Статистический анализ абсорбционных спектров квазаров тема автореферата и диссертации по астрономии, 01.03.02 ВАК РФ

российская академия наук

АСТРОКОСМИЧЕСКИИ ЦЕНТР ФИЗИЧЕСКОГО ИНСТИТУТА им. П.Н.ЛЕБЕДЕВА

СТАТИСТИЧЕСКИЙ АНАЛИЗ АБСОРБЦИОННЫХ СПЕКТРОВ КВАЗАРОВ

Специальность - 01.03.02 - астрофизика, радиоастрономия

Автореферат диссертации на соискание ученой степени кандидата физико-математических наук

На правах рукописи УДК 533. 164

ВАЛЬТЦ Ирина Евгеньевна

Москва - 1992

Работа выполнена в Астрокосыаческом центре Физического института им. О.Н.Лебедева РАН

Официальные оппоненты: доктор физико-математических наук

Проник И. И.

доктор физико-математических наук Бочкарев Н. Г.

Ведущая организация: Физико-технический институт им А. Ф. Иоффе.

Завита состоится "2L1 1993 г. в /о часов

на заседании Специализированного Совета Д 002.39.01 Астро-косетчвского центра Физического института им. П. Н. Лебедева РАН. у 117924, г. Москва В-333, Лэнннскка проспект, 5, ФЙАН. /

С диссертацией можно ознакомиться в библиотеке ФИАН,

Автореферат разослан "it"

>

Ученый секретарь Специализированного Совета, доктор физико-математических наук

В. В. Бурдюка

* и7Д,г, г

I -..„Л Ь 3 -

^ ь м | ,'\ии-- ; ьч..„ I

' ' " ' ОБЩАЯ ХАРАКТЕРИСТИКА РАБОТЫ

Актуальность темы. В оптических спектрах квазаров . -самых далеких объектов во Вселенной. красное смещение которых имеет космологическую природу, часто наблюдаются узкие абсорбционные линии, происхождение которых до сих пор остается не выясненным: они могут формироваться как вблизи квазаров, так и в дисках галактик, которые оказались на луче зрения между квазаром и наблюдателем, в коронах галактик, в обширных галактических гало, в межгалактических облаках, в ионизованным газе скопления, к которому относится квазар, в облахах первичного несконденсированного газа.

Абсорбционные линии в оптических спектрах квазаров в настоящее время являются практически единственным источником сведений о физическом состоянии вещества в межгалактичкескоЯ среде, поэтому" очевидна необходимость их тщательного изучения. Мехду тем, одним из основных вопросов в спектроскопии квазаров на протяжении многих лет остается вопрос отождествления многочисленных линия поглощения з спектрах объектов с г0 > 2. Отождествление последних сталкивается с рядом трудностей из-за их слабости и носит пока что более или менее формальный характер. Обычно эти линии отождествляют, используя некоторый стандартный набор атомов и ионов, с помощью которого не удается объяснить все многообразие абсорбционных деталей спектров квазаров, видимо, по той причине, что они, по всей вероятности, не имеет единой природы. Поскольку априори не известно, где формируются те или иные линии поглощения, выбор опорного спектра и его полнота играют очень важную роль для

отождествления.

Как правило, плохо отождествляются слабые линии в коротковолновой части спектров ( Xofas < в эмиссии}. Возможно, что эти линии являются линиями железа либо других тяжелых элементов, или, как предположил Линде (1У71), это одиночные линии La, формирующиеся в облаках межгалактической среды довольно низкой плотности. Если слабые линии действительно присутствуют в спектре, а не являются случайными шумовыми флуктуациями, то низкая степень отождествления может быть связана только с тем, что опорные спектры не являются достаточно полными и не отражают все возможные условия возбуждения и ионизации среды. Факт отсутствия полноты опорных спектров, вообще говоря, является достаточно очевидным, поскольку введение в опорный спектр большого числа теоретически слабых линий (интенсивности даже самых сильных лилий железа в 10 раз меньше интенсивности La ) не оправдывается, так как при этом резко возрастает число случайных отождествлений. Значительно увеличивается также расход машинного времени, требуемого для осуществления программы.

