Измерение содержания гелия в межзвездной среде по радиорекомбинационным линиям в диапазоне 8 и 13 мм тема автореферата и диссертации по астрономии, 01.03.02 ВАК РФ

На правах рукописи

РГ6 од

О 3- ФЕВ 1ПРЗ ЦИВИЛЕВ Александр Прокопьевпч

ИЗМЕРЕНИЕ СОДЕРЖАНИЯ ГЕЛИЯ В МЕЖЗВЕЗДНОЙ СРЕДЕ ПО РАДИОРЕКОМБИНАЦИОННЫМ ЛИНИЯМ В ДИАПАЗОНЕ 8 И 13 ММ

01.03.02 - астрофизика, радиоастрономия

АВТОРЕФЕРАТ

диссертации на соискание ученой степени кандидата физико-математических наук

Москва - 1997

Работа выполнена в Физическом институте им.

Российской Академии наук

П.Н. Лебедева

Научный руководитель : доктор физико-математических наук,

профессор Сороченко Р.Л.

Официальные оппоненты : доктор физико-математических наук

Бурдюжа В.В.

кандидат физико-математических наук Рудницких! Г.М. .

Ведущая организация : Уральский государственный университет

Защита состоится 1998 г. в 45' час на заседании

диссертационного совета Д002.39.01 в Физическом институте им. П.Н. Лебедева РАН по адресу:

117924, Ленинский проспект 53, ФИАН

С диссертацией можно ознакомиться в библиотеке Физического института им. П.Н. Лебедева

Автореферат разослан &0 {ЛМ^&рЯ' 1998 г.

Ученый секретарь диссертационного совета, к. ф.-м. н.

Ковалев Ю.А.

ОБЩАЯ ХАРАКТЕРИСТИКА РАБОТЫ

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 (Э), 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 = 1Ч(Не)/]М(Н), 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, Ъ, 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 догадакти-ческой фазе эволюции Вселенной, и , наиболее вероятно по современным представлениям, - за первые 3 минуты Большого Взрыва [4]. Предполагается, что при больших температурах (> Ю10 К), существовашнх в первые моменты жизни Вселенной, количество нейтронов, п, и протонов, р, в единице объема находилось в равновесии за счет реакций слабого взаимодействия:

п + е+<-->р+Ре;п + ие< — >р + е~ (1.1)

Их равновесное отношение определялось соотношением Больцмана: п/р = ехр (-Атс2/кТ) (1.2)

Дпг - разность масс нейтрона и протона. Поскольку Вселенная расширяется, то наступает момент ( ~10 сек, Т < Ю10 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 тп = 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 < Yp < 0.243 (по массе) или

0.0772< ур < 0.0803 (по числу атомов).

Поэтому валено 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 Yp > 25% или ур > 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 Ю6 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 Н 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 = М{Не)/М(Н) 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.

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

3) 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

л

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, получено его среднее значение по Галактике. Для части источников построены физические модели, которые в отличие от прежних моделей учитывают динамику крупномасштабных движений вещества в туманности.

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 туманности. Для этого развиты новые подходы к интерпретации данных наблюдений с отказом от сложившихся представлений о строении областей НИ: а) Предлагается в ряде случаев использовать более прогрессивную геометрическую структуру типа "блистер", б) Предлагается также использовать более совершенную ионизационную структуру с учетом ужестче-ния спектра излучения, учетом влияния пыли и метастабильного 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, Yp, которое оказалось больше, чем основная масса значений, полученных в оптике.

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

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 значенне 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 XYII Всесоюзная конф. " Радиострон. 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 септ. 1993, г. Пущино, на XXVI Радиоастрон. Конф. 1995 (18-22 сент.,С-Петербург), на XXVII Радиоастрон. конф. (10-15 ноября 1997 г. С-Петербург), на сессии АКЦ ФР1АН (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.

