Спектроскопия квазаров и космология. Исследования физических условий и химического состава вещества, существовавших на ранних стадиях эволюции Вселенной. тема автореферата и диссертации по астрономии, 01.03.02 ВАК РФ

005044714

РОССИЙСКАЯ АКАДЕМИЯ НАУК Физико-технический институт им. А.Ф. Иоффе

На праинх рукописи

Иванчик Александр Владимирович

СПЕКТРОСКОПИЯ КВАЗАРОВ и КОСМОЛОГИЯ

Исследования физических условий и химического состава вещества, существовавших на ранних стадиях эволюции Вселенной

(01.03.02 - астрофизика и звездная астрономия)

АВТОРЕФЕРАТ диссертации на соискание ученой степени доктора физико-математических наук

2 4 .МАЙ 2012

Санкт-Петербург 2012

005044714

Работа выполнена в Федеральном государственном бюджетном учреждении науки "Физико-технический институт им. А.Ф. Иоффе Российской академии наук"

и в Федеральном государственном бюджетном образовательном учреждении высшего профессионального образования

"Санкт-Петербургский государственный политехнический университет"

Научный консультант: - доктор физико-математических наук,

академик РАН Д. А. Варшалович

Официальные оппоненты:

доктор физико-математических наук, профессор Ю. Н. Гнедин (ГАО РАН) доктор физико-математических наук, профессор В. Г. Клочкова (CAO РАН) доктор физико-математических наук, профессор М. В. Сажин (ГАИШ МГУ)

Ведущая организация:

Федеральное государственное бюджетное учреждение науки Институт космических исследований РАН, Москва

Защита состоится 31 мая 2012 г. в 14:00 часов на заседании диссертационного совета Д 002.205.03 при Федеральном государственном бюджетном учреждении науки "Физико-технический институт им. А.Ф. Иоффе Российской академии наук" по адресу: 194021, С.-Петербург, Политехническая ул. 26.

С диссертацией можно ознакомиться в библиотеке Физико-технического института им. А. Ф. Иоффе Автореферат разослан "27" апреля 2012 г.

Ученый секретарь диссертационного совета:

кандидат физико-математических наук _ А. М. Красильщиков

Общая характеристика диссертации

Актуальность работы Диссертационная работа посвящена вопросам, находящимся на стыке современной космологии и физики элементарных частиц, чем и обусловлена ее актуальность. Исследование различных стадии эволюции Вселенной возможно путем сравнения наблюдательных данных и результатов моделирования характер-пых процессов, протекавших в исследуемую космологическую эпоху. Так, сравнение распространенности химических элементов во Вселенной (4Не, D, 7Li) с предсказаниями теории первичного нуклеосинтеза позволяет получить представления о самых ранних минутах рождения Вселенной.

Один из методов изучения раппих этапов эволюции Вселенной основан па анализе абсорбционных спектров квазаров самых мощных из известных па сегодняшний день квазистацпопарпых источников эперговыделепия во Вселенной. Абсорбционные спектр!,I квазаров, формирующиеся в процессе распространения света от квазара к наблюдателю, по существу, являются пространственно-временными "фотографиями" Вселенной и содержат уникальную информацию о физических свойствах и химическом составе межзвездной и межгалактической среды в разные космологические эпохи. Набор космологических задач, решаемых с помощью анализа спектров квазаров, очень широк это и исследование крупномасштабной структуры Вселенной, и изучение физических свойств межзвездного и межгалактического вещества, и проблема эволюции химического состава вещества и многие другие.

В последнее время одними из интереснейших объектов исследования стали молекулярные облака, находящиеся на больших красных смещениях z ~ 2 - 3. Относительная заселенность энергетических уровней атомов, ионов и молекул этих облаков чрезвычайно чувствительна к физическим условиям окружающей среды (объемная плотность п, кинетическая температура ТЫп, интенсивность и спектр радиационного фона и др.). Спектральный анализ абсорбционных систем, содержащих молекулы Н2 и HD, атомы и ионы других элементов (CI, 01, Sill, Fell и др.), позволяет получать уникальную информацию о свойствах межзвездной среды. Наблюдения таких систем стали возможными благодаря введению в строй крупных наземных оптических телескопов (Keck, VLT, и др.), а также орбитальных обсерваторий (HST и др.) па которых достигаются рекордные для столь слабых объектов (зв. величина V ~ 16-18) спектральное разрешение R > 50000 и отношение сигнала к шуму S/N > 100.

Наступающая эпоха прецизионной космологии нуждается в определении различных космологических параметров с все большей и большей точностью. Результаты представленной работы также направлены на достижение этих целей.

Цель работы - исследование физических условий и химического состава вещества, существовавших на ранних стадиях эволюции Вселенной, путем анализа спектров квазаров с большими красными смещениями 2 ~ 2 — 3.

• Исследование физических условий и химического состава вещества в облаках молекулярного водорода Нг, существовавших 10 12 млрд. лет назад и находившихся на космологических расстояниях.

• Определение распространенности молекул НО и Н2 в абсорбционных системах молекулярного водорода, с целыо оценки относительной плотности барионной материи во Вселенной, Пь-

• Исследование возможного космологического изменения фундаментальных физических констант, в частности отношения масс протона и электрона ц.

Научная новизна работы

Впервые идентифицированы линии молекул НБ в оптических спектрах квазаров с большими красными смещениями 2 ~ 2 - 3. Они соответствуют абсорбционным системам молекулярного водорода, существовавшим 10 12 млрд. лет назад. Являясь наряду с молекулами 1Ь ключевыми хладагентами межзвездной н межгалактической среды в ранней Вселенной, молекулы НО также могут играть важную роль в процессах звездообразования и формирования первых конденсированных структур вещества во Вселенной [21, 28|.

Впервые в космологически удаленной молекулярной системе идентифицированы линии переходов молекул НО, идущих с возбужденного вращательного уровня .7 — 1. По видимому, единственный случай отождествления абсорбционной линии молекулы 1Ш, идущей с 7 = 1, в нашей Галактике представлен в работе [41|. Относительная населенность вращательных уровней молекулы НО позволяет оцепить новым независимым способом объемную концентрацию в межзвездном облаке.

Предложен независимый способ определения одного из ключевых космологических параметров - относительного содержания барионной материи во Вселенной Пь на основе оценки распространенности первичного дейтерия, получаемой из отношения лучевых концентраций молекул НО/Нг-

Впервые обнаружен эффект неполного покрытия области формирования излучения в квазаре космологически удаленным абсорбционным облаком, проявляющийся в наличии остаточного потока в центре насыщенных абсорбционных линий. Показана необходимость учета данного эффекта для построения адекватной физической модели межзвездного облака.

Основные положения, выносимые на защиту

1. Детальные исследовании абсорбционных систем, содержащихся I! спектрах высокого разрешения квазаров С? 7-,Ш, 0 0405-443, 01232Ю82, 0Ц30Ш2, 00812 / 320, 013311110.

(а) Обнаружение четырех абсорбционных систем с большими красными смещениями, содержащих линии молекул 1Ю. Определение лучевых концентраций молекул 1ГО и Нг в этих системах.

(б) Обнаружение остаточного потока излучения в центре насыщенных абсорбционных линий молекулярного водорода Н2. Интерпретация данного эффекта в рамках модели неполного покрытия абсорбционным облаком области формирования эмиссионного излучения квазара. Демонстрация важности учета обнаруженного эффекта для адекватного построения физической модели молекулярного облака.

2. Определение независимым способом относительного содержания бариоппой материи во Вселенной Пь с использованием оригинальной численной модели первичного нуклеосинтеза и оценки распространенности первичного дейтерия, получаемой из отношения лучевых концентраций молекул НО/Н2, наблюдаемых в облаках межзвездной среды, существовавших 10 12 млрд. лет назад.

3. Оценка скорости возможного изменения отношения масс протона и электрона посредством анализа электронпо-колебательпо-вращательпых абсорбционных линий Н2 и 1Ш в спектрах квазаров 0 0347-382, 00405-443, 0 Ц301112.

Научная и практическая значимость

1. Полученные оценки физических условий и химического состава межзвездного вещества, существовавшего в ранней Вселенной, важны для точного определения космологических параметров и детального понимания процессов, протекавших на ранних стадиях эволюции Вселенной.

2. Предложенный независимый способ определения бариоппой плотности Вселенной и оценка этой же величины из анализа анизотропии реликтового излучения потенциально (при дальнейшем увеличении точности) могут служить мощным инструментом в исследовании возможной физики за пределами Стандартной Модели (наличие дополнительных релятивистских степеней свободы, стерильные нейтрино, распады долгоживущих суперсимметричиых частиц или их аннигиляция, изменение барион-фотонного отношения и др., [2, 7, 9|).

3. В результате прецизионных измерений длин ноли абсорбционных линий Н2 в спектрах квазаров и их анализа было показано, что точность астрофизических измерений относительного положения длин воли Н2 становится сравнимой с точностью лабораторных длин волн, существовавшего па тот момент атласа лаймаповских и верперовских полос молекулярного водорода |5|. Поэтому, для дальнейшего продвижения в решении задач, связанных с прецизионным измерением положений линий Н2, необходимы новые более точные лабораторные измерения длин волн молекулярного водорода. Осознание этого факта стимулировало развитие прецизионной лазерной спектроскопии ультрафиолетового диапазона, в результате чего точность определения лабораторных длин воли Н2 возросла па порядок [33] -

4. Показана необходимость учета эффекта неполного покрытия при построении синтетического спектра абсорбционной системы Н2. Поскольку эффект проявляется как дополнительный поток в центре насыщенных абсорбционных линий Н2 па уровне 4-10%, то такие линии легко могут быть восприняты (что и происходило ранее), как несколько перекрывающихся ненасыщенных линий Н2, что в спою очередь приводит к совершенно другой модели абсорбционной системы, и частности, лучевые концентрации Н2 без учета эффекта неполного покрытия могут отличаться на три порядка.

5. При определении космологических параметров из анализа анизотропии реликтового излучения но данным, полученным па спутнике WMAP в процессе семилетних наблюдений |16|, использовался численный код расчета первичной рекомбинации водородпо-гелиевой плазмы RECFAST 1.5 |3G|, в котором был принят во внимание рассмотренный эффект влияние нейтральной фракции водорода HI па первичную рекомбинацию гелия Hell—>HeI [А18, А20|.

С. Полученные оценки па скорость возможного космологического изменения отношения масс протона и электрона fi = тр/те могут служить жестким критерием отбора теорий, в рамках которых предсказываются космологические изменения констант во времени или отклонения их значений в различных пространственных областях.

Апробация работы и публикации.

Результаты, пошедшие в диссертацию, получены п период с 1999 по 2011 г. и изложены I! 33 статьях, список которых приведен в конце автореферата. Результаты работы неоднократно докладывались на семинарах сектора теоретической астрофизики ФТИ им. А.Ф. Иоффе (С.-Петербург), С.-Петербургского государственного университета (СПбГУ), С.-Петербургского государственного политехнического университета (СПбГПУ), на общегородских астрономических семинарах в Институте прикладной астрономии РАН (С.-Петербург), на семинарах Государственного астрономического института им. П.К. Штернберга МГУ (Москва), а также представлялись на отечественных и международных конференциях:

"III Всероссийское совещание "Прецизионная физика и фундаментальные, физические константы" (ФТИ им. А.Ф. Иоффе, С.-Петербург, 2010), "Всероссийская ае.т-ронолшческая конференция ВАК-2010" (САО РАН, 2010), "International conference "UV Umve.rsc.-2010". (St.-Petersburg, 2010), "Астрофтзика высоких энергий сегодня и завтра (НЕА-2007,2009)" (ИКИ РАН, Москва, 2007, 2009), "7th International Workshop "Ultra Cold & Cold Neutrons. Physics & Sources"." (Санкт-Петербург, 2009), "Всероссийское совещание no прецизионной физике и фундаментальным фшиче-ским константам" (Объединенный институт ядерных исследований, Дубна, 2009), "XVI Symposium on High Resolution Molecular Spectroscopy" (Irkutsk State Technical University, Baikal, 2009), "Всероссийское совещание no квантовой метрологии и фундаментальным физическим константам" (ВНИИМ им. Д.И. Менделеева, Санкт-Петербург, 2008), "In search of variation of fundamental couplings and mass scales" (Perimeter Institute, Canada, 2008), "Atomic Clocks and Fundamental Constants ACFC 2007" (Physikzentrum Bad Hoimef, Germany, 2007), "Международная зимняя школа no физике полупроводников 2007" (Зелепогорск, 2007) "Precision physics of simple, atomic, systems PSAS 2006" (Venice International Institute, Italy, 2006), "Hydrogen atom II: Pr ecision Physics of Simple Atomic Systems PSAS 2000" (Italy, 2000).