С предварительным заданием опорного спектра связаны все дальнейшие оценки надежности выделенных систем линий и вероятности ложных отождествлений. Ко при тех разрешениях, с которыми в настоящее время снимаются спектры квазаров (0.8 - 2

о

А, в лучшем случае), степень достоверности отбора целого ряда систен оказывается крайне низкой - и в результате.появляются системы "возможные" и "вероятные" ("possible" и "probable"). Поэтому особенно интересно было бы убедиться в реальности

еужествования систем абсорбционных линия без предварительного задания опорного спектра.

Цель диссертационной работы состоит в следующем:

1. Собрать как можно больше информации относительно хмеиивхся наблюдательных данных, сравнить и проанализировать их.

2. Продвинуть разработку математического аппарата обработки спектров: создать пакеты программ для анализа ках полного

массива линий, так и отдельных спектральных деталей.

3. Выявить возможность использования иных методов отождествления многочисленных узких абсорбционных линий в спектрах квазаров, которые могли бы дополнить традиционный метод отождествлений, основанный на использовании стандартных списков линий. '

4. Провести статксткчсскуз обработку спектров.

5. На основе -математического анализа сделать выводы относительно правомочности суцествуюздх гипотез о природе и происхождении абсорбционных линий.

6. Выбрать направления для будущие наблюдений в различных диапазонах длин волн, которые могли бы дополнить оптические наблюдения.

Научная новизна диссертации состоит в применении методики автокорреляционной обработки к большому числу спектров квазаров с целью выявления дублетов, характерных пар и систем линий, формирующихся в областях газа со сходными физическими характеристиками. На основании статистического анализа абсорбционных спектров показано, что распределение

дублетов CIV по скоростям имеет максимум в интервале 0-6000 км с-1, что свидетельствует о связи поглощающих облаков с квазарами. Обнаружена тенденция к окучиванию областей, формирующих дублеты CIV, на масштабах по скорости космологического расширения 500 км с"1 и 4000 км с-1. С помощью кросскорреляционного анализа спектров квазаров показано, что неотождествленные абсорбционные линии в подавляющем большинстве являются линиями La. .

Научная и практическая ценость работы состоит в том,

что, благодаря использованию современного и мощюгс , парка ЭВМ, удалось провести единообразную обработку весьыг разнообразного экспериментального материала, прнвест! результаты к одному знаменателю и отработать для будущих целе! быстродействующие программы обработки спектров.

Отработана новая методика анализа абсорбционных спектро) квазаров; полученные новые научные результаты могут быть использованы как при интерпретации наблюдательных данных, так i при постановке новых экспериментов.

Личный вклад автора.

Автором выдвинута идея разработки методики статистичес кой обработки абсорбционных спектров квазаров и применени. результатов такой обработки для анализа свойст: межгалактической среды. Все, что связано с обработкой спектро в диссертации, выполнено лично автором. В работах, связанны с наблюдениями, автору принадлежит основной вклад в постановк задач.

Апробация материалов диссертации происходила на различных симпозиумах и семинарах как в СССР, так и за рубежом:

- на ряде семинаров по астрофизике и радиоастрономии ИКИ АН СССР и АКЦ ФИАН;

- на Европейской конференции молодых радаоастронов (1982 г., Кембридж, Англия);

- на совеиании рабочей группы "Физика межзвездной среды" (1983 г., Йосква);

- на совещании рабочей группы "Квазары" (1984 г., Ленинград);

- на международном симпозиуме MAC N 120 "Астрохимия" (1985 г., Гоа, Индия);

- на совещание ■ рабочей группы "Активные ядра галактик" (1987 г.. КрАО АН СССР, Научный);

- на астрофизической школе-семинаре "Происхождение химических элементов во Вселенной" (1S88 г., Уссур::?.ск);

- на семинаре "Проблем» теоретической и экспериментальной физики" (1989 г.. Институт теоретической .физики, Франкфурт-на-Майне, Германия);

- на международном симпозиуме MAC Д 139 "Галактическое и внегалахтичесское фоновое излучение" (1989 г., Гайдель-берг, Германия);

- на международном симпозиуме МАО N 146 "Динамика галактик и распределение модекудярных облаков" (1990 г., Париж, Франция).