СОДЕРЖАНИЕ РАБОТЫ

Во Введении приводится обоснование актуальности работы, формулируются задачи и цель исследования, положения, выносимые на защиту; кратко представлены структура и основные результаты диссертации.

Глава I в первой части содержит краткий обзор основных теоретических положений РРЛ и физики областей НИ, представлены последние достижения, касающиеся формы линии и метода измерения электронной температуры по РРЛ. Далее, более подробно, рассмотрены метод измерения содержания гелия по РРЛ, проблемы, возникающие при этом, и проведен анализ имеющихся данных по измерению обилия гелия. Анализ показал, что имеется разброс измеренных значений у+ как по отдельным источникам, так и в целом по Галактике; при этом не наблюдается явной зависимости у+ от галактоцентрического расстояния.

Глава II содержит описание экспериментальных и математических средств для измерения РРЛ Н,Не и С. На основе анализа предыдущей главы показано, что оптимальным для задачи измерения гелия является диапазон длин волн <« 1 см; диапазон, где эффективно работает радиотелескоп РТ-22 (ФИАН, г Пущино).

В части 1 и 2 кратко описываются радиотелескоп РТ-22 (ФИАН, г Пущино) и аппаратура для спектральных исследований, методика и автоматизация наблюдений.

В части 3 описываются алгоритмы разработанных компьютерных программ для обработки данных и фиттинга (аппроксимации) полученных спектрограмм радиоисточников. Аппроксимирующая функция задается

(по желанию пользователя) тем или иным набором функций, где для описания как одной, так и нескольких спектральных линий могут использоваться как гауссовские, так и фойгтовские функции; а для описания нулевой линии - набор синусов -f- полином n-степени (п также задается).

В части 4 проведено исследование нулевой линии спектрометра, где обнаружено два типа искажений нулевой линии. Используемый на РТ-22 фильтровой анализатор спектра (АС-128) состоит из 4-х блоков (стоек) по 32 канала каждый. Оказалось, что нулевая линия имела разрыв между стойками, особенно заметный разрыв был между парами стоек: 1,11 и III,IV, причину которого удалось выявить и устранить. Второй тип искажений состоит из 2-х частей: первая возникает из-за интерференции шумов и принимаемого сигнала, преимущественно, при их отражении между основным зеркалом и контррефлектором радиотелескопа, и имеет квазисинусоидальную форму, амплитуду которой можно уменьшить за счет чередования сдвигов контррефлектора (гиперболы) на ±А/8 относительно оптимального положения; вторая часть - аппаратные искажения, природу которых трудно установить и которые не уменьшаются при передвижениях гиперболы. Но амплитуда обеих искажений уменьшается при наблюдениях в разнесенные даты.

В части 5 описаны программы для расчета ионизационной структуры и выходящего излучения PPJI Н и Не от модельной НИ области, геометрия которой позволяет описывать и структуру типа "блистер". Расчет ионизационной структуры учитывает ужестчения поля излучения и влияние пыли.

В Главе III представлены результаты наблюдений и их интерпретация за большой период времени, начиная с 1981 года.

Часть 1 содержит результаты картирования в PPJI источника Орион А. 1) На частотах 22.4 и 3G.5 ГГц. обнаружено увеличение у+ с угловым расстоянием от центра Ориона А, которое достигает среднего значения 10.8(±.9)% на расстоянии ~ 3' . В направлении на центр наши измерения у* совпадают с другими и составляют 8.0(±.6)11редложена модель, объясняющая высокочастотное (14-36.5 ГГц) и низкочастотное ( ~ 5ГГц) распределение у+ по Ориону А. 3) Получено, что действительное содержание гелия в Орионе А у = (11± 1.5)%, что слегка больше общепринятого значения (8-10%) по Галактике. 4) В рамках модельной структуры типа "блистер" показано, что изменение Ycs/г и с R и Vlsr с п рекомбинационных радиолиний свидетельствует об асси-

Q

метричном по лучу зрения расширении Ориона А. Полученная лучевая скорость центра расширения « 5 км/с близка к скорости молекулярного облака.