Структура и объем диссертации. Диссертация состоит из введения, трех глав, заключения и списка цитируемой литературы, содержит 147 страниц текста, в том числе 29 рисунков и 9 таблиц. Список цитируемой литературы содержит 170 наименований.

Основное содержание работы

Во введении сформулированы цели и задачи диссертации, обоснованы актуальность работы и ее новизна, приведены положения, выносимые па защиту.

Глава 1 посвящена описанию общих представлении об оптическом спектре квазара и механизмах его формирования, способах наблюдения и анализа спектров кваза-рон. Детально описаны исследования молекулярных абсорбционных систем, наблюдаемых в этих спектрах, определение физических условий и химического состава вещества межзвездных облаков, существовавших 10-12 млрд. лет назад и ассоциируемых с исследуемыми абсорбционными системами.

В н. 1.1 описано современное представление о квазарах как об активных ядрах далеких галактик, огромная энергетика которых обеспечивается аккрецией вещества родительской галактики на сверхмасснвпую черную дыру массой 1()6 — 109 солнечных масс. Преобразование гравитационной энергии падающего вещества определяет светимость квазара, которая может в 10000 раз превосходить светимость нашей Галактики и при этом квазары и оптике выглядят звездообразными, практически точечными источниками. Квазары остаются оптически неразрешимыми объектами благодаря гигантскому космологическому расстоянию, на котором они находятся и тому, что область формирования излучения в десятки миллионов раз меньше линейных размеров самой галактики, в центре которой квазар находится.

Первоначально открытые как радноисточннкн, сейчас квазары наблюдаются во всех диапазонах электромагнитного излучения от радио- до гамма-лучей. Однако до сих нор одним из наиболее информативных диапазонов наблюдений остается оптический. Это связано с тем, что ультрафиолетовые переходы с основного на первые возбужденные уровни атомов, попов и молекул, формирующие спектральные детали па фоне континуального излучения, в результате космологического красного смещения попадают в оптический диапазон и могут наблюдаться наземными обсерваториями.

На Рис. 1 представлен характерный оптический спектр квазара. В качестве примера выбран наиболее исследованный в данной работе спектр квазара С} 1232+082. На фоне практически плоского континуального спектра (проведенного пунктирной линией) видны мощные широкие эмиссионные линии, формирующиеся I! самом квазаре, в окрестности сверхмассивной черной дыры. Ширины этих лиинй могут достигать сотен ангстрем, что соответствует скоростям вплоть до 10 000 км/с. Центральная эмиссионная линия водорода Ьуа, по которой определяется красное смещение квазара гет, делит его спектр па две части - "синюю", находящуюся левее линии Ьуа с меньшими длинами волн, и "красную", правее и с большими длинами воли.

в н о

t¿ о

Н О

С

О

Рис. 1: Спектр квазара Q 1232+082, полученный на 8.2-метровом телескопе VLT с использованием спектрографа высокого разрешения UVES [24]. Эмиссионные линии в спектре квазара подписаны и выделены различными цветами. Положения абсорбционных линий различных атомов и ионов, а также молекул Н2 и HD, принадлежащих исследуемой абсорбционной системе zabs = 2.3377, показаны вертикальными штрихами.

В заключение этого раздела представлен список исследовавшихся квазаров и описание конкретных условий их наблюдений. В основном спектры квазаров были получены в рамках наблюдательных программ различными независимыми астрофизическими группами, при этом часть дополнительных экспозиций были сняты в рамках совместных французско-российских научных программ (с участием диссертанта):

Наблюдения квазара Q1232+082 проводились в рамках заявки "Measure of the HD/H2 molecular ratio at high redshift" на 8.2-метровом телескопе VLT/UVES (2003 г., период 69.А-0061(А), Service Mode, UT2-Kueyen. PI/CoI: Petitjean, Ivanchik, Ledoux, Rodriguez, Srianand, Varshalovich).

Наблюдения квазара Q 0405-443 проводились в рамках заявки "Constraining the long term time variation of the ratio of the electron to proton masses, me/mp" на 8.2-метровом телескопе VLT/UVES (2004 г., период 70.A-0017(A) UT2-Kueyen, PI/CoI: Petitjean, Rodriguez, Boisse, Ivanchik, Srianand, Varshalovich).

В п. 1.2 представлен краткий исторический обзор наблюдений молекул Н2 и HD в нашей Галактике. Упомянуты внеатмосферные наблюдения на спутнике "Коперник" (HACA, США 1972г.) и современные наблюдения специальной космической миссией FUSE (Far Ultraviolet Spectroscopic Explorer, 1999-2007г.), одной из основных целей которой являлось исследование распространенности дейтерия.

I I

01 Si □

Fell

sn

NI

II II II III IUI H2

I I II I I HD

Lyß + OVl

"fPffTOV

NV

Siiv+orv

crv

ГГЛГТ^Г^ПТ

4500

Длина волны (А)

В ii. 1.3 представлен краткий исторический обзор наблюдений молекул Н2 и HD во внегалактических объектах. Так, в 1985 г. Левшаков и Варшалович [18], проанализировав спектр квазара PKS0528-250, обнаружили в нем абсорбционную систему Н2 с красным смещением 2 = 2.811. Следующая (вторая) абсорбционная система Н2 с z = 1.97 была обнаружена только через 12 лет в 1997 г. Ге и Бечтольдом [11] в спектре квазара Q 0013-004- Столь малое количество и небыстрое обнаружение абсорбционных систем молекулярного водорода связано с тем, что для их идентификации необходимы спектры высокого разрешения и высокое отношения сигнала к шуму. Удовлетворяющие этим требованиям спектры стало возможным получать с вступлением в строй больших оптических телескопов (таких как 10-метровый Keck и 8.2-метровый VLT) и существенной модификацией светоприемной аппаратуры (замена фотопластин на ПЗС(ССВ)-матрицы).

Впервые линии молекул дейтерированного водорода HD на больших красных смещениях z=2.33771 были идентифицированы в спектре квазара Q 1232+082 [А5]. После дополнительных измерений спектра этого квазара на 8.2-метровом телескопе VLT, нами было определено относительное содержание молекул HD в обнаруженном облаке. Отношение лучевых концентраций молекул iV(HD)/7V(H2) оказалось равным (7.II22) х 1° 5 1А231- Полученное значение существенно превосходит аналогичные значения в нашей Галактике (0.4 -г 4.0) х 10"6 [17, 29]. К настоящему времени линии HD обнаружены уже в шести из 20 известных абсорбционных систем молекулярного водорода (см., например, [А31]).

В п. 1.4 обсуждаются особенности энергетической структуры уровней Н, Н2, HD, определяющие роли этих элементов в процессах звездообразования и формирования первых структур плотности межзвездной среды. Также обсуждаются наблюдательные проявления, связанные с особенностями энергетической структуры уровней Н2,

HD.

В п. 1.5 представлен детальный анализ абсорбционной системы Н2 с красным смещением г = 2.33771, которая была идентифицирована Ге и Бехтольдом в 1999 г. в спектре квазара Q 1232+082, полученном с использованием орбитальной обсерватории им. Хаббла (HST) [12]. В дальнейшем спектр этого квазара с более высоким разрешением был снят на спектрографе VLT/UVES [25].

Нами была инициирована программа дополнительных наблюдений квазара Q 1232+082, что позволило увеличить отношение сигнала к шуму более чем в два раза. Используя имеющиеся и новые экспозиции, мы выполнили независимый детальный анализ спектра этого квазара, в результате которого были получены оценки относительной распространенности молекул HD в ранней Вселенной [А20]. Также но-

Рис. 2: Участок спектра квазара С} 1232+082 с абсорбционными линиями Ь 1-0 лаймановской полосы молекулярного водорода с красным смещением гаЬв = 2.33771. Сильно насыщенные линии Н2 имеют ненулевой поток в центрах линий, в то время как несколько расположенных рядом насыщенных линий Ьу-а доходят до нуля. Это свидетельствует о неполном покрытии области формирования излучения квазара абсорбционным облаком молекулярного водорода.

вый анализ выявил некоторые интересные особенности исследуемой абсорбционной системы гаья = 2.33771. Первая состоит в том, что часть излучения от квазара проходит мимо поглощающего облака, и это приводит к тому, что даже сильно насыщенные линии, с проявляющимся фойтовским профилем, имеют не равную нулю интенсивность в центре (см. Рис. 2). Детальный анализ ионизационной структуры облака также выявил дополнительные аргументы в пользу гипотезы неполного покрытия [АЗЗ]. Вторая особенность состоит в том, что линии, соответствующие возбужденным вращательным уровням Н2 существенно уширены по сравнению с линиями основных уровней Н2, а также в сравнении с линиями НБ и С1 [А24]. Оба этих эффекта важны для построения адекватной физической модели межзвездных облаков и правильного определения лучевых концентраций элементов абсорбционной системы, поэтому они и их интерпретация подробно представлены в этом пункте.

В п. 1.G представлен детальный, независимый анализ абсорбционной системы молекулярного водорода в спектре квазара Q 0812+320, ранее обнаруженной в работе [13]. Спектр квазара Q0812+032 был получен на 10-метровом Keckl телескопе с использованием эшелле-спектрометра HIRES [35]. Нами была выполнена редукция и сложение этих экспозиций при помощи специально разработанного Бэрлоу (Т. Barlow) для спектрометра Keck/HIRES пакета программ МАКЕЕ.

Линии молекулярного водорода в этой системе показывают наличие двух подсистем с красными смещениями 2Л = 2.626443(2) и zB = 2.626276(2), соответствующим относительному сдвигу ~ 14 км/с. Также в этой системе были отождествлены линии молекулы HD и, в отличии от работы [32] где авторы идентифицировали только 6 линий HD, соответствующих переходу с основного состояния (J = 0), нам удалось обнаружить 9 линий HD (J = 0). Более того, впервые для внегалактического объекта удалось идентифицировать линии, соответствующие первому возбужденному вращательному уровню (J = 1), что позволило оценить независимым способом объемную плотность в этом межзвездном облаке [А31].

В п. 1.7 представлен детальный анализ спектра квазара Q 1331+170, измеренного в диапазоне длин волн 2280 - 3370 Ä, который практически не пропускает атмосфера. Спектр был снят по программам 7271 в 1999 г. и 9172 в 2002-2003 гг. (рук. Бечтольд (J. Bechtold)) на орбитальной обсерватории им. Хаббла (HST). Благодаря этому удалось идентифицировать линии молекулярного водорода в абсорбционной системе с z = 1.777, попадающие в указанный ультрафиолетовый диапазон длин волн [8]. Общее суммарное время экспозиций составило 14.5 часов, что позволило получить отношение сигнала к шум S/N ~ 7 при разрешении Я ~ 25000. В результате детального анализа спектра квазара были идентифицированы линии HD в этой абсорбционной системе.

В и. 1.8 описывается новый метод определения локальной степени молекуляри-зации исследуемых облаков межзвездного газа. На практике нужно четко разделять интегральную и локальную степень молекуляризации облака. Для водорода они определяются соответственно

2W(H2) ,ос = 2п( Н2)

1щ 7V(HI) + 2ДГ(Н2)' Jii2 n(HI) + 2n(H2)' w

где N, н - лучевая и объемные концентрации, соответственно. До сих пор в литературе указывается именно интегральная степень молекуляризации облаков Однако для понимания физических процессов протекающих в облаке важна именно локальная степень молекуляризации, характеризующая как количество частиц, так и их

состав. И если /¿"2! является величиной наблюдаемой, то значение /¿°с оценить не так и просто. Обнаружение систем, содержащих молекулы Н1) с заселенными уровнями 3 = 0 и 3 = 1, а также наличие в них нейтрального углерода СI, позволяет по относительным заселенностям этих элементов определять как объемную концентрацию газа, так и его степень молекуляризации. В двух исследуемых нами облаках, где были обнаружены переходы в линиях с 7 = 1, оцененная степень молекуляризации облаков оказалась близка к 1.