Объем и структура работы. Диссертация состоит из введе-

ния, трех глав, заключения и списка литературы. Общий объем

диссертации - 295 стр., включая 67 рисунков и 24 таблицы.

Рисунки я таблицы приводятся в конце диссертации, нумерация

общая. Список литературы содержит 196 наименований.

На защиту выносятся:

1. Результаты нового отождествления абсорбционных линий с использование)* в качестве спектров сравнения ультрафиолетовых линий поглощения межзвездной среды нашей Галактики; получены оценки значимости и реальности систем линий в раз-яичных схемах отождествлений.

2. Применение методики автокорреляционной обработки спектро] с целью выявления дублетов линий, характерных пар линий i систем линий, формирующихся в областях газа со сходным! физическими характеристиками.

3. Результаты анализа средних по спектрам 37 квазаров автокорреляционных функций, на которых выявлены максимумы соответствующие отношениям длин волн дублетов линий CIV SilV. Mgll и других;

4. Результаты сравнения автокорреляционных функций спектров полученных с разным спектральным разрешением; показано что с улучшением разрешения на автокорреляционных функци ях появляются максимумы, которые могут увеличить сте пунь достоверности обнаруженных ранее систем.

5. Результаты анализа особенностей корреляций линий в началь ных участках АКФ; обнаружены дополнительные абсорбционны системы, состоящие только из дублетов CIV.

6. Результаты- статистического анализа дублетов CIV в абсорб цяонных спектрах:

распределение дублетов CIV по скоростям имеет максимум в интервале 0-6000 км с"1, т.е. заметная доля облаков связана с квазарами;

обнаружена тенденция к скучиванив областей, формирующих дублеты CIV, на масштабах по скорости космологического расширения 500 км с-1 и 4000 км с"1.

7. Результаты анализа 595 кроссхорроляштонных функций спектров 35 квазаров, который показал, что кеотокдествлен-ные абсорбционные линии в подавляшем большинстве являются линиями La.

8. Результаты анализа оптического спектра квазара ТВ 0933+733: обнаружено 27 абсорбционных линий, из них 15 отождествлено с линиями ионов тяжелых элементов.

9. Результаты численных расчетов населенностеЯ врадательных уровней молекулы СО с учетом влияния фона в облаках, находящихся на-больших красных смегекхях.

10. Результаты наблюдений квазаров в линиях CI, СО а СН на 30-м телескопе Института миллиметровой радиоастрономии ( ИРАМ, Пико Велета, Испания).

11. Обоснование возможности обнаружения радиорекомбинационных линий на низких частотах от абсорбционных систем с линиями поглоиения металлов.

Краткое содержание диссертации.

Во введении представлен краткий ретроспективный обзор экспериментальных данных по абсорбционным спектрам квазаров и ряда теоретических работ, позволяющих очертить круг проблем.

которые остаются в центре внимания и наблэдателей, и интерпретаторов.

В первой Главе ;проведено дополнительное отождествление лший поглощения о использованием нестандартных наборов линия. Во всех случаях осскЗое эникание уделялось оценкам статистической достоверности предполагаемых отождествлений.

1. Для квазаров с большими красными смещениями мокко привлечь к отождествлению наряду с линиями атомов и ионов лшши самых распространенных в космическом пространства молекул Hg п СО, так как при г Z 3 в видимой области спектра

о

появляется линии, с длинами волн % 1000 А. Таких квазаров известно немного: в диссертации исследовались некоторые кз них с "особенно богатыми абсорбционными спектрами. Попытки отождествить лшши аолекуян Hg в спектрах квазаров яредпранаиались неоднократно, но при этом использовался спектр иотокулы Hg , при отборе пиний которого единственным критерием были теоретические оценки интенсивностей линий. В данной работе использовались реальные спектры поглощения молекул Н2 и СО в кежзвездной среде, полученные с помощью ИСЗ "Коперакх" б направлении на звезды. За основу были взяты спектра кояекулн Hg в направлении на £ Pup и СО в направлении ка С Oph и S 147.

В ясследоваяныя спектрах не удалось обнаружить ту совокупность, ляиий Hg и СО, которыэ выглядят сакьаш сильными в спектрах на С Pup, С Oph и S 147-, и, помимо того, из-за большого числа случайных отождествлений в настоящее время, вдщпсо, нельзя сделать окончательный вывод о наличии

- И -

поглощения молекулами Hg и СО в спектрах квазаров. Для более убедительного анализа необходимо получение спектров квазаров с существенно более высоким разрешением.