Часть 2 содержит результаты наблюдения РРЛ //56а, Яббаи Яе66а в источнике S106.

Измеренное содержание ионизованного гелия равно = (4.8±0.9)%.

Предложенная модель туманности типа ядро-гало с параметрами: электронная температура Те = 8000 К, среднеквадратичная'!! локальная электронные плотности Nerms = 6.0 * 10?', Лг£ ¡аг. = 7 * 104ом_3 в ядре и 2.8 * 103,4.5 * 10Jc„it 3 в гало - хорошо описывает все наблюдательные данные по рекомбинационным радиолиниями и непрерывному спектру. Доппле-ровские ширины линий ( « 35 км/с в ядре и « 39 км/с в гало) заметно больше типичного для HII-областей значения «25 км/с и подразумевают большие скорости движения в туманности. Предполагается наличии пыли , тогда ионизация HII-области осуществляется звездой спектрального класса 08V.

Часть 3 содержит результаты наблюдения РРЛ Н,Не и С перехода 56а и 57а в источнике W3A. Анализ ионизационной структуры областей НИ, учитывающий ужестчение поля излучения при удалении от возбуждающей звезды, ионизацию гелия через метастабильный уровень, а также влияние пыли, приводит к выводу, что измеряемые по РРЛ значения у+ могут давать не заниженное, как считалось ранее, а при определенных условиях и завышеное по сравнению с действительным обилие гелия.

На этом основании полученное нами из измерений РРЛ в области W3A отностельное содержание ионизованного гелия, (9.7 ± 0.8)%, было скорректировано до значения у0 и 9.1 %. При этом наблюдаемое в W3A увеличение относительной интенсивности РРЛ гелия к краю туманности [10] может быть объяснено спецификой ионизационной структуры, а не локальными неоднородностями химсостава среды.

В W3A измерена электронная (LTE) температура, Те = (7540 ±300). Зарегистрированы линии С56а: и С57а, которые, насколько нам известно, являются первыми РРЛ углерода в мм-диапазоне длин волн.

Часть 4 содержит результаты наблюдения РРЛ в источнике DR-21 в диапазоне 8 и 13 мм. При сравнении с другими измерениями получено:

1. Выявлена зависимость у+ от углового разрешения радиотелескопа: у+ сначала растет с увеличением tpA от < 1 до 2 — 2.6' а затем падает, имея следующие средневесовые значения: « (4±0.4)% для <рд < l';

in

y'v « (9.7±1)% для <ра в интервале 1.5-2.6' и у+ « (6.8±0.5)% для <ра в интервале 3-3.5 . 2. Для объяснения такой зависимости у+ от <ра высказываются соображения о различном соотношении размеров зон HII и Hell в ядре и оболочке, что естественным образом может реализоваться п рамках структуры зоны НИ типа "блистер". Модельные расчеты на основе такой структуры и на основе анализа наблюдательных данных по DR-21 привели к предположению о высоком содержании гелия в DR-21, у0= (26±11)%. Для прямой проверки желательны измерения у+ вне центра источника с ¡рд < 1 или в центре, но с ид < 1" . 3. Дополнительным свидетельством наличия структуры типа "блистер" для DR-21 является наблюдаемое увеличение лучевой скорости водородных РРЛ с увеличением п. На основе этой зависимости оценена скорость расширения данной зоны HII от ~5 до ~20 км/с и минимальный возраст радиоисточника ~ 1.5 X 105 лет.

Часть 5 содержит результаты картирования туманности М17 в РРЛ Н,Не 66а в одиннадцати точках с угловым разрешением 2.6', покрывающих область и 8' х 10 по а х S.