В п. 1.9 представлено развитие метода определения температуры реликтового излучения Тсмв(2) в ранние космологические эпохи. Метод основан на определении относительной заселенности уровней тонкого расщепления нейтрального углерода С1, линии которого наблюдаются в молекулярных облаках, находящихся на больших красных смещениях. Обнаруженные нами системы, в которых одновременно наблюдаются линии молекулы ЬГО с заселенными уровнями J = 0 и J = 1, позволяют, потенциально, более точно определять Тсмв(г), поскольку появился дополнительный источник информации о локальной объемной плотности газа в облаке. Полученные оценки согласуются со стандартной зависимостью изменения температуры реликта: Тсив{г) = Т0{1 + г).

Глава 2 посвящена проблеме первичного дейтерия. Определение относительной распространенности первичного дейтерия необходимо для оценки одного из ключевых параметров космологии - бариопной плотности Вселенной По совреме....... представлениям барионная плотность не превышает 5% от всего вещества заполняющего Вселенную.

Актуальность этой проблемы значимо возрастает в современную эпоху прецизионной космологии. С одной стороны, детально разработанная теория первичного нуклеосинтеза и наблюдения распространенности легких элементов (Б, Не, 1Л) приводят к оценке Пь на уровне (4.3±0.2)% [20], с другой стороны, имеется независимая оценка Пь, получаемая из анализа анизотропии реликтового излучения, - (4.С±0.3)% [10]. Тот факт, что эти оценки прекрасно согласуются в пределах ошибок, хотя и относятся к различным космологическим эпохам, позволяет говорить о потрясающем успехе Стандартной Космологической Модели.

В п. 2.2 представлены основные положения теории первичного нуклеосинтеза. Эпоха первичного нуклеосинтеза, на сегодняшний день, является самой ранней стадией эволюции Вселенной, для которой возможно сравнение теоретических предсказаний с наблюдениями. Относительное содержание образовавшихся в процессе первичного нуклеосинтеза реликтовых ядер можно рассчитать, поскольку скорости

-5

* о.

и «

о

и

-10

Т, кэВ 100 10

_ р ........ ...... 1н

п Л «Не ■

//V

// ■ V II / Но

г 1 ^ 4 Зт '

/А \

уи ■

N \п ■ \ \

........| Л. л . ,. бт . -1л

10 100 1000 10000 100000 I, сек

Пв= Ре/Рск 0,01 0,1 1 10

Рис. 3: Результаты расчета модели первичного нуклеосинтеза с использованием оригинальной численной модели, представленной в работах [3] и [А4]. Слева представлена зависимость распространенности легких элементов как функции времени, отсчитываемого от момента Большого Взрыва. Справа приведены содержания легких элементов в конце процессов первичного нуклеосинтеза как функция отношения концентраций барионов и фотонов П(,/гат (или - верхняя шкала). Вертикальной полосой и прямоугольниками показаны результаты оценок получаемых из анализа анизотропии реликтового излучения и измерения распространенности изотопов.

всех соответствующих реакций хорошо известны. Единственным свободным параметром расчета является относительная концентрация барионов. Этот параметр можно определить путем сравнения результатов расчета с данными астрономических наблюдений по содержанию реликтовых ядер (см. Рис. 3).

В п. 2.3 описан основной метод оценки первичной распространенности дейтерия и его проблемы. До последнего времени относительное содержание О/Н определяли только по атомным линиям Н1 и Б1 в спектрах поглощения квазаров. Однако такие измерения наталкиваются на ряд трудностей. Оптические спектры и Н1 практически одинаковы, лишь длины волн их линий сдвинуты на 0.027%. При этом концентрации этих атомов различаются на 4-5 порядков. Поэтому, если лучевая кон-

Таблица 1: Абсорбционные системы НО/Н2 в спектрах квазаров.

Квазар 2аЬ! N№1 N(110) К(НБ)/21У(Н2) Ссылка

*д 1232+082 2.33771 19.68±0.09 15.531°;}[ (3.551}:«) X Ю-5 [А29]

0812+320 2.62644 19.93±0.04 15.70^004 (2.9г1»:«;) х Ю-5 [А31|

2.62638 18.82±0.37 12.98±0.22 1.45 х 10"6

*С21331+170 1.77637 19.43±0.10 14.83±0.15 2.51 х 10"5 [А31]

1.77670 19.39±0.11 14.61±0.20 1.66 х Ю-5

1439+113 2.41837 19.68±0.10 14.87±0.03 1.55 х Ю-5 |А22]

Л 1237+004 2.68956 19.21±0.13 14.48±0.05 1.86 х 10"5 [23]

'Л 2123-005 2.05933 17.64±0.15 13.84±0.20 1.58 х 10"4 [20]

'Абсорбционные системы, в обнаружении которых диссертант является соавтором.

* Результаты анализа спектра данного квазара неоднозначны.

цептрация Н1 мала, то линии вообще не видны. Если же лучевая концентрация водорода слишком велика, то линии Н1 насыщены, уширены и наплывают на линии (блендируют их). Более того, линии, идентифицированные как линии Б1, в принципе могут быть порождены небольшим облаком НI, двигающимся относительно исследуемого облака со скоростью ~ 80 км/с, тем более, что на луче зрения действительно находится большое количество таких облаков, двигающихся с разными скоростями (так называемый "Ьу-а лес"). Возможно, этими причинами объясняется существенный разброс полученных таким методом значений [26]. Более того, одни из первых оценок Э/Н давали значение, на порядок превышающее современные оценки этой величины |27, 37|, что лишний раз подчеркивает сложности, с которыми сталкивается упомянутый метод.

Таких трудностей с идентификацией линий не возникают, если измерять относительное содержание не атомов и Н1, а молекул ГО и Н2, поскольку их спектры существенно различаются, а большинство узких абсорбционных линий не перекрываются.

В п. 2.4 представлены обнаруженные к настоящему моменту системы НО/Н2 (см. Таблицу 1). К настоящему моменту обнаружено б абсорбционных систем, содержащих молекулы НО. Только в двух из них (отмеченных жирным шрифтом, Таблица 1) измеренная лучевая концентрация превосходит значение ЬойМ(£Ш)>15, что может означать полную самоэкронировку этих систем и, как следствие, полную молекуля-ризацию водорода в них, что приводит к установлению универсального соотношения

1О82Ы(Н2)

Рис. 4: Данные измерений лучевых концентраций молекул НХ) и Н2. Измерения НО и Нг в спектрах квазаров показаны кружками. Наклонными прямыми показаны лучевые концентрации, соответствующие средним значениям отношений Г>/Н и НО/2Н2, для галактических [17, 29] и внегалактических систем [26, 19]. Квадратиками приведены измерения НБ и Н2 для нашей Галактики [17, 29). Горизонтальной пунктирной прямой отмечен уровень лучевой концентрации НБ, превышение которой приводит к самоэкранировке молекул и увеличению степени молекуляризации газа. Две системы НБ находятся выше этого уровня и могут быть использованы для оценок первичной распространенности дейтерия.

и возможности оценки первичной распространенности дейтерия.

На Рис. 4 показаны лучевые концентрации НЭ, Н2, измеренные в межзвездных облаках нашей Галактики и абсорбционных системах квазаров. Наклонными прямыми показаны лучевые концентрации, соответствующие средним значениям отношений Б/Н и НБ/2Н2, для галактических [17, 29] и внегалактических систем [26, 19]. В нашей Галактике отношение Э/Н, измеряемое по лучевым концентрациям атомарных линий и Н1 [19], систематически меньше среднего значения, полученного из анализа спектров квазаров |2С]. В принципе, это может быть объяснено выгоранием дейтерия в звездах. Также видно, что между величинами Б/Н и НО/2Н2, измеряемыми в нашей Галактике, имеется существенное различие. Это может быть связано с тем, что в отличие от Н2, молекулы НБ не всегда экранированы от ультрафиолетового излучения, и поэтому дейтерий в меньшей степени молекуляризован. Еще одним объяснением недостатка молекулярной фракции НБ может являться сложная химия молекулярных облаков, где дейтерий может эффективно входить в другие, более сложные молекулы, Н20, Ш3, НСМ, полиароматические углеводороды и др. Особенности учета химии молекулярных облаков обсуждаются в п. 2.4.

В заключение этой главы отмечается, что анализ изученных молекулярных систем позволяет говорить об обнаружении космологического эволюционного эффекта - увеличения относительного содержания 1Ш/Н2 в эпохи около 12 млрд. лет назад, по сравнению с величинами, измеряемыми в нашей Галактике в современную эпоху.

На основе независимого метода получена оценка барионной плотности Вселенной Г2ь = (4.1 ±0.5)% [А31], которая согласуется с оценкой, полученной по результатам анализа анизотропии реликтового излучения П£мва = (4.0 ± 0.3)% [1С].

Глава 3 посвящена еще одной проблеме, решаемой с помощью анализа спектров квазаров, - проблеме возможного космологического изменения фундаментальных физических констант.

Фундаментальные физические постоянные - важнейшие элементы современной физической картины мира. В стандартных моделях, описывающих строение материи на минимально доступных на сегодняшний день масштабах, а также строение и эволюцию всей Вселенной на максимально доступных наблюдениям расстояниях, инвариантность физических законов в различных пространственно-временных областях кажется фактом довольно очевидным. Более того, иногда это утверждение формулируется как принцип. Однако "странность" фундаментальных констант состоит в том, что они входят в известные законы природы без всякого объяснения их численных значений, и это было предметом раздумий многих выдающихся уче-

пых, таких как Эддипгтон, Зоммерфельд, Бори и др. (см. исторический обзор [4]). По-видимому, первыми, кто высказал идею возможного изменения фундаментальных физических констант в процессе эволюции Вселенной были Милн (1935 г.) [22] и Дирак (1937 г.) [10]. В п. 3.1 представлена история развития проблемы непостоянства фундаментальных констант - от "гипотезы больших чисел", предложенной Дираком, до теорий объединения фундаментальных взаимодействий с теоретически мотивированными идеями о непостоянстве фундаментальных физических констант (см. например, обзор Узана, 2011 г., [34]).

В п. 3.2 представлено современное состояние проблемы с непостоянством фундаментальных физических констант, которое можно охарактеризовать следующими положениями: (¡) эффективные константы связи, характеризующие силы взаимодействий, меняются с энергией взаимодействия, (и) константы могут меняться со временем в процессе космологической эволюции, (Ш) значения констант могут не совпадать в разных пространственных областях.

Параграф 3.3 посвящен описанию экспериментальных и наблюдательных методов, используемых для исследования проблемы пространственно-временного отклонения фундаментальных констант, которые подразделяются на:

локальные тесты, связанные с лабораторными измерениями, геофизическими методами, с наблюдениями физических явлений в Солнечной системе и в Галактике, и космологические тесты, основанные па изучении спектров внегалактических объектов (квазаров, гамма-всплесков), а также на исследовании процессов происходивших, на ранних стадиях эволюции Вселенной, таких как первичная рекомбинация и первичный нуклеосинтез.

Параграф 3.4 посвящен определению верхнего предела на возможное космологическое изменение отношения масс протона и электрона ц = тр/те. Подробно разбирается метод определения возможного космологического отклонения ц = тр/те, предложенный в 1975 г. Томпсоном [30] и развитый в 1993 г. Варшаловичем и Левша-ковым [1]. Метод основан на анализе длин волн молекулярного водорода, измеряемых в абсорбционных системах с большими красными смещениями. Энергии, соответствующие электронному, колебательному и вращательному возбуждению молекулы Н2 имеют существенно разные зависимости от приведенной массы молекулы. Поэтому сравнение длин волн различных электронпо-колебательно-вращательпых молекулярных линий, наблюдаемых в спектрах квазаров, с соответствующими лабораторными значениями, позволяет обнаружить изменение величины р..

Количественный анализ такого рода вариаций можно провести, если для каждой из измеряемых линий известны величины K¡ - коэффициенты чувствительности

4.0x10"'

-2.0x10

Рис. 5: Результат корреляционного анализа. По вертикальной оси отложены относительные отклонения приведенных красных смещений полученных из анализа ¡-ой линии, по горизонтальной оси отложены соответствующие им коэффициенты чувствительности Ki. Сплошная прямая - наилучший линейный фит.