2. В последние годы выяснилось. что узкие линии поглощения могут формироваться не только в диске Галактики, не и в облаках короны. Поэтому интересными, с этой точки зрения, являются квазары, проецирующиеся на какие-либо высокоширотные особенности нашей Галактики, например, на высокоскоростные облака водорода. Так как газовые короны, по-видимому, характерны для всех галактик, то большой интерес представляют квазары, расположенные на малых угловых расстояниях от галактик, попадающих на луч зрения. В спектрах таких объектов с большой вероятностью можно ожидать линии поглощения, формирующиеся в газе короны Галактики. Имеет также смысл обратить внимание на объекты, лежащие вблизи плоскости Местного Сверхскопления галактик, так как в этой плоскости могут быть сконцентрированы облака межгалактического вещества. Мы попытались отождествить линии . поглощения в спектрах некоторых квазаров в предположении, что эти линии формируются или в межзвездной среде нашей Галактики, или в межгалактическом веществе Сверхгалактики. Опорный спектр, принятый нами для отождествления с малыми красными смещениями линий в спектрах квазаров, содержит самые интенсивные линии, наблюдавшиеся в межзвездной среде в спектрах ярких звезд Галактики.

Найден квазар CPKS 0437+024), на который проецируется высокоскоростное облако водорода АС II, принадлежащее нашей Галактике и обладающее скоростью -IIS км/о. В спектре этого

квазара обнаружены абсорбционные линии Н и К Са II, видимо, формирующиеся в этом облаке на луче зрения (za = -0.0003, скорость около -100 км с-1).

Корреляцию между наличием абсорбционных систем в спектрах и расположением квазаров вблизи Сверхгалактического экватора установить не удалось.

3. Одной из главных трудностей в отождествлении абсорбционных линий в спектрах квазаров является, конечно, разброс по z. Однако в звездных спектрах, все линии которых находятся в системе покоя, тоже имеются неотождествленные леяии. Если считать, что большинство узких абсорбционных линий в спектрах квазаров формируется в межзвездной среде галактик, находящихся на луче зрения между наблюдателем и квазаром, можно ожидать, что спектры линий поглощения квазаров н звезд Галактики будут подобны. В общих чертах, например, спеатрн линий поглощения звезд ( Oph (плотнее холодное облако) и С Pup С разреженная межоблачная среда, зона HID можно было бы считать эталонными для сравнения со спектрами "кизкоионизованных" систем и систем "промежуточной" стадии ионизации, характерных для абсорбционных спектров квазаров. При этом возможно, что сходными окажутся ие только отождествляемые линии спектров, но к те детали, которые не удается отоздествить по причине недостаточно высокого качества спектроскопических таблиц. В диссертации сопоставляются именно неотождествленные детали спектров квазаров с пеотождествлешшми деталями спектров звезд. Приводится разбор отождествлений для 3S абсорбционных систем. В случае квазара МС 2351-154 при сопоставление линий с линия-

и С Pup 'гасло совпадений в пределах уверенной системы, одержащей 7 линий, нескольхо выше, чем для других спектров, се выделенные нами 8 линий спектра этого квазара относятся к ислу неотождествленных.

Вторая Глава посвящена развитие метода автокорреляцион-юго анализа абсорбционных спектров квазаров, который юзволяет выявить дублеты, пары линий и системы линий со :ходными физическими характеристиками и дополняет анализ, доводимый с помощью опорных спектров. Использовался также сетод кросскорреляционного анализа, позволяопий исследовать ¡пектры областей, разнесенных в пространстве, но. имевших шлаковое красное смещение. Особенно эффективны такие методы гря отождествлении многочисленных слабых деталей спектров.

1. Пробный автокорреляционный анализ спэктроз четырех збьектов показал следующее: для квазаров 1226+103 и 0453-423 ¿етод АКФ, безусловно, подтверждает системы, полученные с токощьп опорных спектров; в случае 0824+110, напротив, вид и<Ф вызывает сомнения в правильности выявленных ранее систем; дат 4С 24.61 метод АКФ дает ухазание на возможное присутствие а спектре еде двух, не обнаруженных ранее систем.