1. Структура М17 оказалась сложной (особенно на севере и центральной части источника). Существует 2 или более компонент в РРЛ, которые, возможно, имеют лучевые скорости: '10-20 км/с и 25-45 км/с для 2-х компонент или ~ 20 км/с, ~ 10 км/с и ~ 46 км/с - для 3-х компонент. Вопрос о числе компонент остается открытым, но наличие 3-ей компоненты {Vlsr km/s) весьма и весьма вероятно, существование которой подтверждают и оптические наблюдения [11]. На качественном уровне предложена новая схема глобального строения газо-пылевого комплекса М17, которая позволяет естественным путем объяснить наличие 3-х компонент РРЛ в этом источнике.

2. Распределение измеренного содержания гелия у+ более - менее постоянно по источнику. В крайних точках (Т9,3,8) намечается тенденция к росту у+, что совместно с наличием сверхгорячих звезд в М17 может означать, что зона Hell на окраинах радиоисточника выходит за зону НИ - т.е. образует переходную зону.

3. С учетом поправки за переходную зону и многокомпонентность профиля РРЛ, а также с учетом других измерений оценено действительное обилие гелия в М17: у = 10.4(±1.1)%.

4. Измеренная электронная температура (LTE), имея среднее значение = 7770(150) К, не проявляет заметного градиента по туманности.

5. В отдельных точках (4,5,7) наблюдаются РРЛ углерода с лучевыми

скоростями ~ 20 км/с, близкими к скорости молекулярного облака.

Часть 6 содержит результаты наблюдения РРЛ в источниках \¥48, Орион В и N007538, где измерено следующее содержание ионизованого гелия, у+: (9.6 ± 1.3)%, (6.9 ± 1.3)% и (10.9 ± 2.6)%, соответственно.

В части 7 предлагается по наблюдениям радиорекомбинационных линий (РРЛ) водорода и гелия оценивать спектральную характеристику источника ионизации зон НИ (О-В звезды): отношение квантов, способных ионизовать гелий и водород :

'У = А^"5/-^, (и N^/N^4 ,цифры - длина волны в Ангстремах ).

Сравнивая затем эту величину 7 с теоретическими расчетами из моделей звездных атмосфер, можно оценить эффективную температуру звезд, их Мс и спектральный класс (если это одна звезда). Рекомендуется использовать компактные зоны НН и центральные (ядерные ) части тех НИ областей, которые имеют структуру типа блистер.

Произведена оценка эффективных температур звезд для семи галактических НИ зон и результаты эксперимента сравнены с расчетами по разным моделям звездных атмосфер. Вероятно, этот метод, среди других, является наиболее эффективным для звезд, скрытых молекулярными облаками и, следовательно, в оптике невидимыми. В данной выборке - это источник Д*У48.

В Главе IV проводится общая дискуссия по основным результатам и проблемам измерения обилия гелия по РРЛ.

В части 1 обсуждаются наблюдения, где. подчеркивается необходимость проведения мер по уменьшению искажений нулевой линии спектрометра во время наблюдений.

В части 2 дискутируются проблемы перехода от измеряемой величины у+ к действиельной у. Обсуждается применение геометрической структуры типа "блистер"; использование ионизационной структуры с учетом ужестчения спектра звезды, влияния пыли и метастабильного уровня гелия (на что указано впервые).

Исследования показали, что измерения РРЛ в оптимальном диапазоне волн позволяют получать достаточно достоверное обилие гелия для широкого класса НИ областей. При этом для точного измерения содержания гелия - необходимо исследовать ионизационную структуру с привлечением как можно больше доступной информации по источнику и проведением модельных расчетов. Поправка за ионизационную структуру для приведения наблюдаемой величины у+ к действительной у может быть

как положительной, так и отрицательной, что явилось новым, неожиданным эффектом. Основной фактор, определяющий соотношение размеров зон Hell и НИ, - эффективная температура источника ионизации. Для типичных, галактических областей НИ, возбуждаемых звездами главной после човательностн, критичная эффективная темиеоатутза, выше кото-

^ " г х К г 1 /

рой может возникнуть инверсия зон (зона #е+ > зоны Н+), находится в интервале 36 500 - 39 ООО К в зависимости от содержания пыли в среде.