длины волны А, но отношению к изменению величины ^. Формальное определение можно записать в следующей форме:

К,=

сЛп Aí сЛп ц.

(2)

Таким образом, если значение величины (г в раннюю космологическую эпоху г, когда формировался спектр поглощения квазара, отличалось от современного, то длина волны А*, наблюдаемая в этом спектре, была бы сдвинута в соответствии со следующим выражением:

А, = А°(1 + г) (1 + . (3)

Здесь, А° - лабораторная длина волны г-го перехода. При этом красное смещение абсорбционной системы г = гаЬз приводит к одинаковому сдвигу всех линий, в то время как сдвиг, связанный с отклонением Ац/ц, - индивидуален и пропорционален коэффициенту чувствительности конкретной линии К^.

Таким образом, для определения возможного космологического отклонения Ац/ц необходимо иметь: (¡) спектры квазаров, с абсорбционными системами Н2, (и) лабораторные значения длин волн А°, (ш) коэффициенты чувствительности К{.

Нами были проанализированы две абсорбционные системы с гаь3 = 2.5947 и гаЬ5 = 3.0249 в спектрах квазаров Я 0405-443 и (¿0347-382, соответственно. Общее число отождествленных и принятых для анализа линий составило 82. Были измерены красные смещения всех этих линий. На Рис. 5 представлены их приведенные значения в соответствии с формулой

_

л = 21-:

1 + ге

(4)

В результате выполненного корреляционного анализа была получена оценка на возможное космологическое изменение отношения масс протона и электрона [А14, А16]:

Ац/ц = (2.0 ±0.0) х 10"

(5)

Полученная в 2005-2006 гг. оценка до сих пор остается актуальной, несмотря на восемь, выполненных позднее (2008-2011 гг.), независимых оценок. На рис. б представлен современный статус проблемы возможного космологического изменения отношения масс протона и электрона. Приведены результаты работ, в которых анализировались системы молекулярного водорода, наблюдаемые в спектрах квазаров с большими красными смещениями г ~ 2 — 3. Красной звездочкой показан результат полученный в 2005-2006 гг. [А14, А1С]. Черные квадратики показывают результаты независимых групп [14, 31, 39, 40] двух квазаров С]0405-443" Я0347-382, использовавшихся в наших работах. Голубые кружочки показывают оценки, выполненные по спектрам других квазаров (6, 14, 15, 20, 38]. Серая вертикальная полоса показывает 2сг-уровень перекрытия результатов.

- 2006 ; —I -

2008

- 2008

2009 —т—1 ■

2011

2010

" 2011 1—»—1 '

- 2011

Рис. 6: Современный статус оценки возможного В п. 3.5 обсуждаются результаты, представленные в космологического измене-этой главе, и перспективы дальнейших исследований про- ния /'• блемы возможного космологического изменения фундаментальных физических констант.

В заключении сформулированы основные результаты работы, приведен список работ, опубликованных по теме диссертации, и список цитируемой литературы.

Основные выводы и результаты работы:

1. Выполнены исследования физических условий и химического состава вещества абсорбционных систем с большими красными смещениями z ~ 2-3, наблюдавшихся в спектрах высокого разрешения квазаров

Q03^7-382, Q 0405-443, Q1232 + 082, Q1439+112, Q0812+320, Q1331 + 170. Впервые обнаружен и детально исследован эффект неполного покрытия квазара Q1232+082 (zem — 2.57) космологически удаленным от квазара абсорбционным облаком (zabs = 2.34). Эффект проявляется в наличии остаточного потока излучения в абсорбционном спектре объекта. Показано, что неучет этого эффекта приводит к существенно заниженной оценке лучевой концентрации молекул Н2 в межзвездном облаке и построению неадекватной физической модели абсорбционной системы.

2. Впервые отождествлены линии молекул HD в межзвездных облаках, находящихся на космологических расстояниях (zabs = 2.33771, Q1232+082). На сегодняшний день диссертант является соавтором открытия четырех из шести идентифицирова.....»ix систем HD/H2. Анализ известных систем позволяет говорить об обнаружении космологического эволюционного эффекта - увеличения относительного содержания HD/H2 в эпохи около 12 млрд. лет назад, по сравнению с величинами, измеряемыми в нашей Галактике в современную эпоху.

3. Предложен независимый метод оценки относительного содержания первичного дейтерия D/H, па основе оценки относительной распространенности молекул HD/H2 в облаках, существовавших па ранних стадиях эволюции Вселенной. На основе этого метода получена независимая оценка бариоиной плотности Вселенной Пь = (4.1 ± 0.5)%, которая согласуется с оценкой, полученной по результатам анализа анизотропии реликтового излучения f2£MnR = (4.G ± 0.3)%.

4. Получена оценка возможного космологического изменения отношения масс протона и электрона /1 = тр/те для эпох, соответствующих z ~ 2-3:

Aß/ß = (2.0 ±0.0) х 10"5. Полученная в 2005-200G гг. оценка до сих пор остается актуальной, несмотря на восемь, выполненных позднее (2008-2011 гг.), независимых оценок.

Публикации по теме диссертации

А1. Д.А. Варшалович, А.В. Иванчик, А.Ю. Потехин

"Фундаментальные физические константы:

одинаковы ли их значения в различных областях пространства-времени?" Журнал Технической Физики, т. G9, No. 9, с. 1-5, 1999

А2. D.A. Varshalovich, A.Y. Potekhin, A.V. Ivanchik

"Testing cosmological variability of fundamental constants". "X-ray and Inner-shell Processes-18th International AIP Conference, Eds. R.W. Dunford et al., v. 50G, pp. 503-511, 2000

A3. A.V. Orlov, A.V. Ivanchik, D.A. Varshalovich "Primordial Nucleosynthesis:

Effects of possible variations of ftindamental physical constants". Astron. & Astrophys. Transactions, v. 19 (3-4), p. 375-384, 2000

A4. A.B. Иванчик, А.В. Орлов, Д.А. Варшалович

"Влияние возможного отклонения значений фундаментальных физических констант на первичный нуклеосинтез". Письма в Астрономический Журнал, т. 27, с. 723-734, 2001

А5. Д.А. Варшалович, А.В. Иванчик, П. Петижан, Р. Шриананд, С. Леду

"Молекулярные линии HD в абсорбционной системе с красным смещением z=2.3377". Письма в Астрономический Журнал, т. 27, с. 803-806, 2001

AG. D.A. Varshalovich, A.Y. Potekhin, A.V. Ivanchik

"Problems of cosmological variability of fundamental physical constants". Physica Scripta, v. T95, p. 76-80, 2001

A7. D. Varshalovich, A. Potekhin, A. Ivainchik

"Puzzle of the constansy of fundamental constants". Comments on Modern Physics 2(5), D223-D232, 2001

A8. A.B. Иванчик, Э. Родригес, П Петитжан, Д.А. Варшалович "Меняются ли фундаментальные константы в процессе космологической эволюции?" Письма в Астрономический журнал, т. 28, с. 483-488, 2002

А9. A. Ivanchik, P. Petitjean, Е. Rodriguez, D. Varshalovich "Does the proton-to-electron mass ratio [i = mp/me vary in the course of cosmological evolution?" Astrophysics and Space Science, v. 283, pp. 583-588, 2003

А10. D. Varshalovich, A. Ivanchik, A. Orlov, A. Potekhin, P. Petitjean "Current status of the Problem of Cosmological Variability of Fundamental Physical Constants".

Lecture Notes in Physics, v. G27: Precision Physics of Simple Atomic Systems. Eds. S Karshenboim к V. Smirnov, pp. 199-209, 2003

All. D.A. Varshalovich, A.V. Ivanchik, A.Y. Potekhin

"Astrophysical Testing Cosmological Variability of Fundamental Constants". Proceedings of the III Sakharov Conference on Physics, World Scientific, v. 1, pp. 480-491, 2003

A12. P. Petitjean, A. Ivanchik, R. Srianand, B. Aracil, D. Varshalovich, H. Chand, E. Rodriguez, C. Ledoux, P. Boisse "Time dependence of the proton-to-electron mass ratio". Comptes Rendus Physique, v. 5(3), pp. 411-415, APR, 2004

A13. E.E. Kholupenko, A.V. Ivanchik and D.A. Varshalovich

"CMBR distortion concerned with recombination of the primordial hydrogen plasma". Gravitation and Cosmology, Vol. 11, No.l-2(41-42), pp. 1G1-1G5, 2005

A14. A. Ivanchik, P. Petitjean, D. Varshalovich, B. Aracil, R. Srianand, H. Chand, C. Ledoux, and P. Boisse

"A new constraint on the time dependence of the proton-to-electron mass ratio. Analysis of the Q 0347-383 and Q 0405-443 spectra". Astronomy & Astrophysics, v. 440, No.l, pp. 45-52, 2005

A15. B.B. Мешков, А.В. Столяров, А.В. Иванчик, Д.А. Варшалович

"Неадиабатический ab initio {печет коэффициентов чувствительности

X —> В1Е+и\С1 П„ систем Н2 к изменению отношения

масс протона и электрона".

Письма в ЖЭТФ, т. 83, вып. 8, с. 3G3-36G, 200G

A1G. Е. Reinhold, R. Bulling, U. Hollenstein, A. Ivanchik, P. Petitjean, and W. Ubachs "Indication of a Cosmological Variation of the Proton-Electron Mass Ratio Based on Laboratory Measurement and Reanalysis of H2 Spectra". Phys.Rev.Lett., v. 9G, p. 151101, 200G

A17. E.E. Холуиенко, А.В. Иванчик

"Двух-фотонные переходы в процессе рекомбинации водорода во Вселенной". Письма в Астрономический Журнал, т. 32, No. 12, с. 883-892, 200G

А18. E.E. Kholupenko, A.V. Ivanchik, and D.A. Varshalovich

"Rapid He II -> He I recombination and radiation arising from this process". MNRAS, v. 378, L39-L43, 2007

А19. P. Petitjean, С. Ledoux, R. Srianand, P. Noterdaeme, A. Ivanchik

"Molecular Hydrogen at High Redshift and the Variation with Time of the Electron-to-proton Mass Ratio, [i = me/mp". Precision Spectroscopy in Astrophysics. Eds. by N.C. Santos et al., Garching, Germany, pp. 73-76, 2008

A20. E.E. Холупенко, А.В. Иванчик, Д.А. Варшалович

"Рекомбинация первичной гелиевой плазмы Hell-Hel с учетом влияния нейтрального водорода."

Письма в Астрономический Журнал, т. 34, No. 11, с. 803-818, 2008

А21. A. Ivanchik, D. Varshalovich, and P. Petitjean

"Current status of astronomical observations on possible cosmological variations of the proton-to-electron mass ratio р. = mp/me". Eur. Phys. J., Special Topics, v. 163, pp.191-196, 2008

A22. P. Noterdaeme, P. Petitjean, C. Ledoux, R. Srianand, and A. Ivanchik "HD molecules at high redshift. A low astration factor of deuterium in a solar-metallicity DLA system at z = 2-418". Astronomy and Astrophysics, v. 491, pp. 397-400, 2008

A23. Д.А. Варшалович, А.В. Иванчик, П. Петижан

"Современное состояние астрономических наблюдений по проблелж возможного космологического изменения отношения масс протона и электрона". Труды Института прикладной астрономии РАН, вып. 18, с. 92-93, 2008

А24. С.А. Балашев, Д.А. Варшалович, А.В. Иванчик

"Направленное излучение и фотодиссоционные области в облаках молекулярного водорода".