2. Проведен автокорреляционный анализ шести пар зпектров, снятых с различным разрешением, с целью выяснить, насколько сильно влияет разрешение на отождествление линий. Показано, что

а) АКФ спектров, содержат« небольшое число линий я полученных с низким разрешением, не содержат значительных корреляционных максимумов. С улучшением разрешения и

увеличением числа линий в спектрах появляется силья корреляционные максимумы и эффективность метода АКФ в тал ситуациях возрастает.

б) В случае 0254-334. 0453-423 И 1331+170 максиму АКФ, соответствующие корреляциям уверенных систем, вбирают себя больше БОК линий спектра. Даже за вычетом среднего чис коррелирующих линий на соответствующем участке АКФ чис реально коррелирующих линий значительно превышает количест линий, отождествленных в этих системах.

в) С улучшением разрешения и с увеличением числа лин в спектрах на начальных участках АКФ появляются максимум соответствующие отношениям длин волн линий дублетов, частности, дублета CIV.

3. Автокорреляционный анализ 37 абсорбционных спектр квазаров о z i 2, содержащих более 20 линий поглощения, пок-зал:

а) Автокорреляционные функции спектров квазаров с боя: шим числом линий в 50% случаев имеют хорошо выраженный макс: кум (на уровне > 2а) на месте отношения длин еолн линий ду< лета CIV (U 1550,1548).

б) Суммарная АКФ по 7 квазара).' с наиболее отчетлив! максимумом "CIV" также имеет этот максимум. На суммарной А! соответствующих случайных спектров данный максимум отс>п ствует.

в) Суммарные АКФ реальных спектров, составлэнные i выборкам для квазаров с числом линий М < 50, М > 50 к М 100, а также полная суммарная АКФ для всех исследованнь спектров сохраняют максимумы "CIV" и многих других дублетоь

часто отождествляющихся в спектрах квазаров.

г) Автокорреляционные функции случайных спектров с распределением линий, достаточно близким к соответствующим реальным спектрам не имеют аналогичного максимума (2% случгов на уровне > 2<г ).

д) Автокорреляционные функции спектров звезд не тлэпт максимумов, характерных для АК8> спектров квазаров. '

е) Распределения числа совпадений линий реальных спектров с линиями опорных спектров по сравнению с совпадениями линий случайных спектров с линиями опорных спектров имеют следующую тенденцию: в реальных спектрах совпадения большого числа линий встречаются чаще, чем в случайных. Возможно, что такие совпадения связаны с наличием систем с больним отслои хеотоддестзленных линий.

ж) В некоторых случаях имеются хороню внрахэнкыэ максимумы на месте относениЗ д;~:п ^олн линий дублетов NV « AllII, которые отсутствуют ка случайней АКФ.

4. В диссертации детально пранализироваш возможные чины появления в спектрах квазаров избыточного числа линий, расположенных на взаишгом расстояния, соответствующем отношению длин волн дублета CIV в начальных участках АКФ. Вхязоды:

а) Выбраны 9 объектов, в АКФ которых максимум яа величине отношения длин волн дублета CIV сильно превышает среднее значение для данного участка АКФ. В этих 9 спектрах методом АКФ выделено 90 дублетов CIV.

б) Эффект "замыкания" линий, обсуждавшийся в некоторых работах оказывается весьма редким явлением. Нам пв удалось подтвердит!, его ни в одном объекте, крсмэ известного у re

случая ЗС 191.

в) 3 квазара из 9 с избытком дублетов CIV оказались с широкими или корытообразными линиями поглощения. Характерной особенность!) спектров поглощения с такими линиями является наличкэ в них систем линий высокой степени ионизации (CIV, SUV, MV3, формирующихся в близких к квазару облаках.

г) В распределении по скоростям облаков CIV по отношению * "собственному" квазару наблюдается заметный максимум в интервале схоростей до 6000 км вблизи квазара даже в случае исключения из исследуемой выборки квазаров с корытообразными линиями поглощения.