В части 3 обсуждаются проблемы измерения одного из важнейших космологических параметров - первичного (реликтового) содержания гелия, ур, проводившихся как в оптике так и в радиодиапазоне. На основе наших измерений было оценено, что

ур лежит в интервале 7.8-9.9% или Yp 23.8-28.4% (по массе).

Эта величина больше, чем ,в основном, дает оптика, допускает согласие с теорией, но допускают и отклонения от стандартной космологической модели и исключает ее варианты с числом сортов нейтрино < 2.7.

В части 4 обсуждаются обнаруженные РРЛ углерода в мм диапазоне, интенсивность которых оказалась не такой уж малой по сравнению с PPJI Не, как это можно было ожидать, считая возбужденный углерод водородоподобным. Поэтому для точных измерений величины у+ в мм диапазоне волн также необходимо наблюдать линию углерода, чтобы аккуратно разделить профили линий Не и С:

Далее кратко характеризуются другие параллельные результаты.

В заключительной части работы сформулированы основные результаты диссертации.

Публикации по теме диссертации

1. Смирнов Г,Т., Цивилев А.П. Аппроксимация спектрограмм радиоисточников на ЭВМ.// Астрон.Ж., 1982, Т.59, С. 1020-1029.

2. Цивилев А.П.,Ершов A.Ai,Смирнов Г.Т. и Сороченко Р.Л. Содержание гелия в источнике Орион А// Письма в АЖ, 1986, Т.12,С.848-856.

3. Тезисы XVII Всесоюзная конф. " Радиострон. аппаратура"/ Ереван 1985, Цивилев А.П., Логвиненко C.B. "Модернизация программного обеспечения системы автоматизации радиотелескопа РТ-22. ...", С.41.

4. Тезисы XVII Всесоюзная конф. " Радиострон. аппаратура"/ Ереван 1985, Логвиненко С.В, Цивилев А.П " Проект комплескной автоматизации наблюдений на РТ-22 ФИАН на базе УКВ СМ-2М", С.47.

5. Ершов А.А., Смирнов Г.Т., Сороченко Р.Л. и Цивилев А.П. Физические условия в НИ- области S106 по наблюдениям рекомбинационных радиолиний водорода и гелия.// Письма в АЖ, 1988, Т.14, С. 209-215.

6. Логвиненко С.В., Сороченко Р.Л., Цивилев А.П. Двухуровневая система автоматизации радиоастрономических исследований на радиотелескопе РТ-22 ФИАН на базе сети ЭВМ. // Препринт N 69, Москва, ФИАН, 1989.

7. Tsivilev А.Р. The helium abundance in the HII region DR-21 //in Proc. of the 125th Coll. of the In.Astr.Union :Radio Recom, Lines: 25 years of invest., held September 11-16, 1989, in Puschino,Russia./ Eds. Gordon M.A. and Sorochenko R.L. 1990, Kluwer Academic Publ., Netherlands, P.131-139.

8. Цивилев А.П. Высокое содержание гелия в НИ области DR-21 ?// Письма в Астрон.журн. 1991, Т.17., С.3-15.

9- Цивилев А.П. Наблюдение радиорекомбинационных линий водорода и г.елия на 0.82 и 1.35 см // Тез. докл. XXIII Всесоюзной радио-астрон. конф. Ашхабад, 1-3 окт. 1991. С.121.

10. Цивилев А.П. Наблюдение радиолиний Н и Не в источниках W3A и М17// Тез. докл. XXV Радиоастроном, конф., 20-24 сент. 1993, г. Пугцино, С. 50.

11. Цивилев А.П. Спектральная характеристика источника ионизации зон HII по наблюдениям радиорекомбинационных линий Н и Не. О-В звезды.// Астроном.Ж. 1993. Т.70. С.72-81.