Письма в Астрономический Журнал, т. 35, No. 3, с. 171-188, 2009

А25. P.Petitjean, P.Noterdaeme, R.Srianand, С.Ledoux, A.Ivanchik, and N.Gupta "Searching for places where to test the variations of fundamental constants". Memorie della Societa Astronomica Italiana, v. 80, pp. 859-863, 2009

A26. P.Petitjean, R.Srianand, H.Chand, A.Ivanchik, P.Noterdaeme, N.Gupta

"Constraining Fundamental Constants of Physics with Quasar Absorption Line Systems". Space Science Reviews, v. 148, pp. 289-300, 2009

A27. Д.А. Варшалович, А.В. Иванчик, С.А. Балашев, П. Петижан

"Первичный нуклеосинтез дейтерия и содержание молекул HD/H2 в межзвездных облаках, существовавших 12 млрд. лет назад". Успехи физических наук, т. 180, No. 4, с. 415-419, 2010

А28. E.E. Kholupenko, A.V. Ivanchik, and D.A. Varshalovich

"Effect of radiative feedbacks for resonant transitions during cosmological recombination". Phys. Rev. D 81, pp.083004(l-9), 2010

А29. A.V. Ivaiichik, P. Petitjean, S.A. Balashev, R. Srianaiid, D.A. Varshalovich, C. Ledoux, and P. Noterdaeme

"HD molecules at high rcdshift: the absorption system at z- 2.3377 towards Q 1232+082" MNRAS, v. 404, pp. 1583-1590, 2010

A30. P. Petitjean, P. Noterdaeme, R. Srianaiid, C. Ledoux, A. Ivaiichik, N.Gupta "Searching for places where to test the variations of fundamental constants". Proceedings of the International Astronomical Union Highlights of Astronomy, Volume 5, p. 317, 2010

A31. C.A. Балашев, A.B. Ииапчик, Д.А. Варшалович "Молекулярные облака HD/H2 в ранней Вселенной. Проблема первичного дейтерия".

Письма в Астрономический Журнал, т. 3G, No. 11, с. 803-815, 2010

А32. Е.Е. Kholupenko, A.V. Ivaiichik, S.A. Balashev and D.A. Varshalovich "Advanced three-level approximation for numerical treatment of cosmological recombination". MNRAS, v. 417, pp. 2417-2425, 2011

A33. S.A. Balashev, P. Petitjean, A.V. Ivaiichik, C. Ledoux, R. Srianaiid, P. Noterdaeme and D.A. Varshalovich "Partial coverage of the broad-line region of Q1232 / 082 by an intervening H2-bcaring cloud". MNRAS, v. 418, pp. 357-3G9, 2011

Литература, цитируемая в автореферате.

|1| Варшалович Д.А., Лешпаков С.А., Письма в ЖЭТФ 58, 237 (1993)

|2| Горбунов Д.С., Рубаков В.А., "Введение в теорию ранней Вселенной: Теория горячего Большого взрыва.", М.: Издательство ЛКИ (2008)

[3J Орлов A.B., Варшалович Д.А., Препринт ФТИ им. А.Ф. Иоффе РАН No.1719 (1998)

|4| Томилин К.А., "Фундаментальные физические постоянные в историческом и методологическом аспектах", М.: Физматлит (2006)

|5| Abgrall Н., Roueff Е., Launay F., et al., J. Mol. Spec. 157, 512 (1993)

|6| Bagdoiiaile J., Murphy M., Kaper L., et al., MNRAS D01:10.1111/.j.l365-2966.2011.20319.x (2011)

|7| Coc A., Nucl. Instr. and Mcth. in Pliys. Res. A 611, 224, (2009)

|8| Cui J., Bechtold Л., Ge J., et al., ApJ 633, 649 (2005)

|9| Cyburt R.H., Fields B.D., Olive K.A., J. of Cosmology and AstmpaHicle Phys. 11, 0i2 (2008)

10| Dirac P.A.M., Nature. 139, 323 (1937)

11| Ge J., Bechtold .1., ApJ Lett. 477, L73 (1997)

12| Ge J., Bechtold J., Astronomical Society of the Pacific Conference Series 156, 121 (1999)

13| Jorgenson R.A., Wolfe A.M., Prochaska Л.Х., et al., ApJ 704, 247 (2009)

14| King J.A., Webb J.K., Murphy M.T., et al., PRL 101, 251304 (2008)

15j King Л.А., Murphy M.T., Ubaclis W., et al., MNRAS 417, 3010 (2011)

16| Koniatsu E., Smith K.M., Duiikley .1., et al., ApJ Suppl. 192, article id. 18 (2011)

17| Lacour S., et al., Astron.&Astrophys. 430, 967 (2005)

181 Levshakov S.A., Varshalovich D.A., MNRAS 212, 517 (1985)

101 Linsky .I.L., et al., ApJ 647, 1106 (2006)

201 Malec A.L., Bulling R., Murphy M.T., et al., MNRAS 403, 1541 (2010) 211 McGreer I.D., G.L. Bryan G.L., ApJ 685, 8 (2008)

221 Milne E.A., "Relativity, gravitational and world structure", Oxford, Clarendon Press, 292 (1935)

|23| Noterdaeme P., Petitjean P., Ledoux C., et al., Astnm.&Astrophys. 523, A80 (2010)

[24] D'Odorico S., Cristiaiii S., Dekker H., et al., Society of Photo-Optical Instrumentation Engineers (SPIE) Conference Series, Ed. by J. Bergeron, 4005, 121 (2000)

|25| Petitjean P., Srianand R., Ledoux C., Astron.&Astrophys. 364, L2G (2000)

|2G| Peltiiii M., Zych B.J., Murphy M.T., et al., MNRAS 391, 1499 (2008)

|27| Rugers M., Hogan C..J., ApJ Lett. 459, LI (199G)

|28| Shchekinov Yu.A., Vasiliev E.O., MNRAS 368, 454 (200G)

|29| Snow T.P., et al., ApJ 688, 1124 (2008)

|30| Thompson R., Astrophysieal Letters 16, 3 (1975)

|31] Thompson R., Bechtold J., Black J., ApJ 703, 1G48 (2009)

|32| Tuinlinson J., Malec A.L., Carswell R.F.., et al., ApJL 718, L15G (2010)

|33| Ubachs W., Reinhold E., PRL 92, 101302 (2004)

|34| Uzan J .-P., Living Reviews in Relativity 14 (2011)

[35| Vogt S.S., Allen S.L., Bigelow B.C., et al., Society of Photo-Optical Instrumentation Engineers (SPIE) Conference Series, Ed. by D.L. Crawford & E.R. Craine, 2198 3G2 (1994)

|3G| Wong Y.W., Moss A., Scott D., MNRAS 386, 1023 (2008) |37| Webb .J.K. et al., Nature 388, 250 (1997)

|38| F. van Weerdenburg, Murphy M., Malec A., et al., PRL 106 180802 (2011) |39| Weiult M. & Reimers D., Eur. Phys. J. Special Topics 163, 197 (2008) 1401 Wendt M. & Molaro P., Astron.&Astmphys. 526, A9G (2011) |41| Wright E.L., Morton D.C., ApJ 227, 483 (1979)

Подписано в печать 25.04.2012. Формат 60x84/16. Печать цифровая. Усл. печ. л. 2,0. Тираж 100. Заказ 9167b.

Отпечатано с готового оригинал-макета, предоставленного автором, в типографии Издательства Политехнического университета. 195251, Санкт-Петербург, Политехническая ул., 29. Тел.:(812)550-40-14 Тел./факс: (812) 297-57-76

Введение.

1 Молекулярные облака H2/HD — космологические лаборатории.

1.1 Оптические спектры квазаров.

1.2 Молекулы Н2 и HD в межзвездной среде нашей Галактики.

1.3 Молекулы Н2 и HD на больших красных смещениях.

1.4 Особенности структуры уровней энергии в Н, Н2, HD.

1.5 Абсорбционная система в спектре квазара Q 1232+082.

1.5.1 Ионизационная структура.

1.6 Особенности абсорбционной системы z&ь8 = 2.33771 в спектре квазара Q1232+082.

1.6.1 Эффект уширения.

1.6.2 Эффект неполного покрытия.

1.7 Абсорбционная система в спектре квазара Q 0812+320.

1.8 Абсорбционная система в спектре квазара Q 1331+170.

1.9 Степень молекуляризации и концентрация газа.

1.10 Температура реликтового излучения в различные космологические эпохи.

1.10.1 Реликтовое излучение в современную эпоху, z = 0.

1.10.2 Реликтовое излучение в ранние космологические эпохи.

2 Проблема первичного дейтерия.

2.1 Концентрации барионов и фотонов во Вселенной.

2.2 Первичный нуклеосинтез. Химический и изотопный состав ранней Вселенной.

2.2.1 Первичный 4Не.

2.2.2 Проблема первичного 7Li.

2.2.3 Первичный D.

2.3 Определение D/H по линиям атомарного DI и HI.

2.4 Оценка D/H по отношению HD/2H2.

2.5 Химия молекулярных облаков.

3 Проверка возможной космологической вариации фундаментальных констант.

3.1 История вопроса.

3.2 Современный статус проблемы непостоянства фундаментальных констант.

3.2.1 Изменение констант с энергией.

3.2.2 Изменения констант со временем в процессе космологической эволюции.

3.2.3 Различные значения фундаментальных констант в пространственно удаленных областях Вселенной.

3.3 Методы определения вариаций фундаментальных констант.

3.3.1 Лабораторные измерения.

3.3.2 Феномен "Окло".

3.3.3 Рекомбинация первичной плазмы.

3.3.4 Первичный нуклеосинтез.

3.4 Верхний предел на космологическое изменение отношения масс протона и электрона /г = тр/те.

3.4.1 Современное экспериментальное значение ц.

3.4.2 Метод определения отклонения Д/хДх.

3.4.3 Коэффициенты чувствительности.

3.5 Результаты и перспективы.

Современная астрофизика и наблюдательная астрономия предоставляют широкие возможности для научных исследований как в области чистой астрономии, так и в различных областях современной физики, особенно в физике высоких энергий, ядерной физике, физике элементарных частиц и фундаментальных взаимодействий. Уникальные физические условия, которые природа реализует в огромном многообразии астрофизических объектов и явлений, позволяют изучать физические законы и процессы, лабораторные условия для которых недостижимы на Земле не только в настоящий момент, но и долгое время в будущем .

Квазары - активные галактические ядра, которые, являясь наиболее мощными квазистационарными источниками излучения во Вселенной, видны с огромных расстояний вплоть до 10—13 млрд. световых лет, т.е. практически с границ видимой Вселенной. Поэтому их спектры, начавшие формироваться на ранних стадиях эволюции Вселенной, когда ее возраст был менее 10% от современного, несут в себе информацию о физических условиях и химическом составе вещества, существовавших 10—13 млрд. лет назад, когда еще не было нашей Солнечной системы, а наша Галактика еще только зарождалась. Учитывая такую удаленность и яркость квазаров, их излучение используют для "просвечивания" оказавшихся на луче зрения далеких облаков межзвездного и межгалактического газа, которые "впечатывают" в спектр квазара свои линии поглощения. Можно сказать, что квазары служат "рентгеновским аппаратом" для просвечивания Вселенной, а их абсорбционные спектры представляют собой пространственно-временные фотографии Вселенной. При этом набор космологических задач, решаемых с помощью исследований спектров квазаров, очень широк. Это исследование крупномасштабной структуры Вселенной, физических свойств межзвездного и межгалактического вещества, эволюция химического состава и многие другие проблемы.

Цель работы — исследование существовавших на ранних стадиях эволюции Вселенной физических условий и химического состава вещества путем анализа спектров квазаров с большими красными смещениями х ~ 2 — 3.

• Исследование физических условий и химического состава вещества в межзвездных облаках молекулярного водорода Н2, находившихся на космологических расстояниях и существовавших 10-12 млрд. лет назад.

• Определение распространенности молекул НБ и Н2 в абсорбционных системах молекулярного водорода с целью оценки относительной плотности барионной материи во Вселенной, Оь

• Исследование возможного космологического изменения фундаментальных физических констант, в частности отношения масс протона и электрона р, = тр/те.

Научная новизна работы

1. Впервые идентифицированы линии молекул НБ в оптических спектрах квазаров с большими красными смещениями г ~ 2 — 3. Они соответствуют абсорбционным системам молекулярного водорода, существовавшим 10-12 млрд. лет назад. Являясь наряду с молекулами Нг ключевыми хладагентами межзвездной и межгалактической среды в ранней Вселенной, молекулы НБ также могут играть важную роль в процессах звездообразования и формирования первых конденсированных структур вещества во Вселенной [91, 133]. Обнаруженные молекулы НБ являются дополнительным источником информации о физических условиях в межзвездных облаках ранней Вселенной.