д) По распределению плотности линий поглощения в системе покоя ze квазара сделана оценка отношения плотности линий "лэса" - La я плотности линий . CIV (в диссертации они названы . линиями "кустарника" CIV - по аналогии с линиями "леса" Lg) в спектрах поглощения квазаров. Это отношение равно 20. При пересчете этого значения в плотность поглощающих

обметов на луче зрения получается N, Cz) % 130 на единичном

а

янтерваг.э z при z % 2.5. Эта оценка плотности для облаков La согласуется с оценками других авторов, но несколько превышает оценки для A^jyCz), поскольку мы не ограничивали нашу выборку яхмна по эквивалентной ширине и. учитывали слабые линии спектра.

в) Двухточечная корреляционная функция, построенная по 53 абсорбционным системам CIV для 4-х квазаров, выявляет тенденцию к схучквакию на масштабах по скорости космологического расширения 500 км с-1 и 4000 км с-1. Оба максимума присутствуют, например, в работе Сарджента и др.

irgent et a I., 1988), однако второй не выходит за пределы, тустимые для случайного распределения. Этот последний вывод особенностях пространственного распределения облаков CIV угавляет предполагать, что их природа отличается от природы таков La, двухточечная корреляционная функцуия которых, поденная по гораздо более обширному материалу, не показывает каких особенностей. В этой ситуации естественно гдполохить, что системы "леса" - La образуются в «галактических облаках, а системы линий "кустарника" CIV -галактиках. При этом похоже, что распределение таких далеких лактик имеет ячеистую структуру, характерную для определения галактик с меньшими z.

ж) Не замечено никаких аномалий в распределении плот-сти линий "леса" - La с za % ze .

S. В диссертации впервые был использован кросскорреля-онныЯ анализ спектров; сформулкрснгкк преимущества такого особа исследования и сделаны следующие выводы:

а) Автокорреляционная функция строится для каждого отдельного квазара, т. е. таким образом можво исследовать газ

луче зрения в направлении только на один квазар, осскорреляционный анализ предполагает сравнение физических рактеристик газа в направлении на разные квазары.

б) Даже при относительно небольшом количестве спектров, «годных для анализа, мы можем сравнить перекрестно гораздо 1льшее число поглощапзшх областей. Увеличение количества 'авниваемых областей увеличивает статистическую надежность щученнных результатов и дает возможность сделать более ¡основанные выводы.

в) Можно исследовать таким способом газ, разнесенный i пространстве, но сформировавшийся одновременно, т.е. располс женный на одном и том же г.

г) Было построено 595 ККФ С около 8 х 1С6 независим! испытаний). В ККФ абсорбционных спектров квазаров t наблюдается избыточного числа максимумов, превышающих урове* 4сг. Другими словами, в спектрах поглощения квазаров * содержатся скрытые системы линий поглощения, содержат* большое число линий СN i 10), которые повторялись бы спектрах многих квазаров, т.е. выполненный наь кросскорреляционный анализ, скорее всего, подтверждает, чп указанные линии в своем подавляющем большинстве являютс линиями леса La.

В третьей Главе представлены:

1. Результаты обработки одного из первых оптически спектров квазаров, полученных на 6-м телескопе CAO АН СССР ТВ 0933+733, имеющего большое число линий поглощения, спектре которого

а) Выделено 9 эмиссионных линий, по которым определен красное смещение ze s: 2.523 í 0.0065 - это значение пределах ошибок совпадает с предлагавшимся ранее при боле грубом разрешении;

б) Аппроксимирована линия La комбинированным профиле состоящим из гауссовой и дисперсионной компонент; профил линии La оказался сложным, наилучшее приближение дал суперпозиция трех частично перекрывающихся линий: Si II X 1206, L X 1216 и NV \ 1240.

в) По данным для участка спектра короче 1а получена 21 гния поглощения, 12 линий поглощения выделено на участке пектра длиннее Ц.

г) № 33 линий поглощения отождествлено 18 линий с раз-:ой степенью надежности; проведен анализ полученных систем ли-яй поглощения.

