer S.S., Shafer R.A., Weiss R., Wright E.L., Bennett C.L., Boggess N.W., Dwek E., Gulkis S., Hauser M.G., Janssen M., Kelsall Т., Lubin P.M. Moseley S.H., Murdock T.L., Silverberg R.F., Smoot G.F., Ap.J., 354, L37-L40, 1990;

17. Столяров В.А., Препринт № 115, САО РАН, п.Н.Архыз, 1996.

18. Ishiguro М., Nobeyama Radio Observatory Report No.400, 1995;

19. Тептин Г.М., Стенин Ю.М., Неоднородная структура нижней ионосферы и распространение радиоволн, Изд. КГУ, Казань, 1989;

20. Stolyarov V.A., Stenin Yu.M., Env.Radioecology and Appl.Ecology, 1,

p.11-17, 1995;