2. Впервые в космологически удаленной молекулярной системе идентифицированы линии переходов молекул НБ, идущих с возбужденного вращательного уровня 7 = 1. По видимому, единственный случай отождествления абсорбционной линии молекулы НБ, идущей с 3 = 1, в нашей Галактике представлен в работе [170]. Относительная населенность вращательных уровней молекулы НБ очень чувствительна к физическим условиям в облаке (к полной концентрации частиц и кинетической температуре). Так анализ относительной заселенности первого возбужденного уровня НБ (7 = 1) позволяет оценить новым независимым способом объемную концентрацию в межзвездном облаке.

3. Предложен независимый способ определения одного из ключевых космологических параметров - относительного содержания барионной материи во Вселенной Г2ь - на основе оценки распространенности первичного дейтерия, получаемой из отношения лучевых концентраций молекул НБ/Нг

4. Впервые обнаружен эффект неполного покрытия области формирования излучения в квазаре космологически удаленным абсорбционным облаком, проявляющийся в наличии остаточного потока в центре насыщенных абсорбционных линий. Показана необходимость учета данного эффекта для построения адекватной физической модели межзвездного облака.

Основные положения, выносимые на защиту

1. Детальные исследования абсорбционных систем, содержащихся в спектрах высокого разрешения следующих квазаров: <20347-382, С}0405-443, Я1232+082, <21439+112, <20812+320, <31331+170. а) Обнаружение четырех абсорбционных систем с большими красными смещениями, содержащих линии молекул ЕГО (из шести известных к настоящему моменту). Определение лучевых концентраций молекул НО и Нг в обнаруженных системах. б) Обнаружение остаточного потока излучения в центре насыщенных абсорбционных линий молекулярного водорода Нг- Интерпретация данного эффекта в рамках модели неполного покрытия абсорбционным облаком области формирования эмиссионного излучения квазара. Демонстрация важности учета обнаруженного эффекта для адекватного построения физической модели молекулярного облака.

2. Определение независимым способом относительного содержания барионной материи во Вселенной Г2ь с использованием оригинальной численной модели первичного нуклеосинтеза и оценки распространенности первичного дейтерия, получаемой из отношения лучевых концентраций молекул НБ и Н2, которые наблюдаются в облаках межзвездной среды, существовавших 10-12 млрд. лет назад.

3. Оценка скорости возможного изменения отношения масс протона и электрона посредством анализа электронно-колебательно-вращательных абсорбционных линий Н2 и НБ в спектрах квазаров ф 0347-382, <20405-443, <2Ц39+112.

Научная и практическая значимость

1. Полученные оценки физических условий и химического состава межзвездного вещества, существовавшего в ранней Вселенной, важны для точного определения космологических параметров, а также детального понимания процессов, протекавших на ранних стадиях эволюции Вселенной.

2. Предложенный независимый способ определения барионной плотности Вселенной Оь и оценка этой же величины на основе анализа анизотропии реликтового излучения потенциально (при дальнейшем увеличении точности) могут служить мощным инструментом в исследовании возможной физики за пределами Стандартной Модели (наличие дополнительных релятивистских степеней свободы, стерильные нейтрино, распады долгоживущих суперсимметричных частиц или их аннигиляция, изменение барион-фотонного отношения и др. [4, 28, 31]).

3. В результате прецизионных измерений длин волн абсорбционных линий Нг в спектрах квазаров и их анализа было показано, что точность астрофизических измерений относительного положения длин волн Нг становится сравнимой с точностью лабораторных длин волн существовавшего на тот момент атласа лаймановских и вернеровских полос молекулярного водорода [14]. Поэтому для дальнейшего продвижения в решении задач, связанных с прецизионным измерением положений линий Н2, необходимы новые, более точные лабораторные измерения длин волн молекулярного водорода. Осознание этого факта стимулировало развитие прецизионной лазерной спектроскопии ультрафиолетового диапазона, в результате чего точность определения лабораторных длин волн Нг возросла на порядок [153].

4. Показана необходимость учета эффекта неполного покрытия при построении синтетического спектра абсорбционной системы молекулярного водорода. Поскольку эффект проявляется как дополнительный поток в центре насыщенных абсорбционных линий Н2 на уровне 4-10%, то такие линии легко могут быть восприняты как несколько перекрывающихся ненасыщенных линий Нг, что и происходило ранее. Это в свою очередь приводит к совершенно другой модели абсорбционной системы: в частности, лучевые концентрации Нг без учета эффекта неполного покрытия могут отличаться на три порядка. Это приводит к искажению в определении и других физических параметров системы, таких как кинетические температуры в подкомпонентах и др., а также ставит под сомнение достоверность получаемых результатов при решении проблемы оценки вариации ¡л с использованием неадекватной физической модели облака.

5. При определении космологических параметров на основе анализа анизотропии реликтового излучения по данным, полученным на спутнике WMAP в процессе семилетних наблюдений [72], использовался численный код расчета первичной рекомбинации водородно-гелиевой плазмы RECFAST 1.5 [168], в котором был принят во внимание (рассмотренный нами) эффект влияния нейтральной фракции водорода HI на первичную рекомбинацию гелия Hell—>Hei [А18, А20].

6. Полученные оценки скорости возможного космологического изменения отношения масс протона и электрона ц = тр/тпе могут служить жестким критерием отбора теорий, в рамках которых предсказываются космологические изменения констант во времени или отклонения их значений в различных пространственных областях.

Апробация работы и публикации.

Результаты, вошедшие в диссертацию, получены в период с 1999 по 2011г. и изложены в 33 статьях, список которых приведен в заключении. Результаты работы неоднократно докладывались на семинарах сектора теоретической астрофизики ФТИ им. А.Ф. Иоффе (С.-Петербург), Санкт-Петербургского государственного университета (СПбГУ), Санкт-Петербургского государственного политехнического университета (СПбГПУ), на общегородских астрономических семинарах в Институте прикладной астрономии РАН (С.-Петербург), на семинарах Государственного астрономического института им. П.К. Штернберга МГУ (Москва), а также представлялись на отечественных и международных конференциях: "III Всероссийское совещание "Прецизионная физика и фундаментальные физические константы" (ФТИ им. А.Ф. Иоффе, С.-Петербург, 2010), "Всероссийская астрономическая конференция ВАК-2010" (САО РАН, 2010), "International conference "UV Universe-2010". (St.-Petersburg, 2010), "Астрофизика высоких энергий сегодня и завтра (НЕА-2007,2009)" (ИКИ РАН, Москва, 2007, 2009), "7th International Workshop "Ultra Cold & Cold Neutrons. Physics & Sources"." (Санкт-Петербург, 2009), "Всероссийское совещание no прецизионной физике и фундаментальным физическим константам" (Объединенный институт ядерных исследований, Дубна, 2009), "XVI Symposium on High Resolution Molecular Spectroscopy" (Irkutsk State Technical University, Baikal, 2009), "Всероссийское совещание no квантовой метрологии и фундаментальным физическим константам" (ВНИИМ им. Д.И. Менделеева, Санкт-Петербург, 2008), "In search of variation of fundamental couplings and mass scales" (Perimeter Institute, Canada, 2008), "Atomic Clocks and Fundamental Constants ACFC 2007" (Physikzentrum Bad Honnef, Germany, 2007), "Международная зимняя школа no физике полупроводников 2007" (Зеленогорск, 2007) "Precision physics of simple atomic systems -PSAS 2006" (Venice International Institute, Italy, 2006), "Hydrogen atom II: Precision Physics of Simple Atomic Systems PSAS 2000" (Italy, 2000).

Структура и объем диссертации. Диссертация состоит из введения, трех глав, заключения и списка цитируемой литературы, содержит 147 страниц текста, в том числе 29 рисунков и 9 таблиц. Список цитируемой литературы содержит 170 наименований.

Основные результаты работы:

1. Выполнены исследования физических условий и химического состава вещества абсорбционных систем с большими красными смещениями г ~ 2 — 3, наблюдавшихся в спектрах высокого разрешения следующих квазаров:

Я0347-382, <5 0405-443, Я1232+082, 0Ц39+112, 00812+320, £ 1331+170.

2. Впервые обнаружен и детально исследован эффект неполного покрытия квазара ф 1232+082 (гст = 2.57) космологически удаленным от квазара абсорбционным облаком (гаь8 = 2.34). Эффект проявляется в наличии остаточного потока излучения в абсорбционном спектре объекта. Показано, что неучет этого эффекта приводит к существенно заниженной оценке лучевой концентрации молекул Нг в межзвездном облаке и построению неадекватной физической модели абсорбционной системы.

3. Впервые отождествлены линии молекул HD в межзвездных облаках, находящихся на космологических расстояниях (zat,s = 2.33771, Q1232+082). На сегодняшний день диссертант является соавтором открытия четырех из шести идентифицированных систем HD/H2. Анализ известных систем позволяет говорить об обнаружении космологического эволюционного эффекта -увеличения относительного содержания HD/H2 в эпохи около 12 млрд. лет назад по сравнению с величинами, измеряемыми в нашей Галактике в современную эпоху.

4. Предложен независимый метод оценки относительного содержания первичного дейтерия D/H на основе оценки относительной распространенности молекул HD/H2 в облаках, существовавших на ранних стадиях эволюции Вселенной. На основе этого метода получена независимая оценка барион-ной плотности Вселенной = (4.1 ± 0.5)%, которая согласуется с оценкой, полученной по результатам анализа анизотропии реликтового излучения = (4.6 ± 0.3)%.

5. Получена оценка возможного космологического изменения отношения масс протона и электрона ¡х — тр/те для эпох, соответствующих z ~ 2 — 3:

Afi/fi = (2.0 ±0.6) х Ю-5. Полученная в 2005-2006 гг. оценка до сих пор остается актуальной, несмотря на восемь выполненных позднее (2008-2011 гг.) независимых оценок.

Благодарности

Данная диссертация явилась результатом моей работы в секторе теоретической астрофизики Физико-технического института им. А.Ф. Иоффе Российской Академии Наук, куда я пришел в 1993 году, будучи студентом четвертого курса Ленинградского Политеха. С того дня и до настоящего момента моей работой руководит Дмитрий Александрович Варшалович, который стал фактически моим учителем в астрофизике. Невозможно отблагодарить до конца за те знания, которые я получил от него, за ту человеческую теплоту и терпение, с которыми он преодолевает мое непонимание и иногда упрямство.

Огромную Благодарность и Признательность хотел бы я выразить всем сотрудникам сектора теоретической астрофизики, составляющих и составлявших этот живой, а потому разношерстный, но несмотря ни на что, очень теплый коллектив.

Огромное спасибо всем моим соавторам. Огромное спасибо людям, работающим в Специальной Астрофизической Обсерватории РАН, за радушие и гостеприимство, во время моих поездок туда, положивших начало моему знакомству с наблюдательной астрономией. Очень благодарен Владимиру Евгеньевичу Панчу-ку, от которого я получил большую часть знаний в наблюдательной астрономии и Валентине Георгиевне Клочковой, за их гостеприимство, с которым они принимали меня в периоды наших наблюдений.

Также хотел бы выразить свою благодарность Михаилу Корышеву за лингвистическую помощь.

Кроме того, пользуясь случаем, хочу поблагодарить Игоря Васильевича Есау-ленко за очень важную и значимую поддержку.

Особую благодарность я хотел бы выразить своей маме, которой я обязан всем.