12. Сороченко Р.Р, Цивилев А.П. Обнаружение радиолиний С56а и С57а - первых рекомбинационных радиолиний углерода в миллиметровом диапазоне волн//Тез.докл. XXVI Радиоастрон. Конф. 1995, 18-22 сент.,С-Петербург, С.54.

13. Ershov D. and Gulyaev S., Tsivilev A. Interpretation of anomalous helium abundance in nebulae from radio recombination line observations.// Progress in Europen Astrophysics. JENAM-95. P.164.

14. Sorochenko R.L., Tsivilev A.P. Measuring of helium abundance, He/H, by radio recombination lines // Cosmoparticle physics. 1. Proceedings of 1 International conference on cosmoparticle physics "Cosmion-94" , dedicated to 80 Anniversary of Ya.B.Zedovich and 5 Memorial of A.D.Sakharov. /Eds M.Yu.Khlopov, M.E.Prokhorov, A.A.Starobinsky, J.Tran Thanh Van, Editions Frontieres, 1996.. P. 123-130.

15. Сороченко P.JI. и Цивилев А.П. Обнаружение в источнике W3A радиолиний С56а и С57а - первых рек. радиолиний углерода в миллиметр. диапазоне волн. //Сборник докл. сессии АКЦ ФИАН, февраль 1995./ Москва,1996, С.5-В.

16. Гуляев С.А., Сороченко Р.Л., Цивилев А.П. Наблюдение радиолиний Н,Не и С в источнике W3A на 8 мм: проблема гелия// Письма в АЖ, 1997, Т.23, С. 191-198.

17. Цивилев A.1I. Картирование туманности М17 в РРЛ Н,Не и С 66а.// Тез. докл. XXVII Радиоастрон. конф., 10-15 ноября 1997, г. С-Пстербург, Том 1, с. 284-285.

Цитируемая литература References

[1] Кардашев Н.С. О возможности обнаружения разрешенных линий атомарного водорода в радиодиапазоне // Астрон. Ж., 1959, Т. 36, С.838.

[2] Сороченко Р.Л., Бородзич Я.В. Обнаружение в туманности NGC , 6618 (Омега) радиоизлучения линий возбужденного водорода //

Докл. АН СССР , 1965, Т. 163, С. 603.

[3] Hoyle F.R.S., Teyler R.J. The mystery of the cosmic helium abundance. // Nuture . 1964, V.203, P.1108-1110.

[4] Зельдович Я.Б. и Новиков Н.Д. Строение и эволюция вселенной .// М.: Наука, 1975.

[5] Хлопов М.Ю.,Чечеткин В.М. // Физика элементарных частиц и • атомного ядра. 1987, Т. 18, С. 627.

[6] Schmid-Bergk J. // Nuclear Astrophysics. Proc. Int. School of Nuclear Physics ./ Ed. Wilkinson D.H. Oxford :Pergamon Press ,1981, V. 6, P. 295.

[7] Proc. of the 125th Coll. of the In.Astr.Union :Radio Recom. Lines: 25 years of invest., held September 11-16, 1989, in Puschino,Russia./ Eds. Gordon M.A. and Sorochenko R.L. 1990, Kluwer Academic Publ., Netherlands.

1Я

[8] Walker T.P.,Steigman G., Schramm D.N.,Olive K.A. and Rang Ho-Shik. Primordial nucleosynthesis redux// The Ap.J., 1991,V.376,P. 5169.

[9] Copi C.J., Schramm D.N., Turner M.S. Big-Bank nucleosynthesis and the Baryon density of the Universe //Science.l995.v.267, p.192-199

[10] Roelfsema P.R. and Goss W.M. The galactic HII complex W3// Astr.Astrophys.Suppl., 1991,V.87,P.177

[11] Clayton U.A.,Ivchenko V.N. and Meaburn J. Echelle observations of the complex Ha and [Nil] line profiles from Galactic Hii region M17 (NGC 6618)// MNRAS.1985. V.216, P.761-774..

lfi