2. Расчоты населанностей уровней для кояехулн СО, :оторые показывают, что

а) поле реликтового излучения, соответствующее большим :расныы смещениям г, может существенно влиять на тселенности вращательных уровней молекул в хосмологичесхлх ¡блаках пра концентрациях 104 см"3. При Иц 102 - 103 ¡м-3 это влияние оказывается доминирующим; ^

б) для кинетических температур, превышающих некоторое ¡рздельное значение, возможна инверсия верхних вращательных фозней при сравнительно низких концентрациях гаса;

в} з'области концентраций, гдо наблюдается инверсия, гарахтер линия ясхет качественно меняться, если . область саблвдаотся на фоне яркого радноконтинуука квазара: линия ■2с160 могут наблюдаться в поглощении, а линии изотопических юдифякзцна СО - в зкиссия. Тая как инверсия уровней сильно зазисит от концентрации и тсстература возбуждения в области гавэрсин меняется очень резко, изнэрэняэ интеасизностей лилпй зсех трех модифгасгциЯ СО когет сказаться счонь чувствительным ■югодом определения концентраций газа в поглоиаюаих облаках.

Эта результаты необходимы для правильной интерпретации возможных абсорбционных деталей в спектрах гевазароэ а могут Зыть использованы при определении таких эажиых харзхтерястах

облаков, как их плотность, температура газа и поле излучения в соответствующую космологическую эпоху.

3. Рассмотрение возможности обнаружения субмиллиметровых линий, смещенных в радиодиапазон, от некоторых надежно установленных областей газа, далеких от квазаров и формирующих в оптических спектрах квазаров достаточно богатые и хорошо отождествленные абсорбционные системы:

а) для изучения состояния межгалактического вещества в ранние космологические эпохи;

б) с целью определения количества тяжелых элементов в ранние космологические эпохи по линиям молекулы СО - второй после Щ> по распространенности молекулы во Вселенной;

в) для определения температуры реликтового фона при больших красных смещениях' по линиям тонкой структурь

о о

нейтрального углерода = 610 мкм (переход Р0~ Р^ ). Населенность верхнего уровня этого перехода при г £ 2 должна определяться излучением реликтового фона. Так как температура реликтового фона должна быть пропорциональна (1+г), то тонкуг структуру уровней С1 можно использовать в качестве радиометрг для измерения температуры фонового излучения и проверы зависимости Т^ (г) = 2.76 (1+г);

Г) для определения температуры реликтового фона пс

о

линиям молекулы СН X = 560 мкм (переход П^ (7 = 1/2 - 3/23. Вероятности радиативных вращательных переходов в этой молекул« на четыре порядка выше, чем вероятность перехода мевд; уровнями тонкой структуры нейтрального углерода С1, поэтому столкновения в меньшей степени влияют на насеяенносп верхнего уровня 'и температура возбуждения вращательны:

переходов СН должна быть ближе х температуре релихтового фона. Более высокая ' вероятность перехода компенсирует меньшее обилие, поэтому оптическая толща долит быть примерно одинакова как для С1, так и для СН.

4. Результаты наблюдений на 30-м радиотелескопе обсерватории на Пихо Велета, которые были предприняты с целью обнаружения линий С1, СО и СН, на красных смещениях самых сильных абсорционных систем в спектрах пяти квазаров:

а) Линии поглощения не найдены. Измеренные верхние . пределы интенсивности линий поглощения достаточно высоки и не позволяют сделать интересные выводы об обилии молекул СО. Верхний пределы на интенсивность линий поглощения атомарного углерода и СН, полученные в этих наблюдениях, также слишком грубы для суждения о температуре реликтового фона в эпоху с красным смещением от 2 = 1.9438 до г = 3.0618.

б) Возможно, ;;айдэян линии излучения у двух квазаров, которые оказались более чувствительными к обилию СО. Полученные по ним оценки обилия СО сравнимы со значениями для межзвездной среды нашей Галактики. Однако для подтверждения этого результата нужны дополнительные наблюдения.

5. ■ Рассмотрение возможности наблюдений радиорексмбина-ционных линий от квазаров. В обзоры по поискам радиорекомбинациснньгх линий от квазаров традиционно включаются квазары, в спектрах которых обнаружена линия Н1 21 см. Однако области, в которых формируется линия 21 см - это холодный низколонизованный газ. В диссертации предлагается выбрать для поиска рекомбинаиионных радиолиний абсорбционные системы, имеющие иные физические характеристики, и приводятся

необходимые обоснования.