Публикации по теме диссертации

Al. Д.А. Варшалович, А.В. Иванчик, А.Ю. Потехин "Фундаментальные физические константы: одинаковы ли их значения в различных областях пространства-времени?" Журнал Технической Физики, т. 69, No. 9, с. 1-5, 1999

А2. D.A. Varshalovich, A.Y. Potekhin, A.V. Ivanchik

Testing cosmological variability of fundamental constants". "X-ray and Inner-shell Processes-18th International AIP Conference, Eds. R.W. Dunford et al., v. 506, pp. 503-511, 2000

A3. A.V. Orlov, A.V. Ivanchik, D.A. Varshalovich "Primordial Nucleosynthesis:

Effects of possible variations of fundamental physical constants". Astron. & Astrophys. Transactions, v. 19 (3-4), p. 375-384, 2000

A4. А.В. Иванчик, А.В. Орлов, Д.А. Варшалович

Влияние возможного отклонения значений фундаментальных физических констант на первичный нуклеосинтез". Письма в Астрономический Журнал, т. 27, с. 723-734, 2001

А5. Д.А. Варшалович, А.В. Иванчик, П. Петижан, Р. Шриананд, С. Леду

Молекулярные линии HD в абсорбционной системе с красным смещением z—2.3377". Письма в Астрономический Журнал, т. 27, с. 803-806, 2001

А6. D.A. Varshalovich, A.Y. Potekhin, A.V. Ivanchik

Problems of cosmological variability of fundamental physical constants". Physica Scripta, v. T95, p. 76-80, 2001

A7. D. Varshalovich, A. Potekhin, A. Ivamchik

Puzzle of the constansy of fundamental constants". Comments on Modern Physics 2(5), D223-D232, 2001

A8. А.В. Иванчик, Э. Родригес, П Петитжан, Д.А. Варшалович "Меняются ли фундаментальные константы в процессе космологической эволюции?" Письма в Астрономический журнал, т. 28, с. 483-488, 2002

А9. A. Ivanchik, P. Petitjean, E. Rodriguez, D. Varshalovich "Does the proton-to-electron mass ratio ц = mp/me vary in the course of cosmological evolution?" Astrophysics and Space Science, v. 283, pp. 583-588, 2003

A10. D. Varshalovich, A. Ivanchik, A. Orlov, A. Potekhin, P. Petitjean "Current status of the Problem of Cosmological Variability of Fundamental Physical Constants".

Lecture Notes in Physics, v. 627: Precision Physics of Simple Atomic Systems. Eds. S Karshenboim & V. Smirnov, pp. 199-209, 2003

All. D.A. Varshalovich, A.V. Ivanchik, A.Y. Potekhin

Astrophysical Testing Cosmological Variability of Fundamental Constants". Proceedings of the III Sakharov Conference on Physics, World Scientific, v. 1, pp. 486-491, 2003

A12. P. Petitjean, A. Ivanchik, R. Srianand, B. Aracil, D. Varshalovich, H. Chand, E. Rodriguez, C. Ledoux, P. Boisse "Time dependence of the proton-to-electron mass ratio". Comptes Rendus Physique, v. 5(3), pp. 411-415, APR, 2004

A13. E.E. Kholupenko, A.V. Ivanchik and D.A. Varshalovich

CMBR distortion concerned with recombination of the primordial hydrogen plasma". Gravitation and Cosmology, Vol. 11, No.l-2(41-42), pp. 161-165, 2005

A14. A. Ivanchik, P. Petitjean, D. Varshalovich, B. Aracil, R. Srianand, H. Chand, C. Ledoux, and P. Boisse

A new constraint on the time dependence of the proton-to-electron mass ratio. Analysis of the Q 0347-383 and Q 0405-443 spectra". Astronomy & Astrophysics, v. 440, No.l, pp. 45-52, 2005

A15. B.B. Мешков, A.B. Столяров, A.B. Иванчик, Д.А. Варшалович

Неадиабатический ab initio расчет коэффициентов чувствительности

Х1Е+д —у B1E+U; C1!^ систем к изменению отношения масс протона и электрона".

Письма в ЖЭТФ, т. 83, вып. 8, с. 363-366, 2006

А16. Е. Reinhold, R. Buning, U. Hollenstein, A. Ivanchik, P. Petitjean, and W. Ubachs "Indication of a Cosmological Variation of the Proton-Electron Mass Ratio Based on Laboratory Measurement and Reanalysis of #2 Spectra". Phys.Rev.Lett., v. 96, p. 151101, 2006

А17. Е.Е. Холупенко, А.В. Иванчик

Двух-фотонные переходы в процессе рекомбинации водорода во Вселенной". Письма в Астрономический Журнал, т. 32, No. 12, с. 883-892, 2006

А18. Е.Е. Kholupenko, A.V. Ivanchik, and D.A. Varshalovich

Rapid He II -> He I recombination and radiation arising from this process". MNRAS, v. 378, L39-L43, 2007

A19. P. Petitjean, C. Ledoux, R. Srianand, P. Noterdaeme, A. Ivanchik

Molecular Hydrogen at High Redshift and the Variation with Time of the Electron-to-proton Mass Ratio, ¡j, = me/mp". Precision Spectroscopy in Astrophysics. Eds. by N.C. Santos et al., Garching, Germany, pp. 73-76, 2008

A20. Е.Е. Холупенко, A.B. Иванчик, Д.А. Варшалович

Рекомбинация первичной гелиевой плазмы Hell-Hel с учетом влияния нейтрального водорода."

Письма в Астрономический Журнал, т. 34, No. 11, с. 803-818, 2008

А21. A. Ivanchik, D. Varshalovich, and P. Petitjean

Current status of astronomical observations on possible cosmological variations of the proton-to-electron mass ratio ¡i = mp/me ". Eur. Phys. J., Special Topics, v. 163, pp.191-196, 2008

A22. P. Noterdaeme, P. Petitjean, C. Ledoux, R. Srianand, and A. Ivanchik "HD molecules at high redshift. A low astration factor of deuterium in a solar-metallicity DLA system at z = 2.418". Astronomy and Astrophysics, v. 491, pp. 397-400, 2008

A23. Д.А. Варшалович, A.B. Иванчик, П. Петижан

Современное состояние астрономических наблюдений по проблеме возможного космологического изменения отношения масс протона и электрона". Труды Института прикладной астрономии РАН, вып. 18, с. 92-93, 2008

А24. С.А. Балашев, Д.А. Варшалович, А.В. Иванчик

Направленное излучение и фотодиссоционные области в облаках молекулярного водорода".

Письма в Астрономический Журнал, т. 35, No. 3, с. 171-188, 2009

А25. P.Petitjean, P.Noterdaeme, R.Srianand, С.Ledoux, A.lvanchik, and N.Gupta "Searching for places where to test the variations of fundamental constants". Memorie della Societa Astronomica Italiana, v. 80, pp. 859-863, 2009

А26. P.Petitjean, R.Srianand, H.Chand, A.Ivanchik, P.Noterdaeme, N.Gupta

Constraining Fundamental Constants of Physics with Quasar Absorption Line Systems". Space Science Reviews, v. 148, pp. 289-300, 2009

A27. Д.А. Варшалович, А.В. Иванчик, C.A. Балашев, П. Петижан

Первичный нуклеосинтез дейтерия и содержание молекул HD/H2 в межзвездных облаках, существовавших 12 млрд. лет назад". Успехи физических наук, т. 180, No. 4, с. 415-419, 2010

А28. Е.Е. Kholupenko, A.V. Ivanchik, and D.A. Varshalovich

Effect of radiative feedbacks for resonant transitions during cosmological recombination". Phys. Rev. D 81, pp.083004(l-9), 2010

A29. A.V. Ivanchik, P. Petitjean, S.A. Balashev, R. Srianand, D.A. Varshalovich, C. Ledoux, and P. Noterdaeme

HD molecules at high redshift: the absorption system at z=2.3377 towards Q 1232+082". MNRAS, v. 404, pp. 1583-1590, 2010

A30. P. Petitjean, P. Noterdaeme, R. Srianand, C. Ledoux, A. Ivanchik, N.Gupta "Searching for places where to test the variations of fundamental constants". Proceedings of the International Astronomical Union Highlights of Astronomy, Volume 5, p. 317, 2010

A31. C.A. Балашев, А.В. Иванчик, Д.А. Варшалович

Молекулярные облака HD/H2 в ранней Вселенной. Проблема первичного дейтерия".

Письма в Астрономический Журнал, т. 36, No. 11, с. 803-815, 2010

А32. Е.Е. Kholupenko, A.V. Ivanchik, S.A. Balashev and D.A. Varshalovich "Advanced three-level approximation for numerical treatment of cosmological recombination". MNRAS, v. 417, pp. 2417-2425, 2011

A33. S.A. Balashev, P. Petitjean, A.V. Ivanchik, C. Ledoux, R. Srianand, P. Noterdaeme and D.A. Varshalovich "Partial coverage of the broad-line region of Q1232+082 by an intervening H2-bearing cloud". MNRAS, v. 418, pp. 357-369, 2011

Заключение.

Диссертационная работа посвящена исследованию физических условий, существовавших на ранних стадиях эволюции Вселенной. Первоначально цели исследования были сформулированы для решения конкретной задачи - проверки возможного космологического изменения фундаментальных физических констант. По мере углубления в эту тематику пришлось изучать различные ее космологические аспекты, что в итоге привело к детальному исследованию процессов первичного нуклеосинтеза, процессов рекомбинации первичной плазмы и других космологических задач. Итогом данной диссертационной работы стало осознание того, что космология представляет собой один из интереснейших разделов современной астрофизики и проблемы, которые были решены, и те, которые еще предстоит решить в рамках этой науки, меняют фундаментальные представления о мире, в котором мы существуем.

1. Бочкарев H.Г., "Основы физики межзвездной среды", М: Книжный дом "ЛИБРОКОМ" (2010)

2. Варшалович Д.А., Левшаков С.А., Письма в ЖЭТФ 58, 237 (1993)

3. Варшалович Д.А., Панчук В.Е., Иванчик A.B., Письма в АЖ 22, 8 (1996)

4. Горбунов Д.С., Рубаков В.А., "Введение в теорию ранней Вселенной: Теория горячего Большого взрыва.", М.: Издательство ЛКИ (2008)

5. Грин М., Шварц Дж., Виттен Э. "Теория суперструн", в 2-х т. М.: Мир (1990)

6. Домнин Ю.С., Малимон А.Н., Татаренков В.М., и др., Письма в ЖЭТФ 43, 167 1986

7. Дубрович В.К., Письма в АЖ 1, 3 (1975)

8. Зельдович Я.Б., Кутр В.Г., Сюняев P.A., ЖЭТФ 55, 278 (1968)

9. Кетов C.B. "Ввсденее в квантовую теорию струн и суперструн", Новосибирск: Наука (1990)

10. Колачевский H.H., УФН 178, 1225 (2008)

11. Томилин К.А., "Фундаментальные физические постоянные в историческом и методологическом аспектах", М.: Физматлит (2006)

12. Цвибах Б. "Начальный курс теории струн", М.: Едиториал УРСС (2011)

13. Abgrall H., Le Bourlot J., Pineau Des Forets G., Astron.&Astrophys. 253, 525 (1992)14 15 [1617 1819 20 [21 [22 [23 [24 [25 [2627 28 [29 [30

14. Abgrall H., Roueff E., Launay F., et al., J. of Mol. Spec. 157, 512 (1993)

15. Abgrall H., Roueff E., Astron.&Astrophys. 445, 361 (2006)

16. Agafonova I.I., Molaro P., Levshakov S.A., et al., Astron.&Astrophys. 529, id.A28 (2011)

17. Alpher R.A., Herman R.C., Phys. Rev. 74, 1737 (1948)

18. Bagdonaite J., Murphy M., Kaper L., et al., MNRAS D01:10.1111/j.l365-2966.2011.20319.x (2011)

19. Bahcall J.N. k Wolf R.A., ApJ 152, 701 (1968)

20. Bize S., et al., Phys. Rev. Lett. 90, 150802 (2003)

21. Black J.H., Dalgarno A., ApJ 203, 132 (1976)

22. Blake G.A., Anicich V.G., Huntress W.T.Jr., ApJ 300, 415 (1986)

23. Brans C., Dicke R.H., Phys. Rev. 124, 925 (1961)

24. Carswell R.F., Hilliard R.L., Strittmatter P.A., et al., ApJ 196, 351 (1975)

25. Carswell R.F., Jorgenson R.A., Wolfe A.M., MNRAS 411, 2319 (2011)

26. Casimir H.B.G., On the Interaction Between Atomic Nuclei and Electrons, p. 54, Freeman, San Francisco (1963)

27. Chand H., Srianand R., Petitjean P., et al., Astron.&Astrophys. 451, 45 (2006) Coc A., Nucl. Instr. and Meth. in Phys. Res. A 611, 224 (2009) Cowie L.L., Songaila A., ApJ 453, 596 (1995) Cui J., Bechtold J., Ge J., et al., ApJ 633, 649 (2005)

28. Cyburt R.H., Fields B.D., Olive K.A., J. of Cosmology and Astroparticle Phys. 11, 012 (2008)

29. Dabrowski I., Can. J. Phys. 62, 1639 (1984) Damour T., Dyson F.J., Nucl. Phys. B 480, 37 (1996)

30. Dessauges-Zavadsky M., Calura F., Prochaska J.X., et al., Astron.&Astrophys. 416, 79 (2004)

31. Dirac P.A.M., Nature 139, 323 (1937)

32. Draine B.T., Bertoldi F., Molecular hydrogen in space Cambridge, UK: Cambridge University Press, (2001)

33. Dunham Jr. T., Adams W.S., PASP 49, 26 (1937)

34. Dzuba V.A., Flambaum V.V., Webb J.K., Phys. Rev. A 59, 230 (1999)

35. Field G.B., Somerville W.B., Dressier k., Ann. Rev. Astron. Astrophys. 4, 207 (1966)

36. Ge J., Bechtold J., Astronomical Society of the Pacific Conference Series 156, 121 (1999)

37. Hennawi J.F., Strauss M.A., Oguri M., et al., ApJ 131, 1 (2006)

38. Jennings D.E., Bragg S.L., Brault J.W., ApJ 282, L85 (1984)

39. Jenkins E.B., Peimber A., ApJ477, 265 (1997)

40. Jenkins F.A., Wooldridg D.E., Phys. Rev. 53, 137 (1938)

41. Jennings D.E., Bragg S.L., Brault J.W., ApJ 282, L85 (1984)

42. Jetzer P., Puy D., Signore M., et al., Gen. Relativ. Gravit. 43, 1083 (2011).

43. Jones T.M., Misawa Т., Charlton J.C., ApJ 715, 1497 (2010)

44. Jordan P., Schwerckraft und weltall, Braunschweig (1995)

45. Jorgenson R.A., Wolfe A.M., Prochaska J.X., et al., ApJ 704, 247 (2009)

46. Jura M., ApJ 190, L33 (1974)

47. Klein O., Z. Phys 37, 895 (1926)

48. Kolochevsky N. et al., Space Sci Rev 148, 267 (2009)

49. Kolb E.W., Perry M.J., Walker T.P., Phys. Rev. D 33, 869 (1986)

50. Komatsu E., Smith K.M., Dunkley J., et al., ApJ Suppl. 192, article id. 18 (2011)

51. Lacour S., Andre M.K., Sonnentrucker P., et al., Astron.&Astrophys. 430, 9672005)

52. Lacour S., Ziskin V., Hebrard G., et al., ^/627, 251 (2005)

53. Lamoreaux S.K., Torgerson J.R., Phys. Rev. D 69, 121701 (2004)

54. Le Phenomène d'Oklo C.R. d'un Colloque sur le Phenomène d'Oklo (Libreville, Gabon) (Vienne: IAEA) (1975)

55. Ledoux C., Srianand R., Petitjean P., Astron.&Astrophys. 392, 781 (2002)

56. Ledoux C., Petitjean P., Srianand R., et al., MNRAS 346, 209 (2003)

57. Ledoux C., Petitjean P., Srianand R., ApJL 640, L25 (2006)

58. Lefebvre-Brion H., Field R.W., The Spectra and Dynamics of Diatomic Molecules, Academic Press, New York, 2004

59. Le Petit F., Roueff E., Le Bourlot J., Astron.&Astrophys. 390, 369 (2002).

60. Le Petit F., Nehmé C., Bourlot J., et al., ApJSS 164, 506 (2006).

61. Levshakov S.A., Varshalovich D.A., MNRAS 212, 517 (1985)

62. Levshakov S.A., Vistas in Astronomy 37, 535 (1993)

63. Levshakov S.A., Dessauges-Zavadsky M., D'Odorico S., et al., ApJ 565, 696 (2002)

64. Levshakov S.A., Centurion M., Molaro P., et al., Astron.&Astrophys. 449, 8792006)

65. Levshakov S.A., Lapinov A.V., Henkel C., et al., Astron.&Astrophys. 524, id.A32 (2010)

66. Linsky J.L., et al., ApJ 647, 1106 (2006)

67. Malec A.L., Buning R., Murphy M.T., et al., MNRAS 403, 1541 (2010)

68. Mather J.C., et al., ApJ 512, 511 (1999)

69. McGreer I.D., Bryan G.L., ApJ 685, 8 (2008)

70. McKellar A., PASP 52, 187 (1940)

71. Meiksin A.A., Reviews of Modern Physics 81, 1405 (2009)

72. Milne E.A., "Relativity, gravitational and world structure", Oxford, Clarendon Press, 292 (1935)

73. Mohr P. J., Taylor B.N., Newell D.B., Reviews of Modern Physics 80, 633 (2008)

74. Mortlock D.J., Warren S.J., Venemans b.P., et al., Nature 474, 616 (2011)

75. Morton D.C., Jian-sheng C., Wright A.E., et al, MNRAS 193, 399 (1980)

76. Morton D.C. ApJSS 149, 205 (2003)

77. Murphy M.T., Webb J.K., Flambaum V.V., MNRAS 345, 609 (2003)

78. Noterdaeme P., Ledoux C., Petitjean P., et al., Astron.&Astrophys. 474, 393 (2007)

79. Noterdaeme P., Petitjean P., Srianand R., et al., Astron.&Astrophys. 469, 4252007)

80. Noterdaeme P., Ledoux C., Petitjean P., et al., Astron.&Astrophys. 481, 3272008)

81. Noterdaeme P., Petitjean P., Ledoux C., et al., Astron.&Astrophys. 523, A80 (2010)

82. D'Odorico S., Cristiani S., Dekker H., et al., Society of Photo-Optical Instrumentation Engineers (SPIE) Conference Series, Ed. by J. Bergeron, 4005, 121 (2000)105106107108109110 111 112113114115116117118119120 121 122

83. D'Odorico V., Astron.&Astrophys. 470, 523 (2007)

84. Onegin M.S., arXiv: 1010.6299vl (2010)

85. Pagel B., MNRAS 179, 81P (1977)

86. Peebles P.J.E., ApJ 153, 1 (1968)

87. Peik E., et al., Phys. Rev. Lett. 93, 170801 (2004)

88. Penzias A.A., Wilson R.W., ApJ 142, 419 (1965)

89. Petitjean P., Srianand R., Ledoux C., Astron.&Astrophys. 364, L26 (2000)

90. Petitjean P., Srianand R., Ledoux C., MNRAS 332, 383 (2002)

91. Petitjean P., Srianand R., Chand H., Ivanchik A., et al., Space Sei Rev 148, 289 (2009)

92. Petrov Yu.V., et al., Phys. Rev. C 74, 064610 (2006)

93. Pettini M., Zych B.J., Murphy M.T., et al., MNRAS 391, 1499 (2008)

94. Philip J., Sprengers J.P., Pielage Th., et al., Can. J. Chem. 82, 713 (2004)

95. Pospelov M., Pradler J., Annu. Rev. Nucl. Part. Sei. 60, 539 (2010)

96. Potekhin A.Y., Ivanchik A.V., Varshalovich D.A., et al., ApJ 505, 523 (1998)

97. Prestage J.D., Tjoelker R.L., Maleki L., Phys. Rev. Lett. 74, 3511 (1995)

98. Prochaska J.X., Wolfe A.M., ApJSS 121, 369 (1999)

99. Prochaska J.X., Howk J.C., Wolfe A.M., Nature 423, 57 (2003)

100. Quast R., Reimers D., Baade R., Astron.&Astrophys. 477, 443 (2008)

101. Rachford B.L., Snow T.R, Destree J.D., et al., ApJS 180, 125 (2009)

102. Rauch M., Annu. Rev. Astron. Astrophys., 36, 267 (1998)

103. Reinhold E., Buning R., Hollenstein U., Ivanchik A., et al., Phys. Rev. Lett. 96, 151101 (2006)

104. Rodriguez C., Taylor G.B., Zavala R.T., et al., ApJ 646, 49 (2006)

105. Roncin J.-Y., Launay F., Journal Phys. and, Chem. Reference Data No. 4 (1994)

106. Rosenband T., et al., Science 319, 1808 (2008)

107. Rugers M., Hogan C.J., ApJ Lett. 459, LI (1996)

108. Ryan S.G., Beers T.C., Olive K.A., et al., ApJ 530, L57 (2000)

109. Schmidt M., Nature 197, 1040 (1963)

110. Senn R, Quadrelli P., Dressler K., J. Chem. Phys. 89, 7401 (1988)

111. Shchekinov Yu.A., Vasiliev E.O., MNRAS 368, 454 (2006)

112. Shlyakhter A.I., Nature 25, 340 (1976)

113. Sisterna P.D., Vucetich H., Phys. Rev. D 41, 1034 (1990)

114. Snow T.P., McCall B.J., Annual Review of Astronomy & Astrophysics 44, 367 (2006).

115. Snow T.P., et al., ApJ 688, 1124 (2008)

116. Spitzer L., Jr., Cochran W.D., ApJL 186, L23 (1973)

117. Spitzer L., Jr., Jenkins E.B., Ann. Rev. Astron. Astrophys. 13, 133 (1975)

118. Srianand R, Shankaranarayanan S., ApJ 518, 672 (1999)

119. Srianand R., Petitjean P., Ledoux C., Nature 408, 931 (2000)

120. Srianand R., Petitjean P., Ledoux C., et al., MNRAS 362, 549 (2005)

121. Srianand R., Gupta N., Petitjean P., et al., MNRAS 405, 1888 (2010)

122. Srianand R., Gupta N., Petitjean P., et al., MNRAS 421, 651 (2012)

123. Staszewska G., Wolniewicz L., J. Mol. Spectrosc. 212, 208 (2002)

124. Stecher T.P., Williams D.A., ApJL 149, L29 (1967)

125. Steigman G., Annu. Rev. Nucl. Part. Sci. 57, 463 (2007)

126. Sunyaev R.A., Chluba J., Frontiers of Astrophysics: A Celebration of NRAO's 50th Anniversary ASP Conference Series, 395, 35 (2008)

127. Swings P., Rosenfeld L., ApJ 86, 483 (1937)

128. Thompson R., Astrophysical Letters 16, 3 (1975)

129. Thompson R., Bechtold J., Black J., ApJ 703, 1648 (2009)

130. Tumlinson J., Malec A.L., Carswell R.F., et al., ApJL 718, L156 (2010)

131. Ubachs W., Reinhold E., PRL 92, 101302 (2004)

132. Uzan J.-P., Reviews of Modern Physics 75, 403 (2003)

133. Vanden Berk D.,E., Richards G.T., Bauer A., ApJ 122, 549 (2001)

134. Varshalovich D.A., Potekhin A.Y., Space Sci. Rev. 74, 259 (1995)

135. Veron-Cetty M.P., Veron P., Astron.&Astrophys. 518, A10 (2010)

136. Vogt S.S., Allen S.L., Bigelow B.C., et al., Society of Photo-Optical Instrumentation Engineers (SPIE) Conference Series, Ed. by D.L. Crawford & E.R. Craine, 2198, 362 (1994)

137. Wagoner R.V., ApJSS 18, 247 (1969)

138. Webb J.K. et al., Nature 388, 250 (1997)

139. Webb J.K., Flambaum V.V., Churchill C.W., et al., PRL 82, 884 (1999)

140. F. vanWeerdenburg, Murphy M., Malec A., et al., PRL 106 180802 (2011)

141. Wendt M. & Reimers D., Eur. Phys. J. Special Topics 163, 197 (2008)

142. Wendt M. & Molaro R, Astron.&Astrophys. 526, A96 (2011)

143. White R.L., Becker R.H., Gregg M.D., et al., ApJSS 126, 133 (2000)

144. Wiese W.L., Fuhr J.R., Deters T.M., Atomic transition probabilities of carbon, nitrogen, and oxygen: a critical data compilation, Ed. by Wiese et al., (1996)

145. Wolniewicz L., Staszewska G., J. Mol. Spectrosc. 220, 45 (2003)

146. Wong Y.W., Moss A., Scott D., MNRAS386, 1023 (2008)

147. Woodgate B.E., Kimble R.A., Bowers C.W., et al., PASP 110, 1183 (1998)

148. Wright E.L., Morton D.C., ApJ 227, 483 (1979)