Отмечается, что зоны холодного низкоионизованного газа встречаются при исследовании абсорбционных спектров квазаро! довольно редко. Гораздо чаще встречают^.': зоны, которые проявляются в спектрах в виде систем так называемого смешанного типа, в которых атомы тяжелых элементов присутствуют в виде ионов разных стадий ионизации. Это, скорее, диффузные горячие области низкой плотности, которые встречаются в диске нашей Галактики и, следовательно, как и в нашей Галахтике, можно ожидать, что тяжелые элементы в таких областях будут рекомбинировать не только за счет радиационной, но также за счет диэлектронной рекомбинации, что приводит к значительному усилению линий С, Мд, и Са по сравнению с вод&родои. Диапазон максимального усиления ( % 100 МГц) сдвигается, при учете красного смещения, в область более низких частот, и при наличии телескопа с большой эффективной площадью возможна постановка соответствующего эксперимента.

В Заключении суммированы основные результаты работы.

По материалам диссертации опубликовано 1? статей:

1. Вальтц, И.Е. С1981). Препринт ИКИ АН СССР, Пр-640. Новая попыткка отождествления линий поглощения в спектрах квазаров с молекулярными линиями.

2. Вальтц, И.Е. С1982). Астрономический журнал, 59, 844. Абсорбционные спектры квазаров и спектры молекул -попытка отождествления.

3. Вальтц, И.Е. С1983). Астрономический журнал, 60, 29.

О возможности наблюдения радиорекомбинационных линий "* от квазаров.

4. Вальтц И. Е. и Комберг, Б. В. (1983). Астрофизика, 19, 449. Попытка отождествления с малыми красными смешениями линий поглощения в спектрах квазизвездных объектов.

5. Waltz, I.E., Khersonskij, V.K. (1984). Aslropfiys. and Space Science, 105, 215.

A possibility to use CI infrared absorption lines for determination of the background radiation temperature at earlier cosmological epochs.

6. Вальтц, И.E. (1985). Астрономический яурнал, 62, 19. Автокорреляционные функции абсорбционных спектров квазаров.

7. Вальтц, И. Е., Херсонский. В. К. (1986). Препринт ИКИ, Пр-1108. •

Расчеты величин bj для молекул СО в облаках с большим красным смешением.

8. Вальтц, И.Е. (1987). Препринт ИКИ, Пр-1224.

О влиянии спектрального разрешения на степень надежности корреляций абсорбционных линий в спектрах квазаров.

9. Вальтц, И.Е. (1987). Препринт ИКИ, Пр-1260.

Анализ природы корреляций абсорбционных линий в спектрах квазаров на положении отношения длин волн дублета CIV. 10. Вальтц, И. Е. и Херсонский, В. К. (1987). Астрофизика, 26, 501.

Населенности вращательных уровней молекул в облаках с большим красныч смещением.

11. Khersonskil, V.K.. Val'tts, I.E. (1988). Препринт ИКИ, Пр-1384.

CH-roolecule as a radiometer of the background radiation at earlier cosnological epochs.

12. Вальтц, И.Е. (1989). Астрофизика, 30, 27. Сопоставление неотождестьлеиных линий поглощения в спектрах квазаров с неотождествленными линиями в спектрах звезд.

13. Вальтц, И. Е. С1989). Астрономический журнал, 66 , 252. Автокорреляционный анализ абсорбционных спектров квазаров. Начальные участки АКФ.

14. Khersonskij, V.K., Val'tts, I.E. (1990). Astrophys. and Space Science, 172, 15.

The molecular spectroscopic methods of CBR-teraperature measurement in epochs with large redshifts.

15. Афанасьев, В. Л., Лоренц, X., Вальтц, И. Е., Левшаков, С. А. (1990). Письма в Астрономический журнал, 16, 483. Спектральные исследования квазара ТВ 0933+733.

16. Вальтц, И.Е. (1991). Астрономический журнал, 68, 261. Статистический анализ дублетов CIV в абсорбционных спектрах квазаров.

17. Вальтц, И.Е., Херсонский, В.К., Слыш, В.И., Гелен, М., Черничаро, X, Буассэ, П. (1992). Астрономический журнал, в печати.

Поиски молекулярных линий в направлении на квазары.