Межзвёздные облака молекулярного водорода на ранних стадиях эволюции вселенной автореферат диссертации на соискание учёной степени кандидата физико-математических наук

На правах рукописи

БАЛАШЕВ СЕРГЕЙ АЛЕКСАНДРОВИЧ Межзвёздные облака молекулярного водорода на ранних стадиях эволюции Вселенной

АВТОРЕФЕРАТ

диссертации на соискание учёной степени кандидата физико-математических наук

Специальность 01.03.02 – астрофизика и звёздная астрономия Санкт-Петербург 2011

Работа выполнена в Учреждении Российской академии наук Физико-техническом институте им. А.Ф. Иоффе РАН.

Научный руководитель кандидат физико-математических наук, доцент Иванчик А.В.

Официальные оппоненты доктор физико-математических наук, профессор Гнедин Ю.Н.

(Главная астрономическая обсерватория РАН) доктор физико-математических наук, профессор Панчук В.Е.

(Специальная астрофизическая обсерватория РАН) Ведущая организация Государственный астрономический институт им. Штернберга, МГУ, Москва

Защита состоится « 2 » июня 2011 г. в 1530 на заседании диссертационно го совета Д 002.205.03 при Учреждении Российской академии наук Физико техническом институте им. А.Ф. Иоффе РАН по адресу: 194021, Санкт-Петербург, ул. Политехническая, 26.

С диссертацией можно ознакомиться в библиотеке Учреждения Российской академии наук Физико-технического института им. А.Ф. Иоффе РАН.

Автореферат разослан « 29 » апреля 2011 г.

Ученый секретарь диссертационного совета кандидат физико-математических наук Красильщиков А.М.

ОБЩАЯ ХАРАКТЕРИСТИКА РАБОТЫ

Актуальность темы диссертации. Диссертационная работа посвящена исследованию межзвёздных облаков молекулярного водорода, находящих ся на космологических расстояниях, соответствующих красным смещениям z 2 3. Эти облака существовали 1012 млрд. лет назад в галактиках и протогалактиках, формировавшихся на ранних стадиях эволюции Вселенной [1]. Они исследуются посредством анализа абсорбционных систем, иденти фицируемых в спектрах квазаров [2]. Детектирование таких систем стало возможным только пару десятилетий назад, с введением в строй оптических телескопов нового поколения (VLT, Keck, HST).

Наблюдения и анализ таких систем позволяют изучать эволюцию хими ческого состава вещества в межзвёздных облаках молекулярного водорода – обогащение межзвёздной среды тяжёлыми элементами и пылью [2, 3]. Изме рения относительной населённостей вращательных уровней H2 и HD, а также ионизационной структуры облаков, позволяют определять характерные фи зические условия в таких системах – кинетическую температуру, плотность частиц газа, степень ионизации, интенсивность фона ультрафиолетового из лучения, турбулентность, давление и др.

Абсорбционные линии молекулярного водорода находятся в ультрафиоле товом диапазоне спектра ( 1100 900 Однако, вследствие космологи A).

ческого красного смещения наблюдаемых систем z 2 3, эти линии сдвига ются в оптический диапазон, что позволяет получать спектры абсорбционных систем молекулярного водорода на больших оптических телескопах, где спек тральное разрешение выше, чем у орбитальных обсерваторий ультрафиоле тового диапазона, на которых облака молекулярного водорода наблюдаются в Галактике. Это предоставляет уникальную возможность исследовать неко торые особенности переноса излучения в облаках молекулярного водорода [4].

Существует ряд актуальных космологических задач, которые можно ре шать с помощью анализа межзвёздных облаков молекулярного водорода на больших красных смещениях. Одна из них – определение плотности бари онной материи во Вселенной по измерению отношения распространённости изотопа водорода – дейтерия [5]. Другая задача – оценка значения температу ры реликтового излучения [6] в ранние эпохи (z 2 3), что на сегодняшний день является единственным доступным методом такой оценки.

Не менее актуальной является проблема звездообразования, в особенности, на ранних этапах эволюции Вселенной [7]. Для количественного моделирова ния темпов звездообразования и определения функции масс звёзд важен кор ректный расчёт обилия наиболее распространённых во Вселенной молекул H и HD, являющихся основными хладагентами в веществе с составом, близким к первичному [8]. Это требует учёта химической эволюции межзвёздных об лаков и влияния на неё изменения параметров межзвёздной среды в процессе эволюции Вселенной.

Цели работы • Исследование физических условий и химического состава вещества в об лаках молекулярного водорода, находящихся на космологических рассто яниях, соответствующих красным смещениям z 2 3.

• Определение распространённости молекул HD и H2 в абсорбционных си стемах молекулярного водорода с целью оценки относительной плотности барионной материи во Вселенной.

• Исследование особенностей переноса излучения в облаках молекулярного водорода, в частности (i) эффекта уширения распределения молекул по скоростям на возбуждённых вращательных уровнях H2 ;

и (ii) эффекта неполного покрытия области формирования широких эмиссионных линий квазара абсорбционной системой.

• Исследование химической эволюции облака HD/H2 с целью определения относительной распространённости молекул HD и H2 в процессе молеку ляризации облака.

Научная новизна Результаты диссертации являются новыми и оригинальными. Идентифи цированы линии поглощения молекул HD в абсорбционных системах H2, на блюдаемых в спектрах квазаров Q 0812+3208 и Q 1331+170. Это позволило увеличить статистику абсорбционных систем HD/H2 в спектрах квазаров с до 8 систем. Впервые в астрофизических наблюдениях были идентифициро ваны линии переходов, идущих с возбуждённого вращательного уровня J= молекулы HD. Это позволило оценить объёмную концентрацию в облаке но вым способом, на основе относительной насёленности вращательных уровней J=1/J=0 молекулы HD.

Новым способом получена оценка плотности барионной материи во Все ленной на основе определения относительной распространённости дейтерия D/H по относительной распространённости молекул HD и H2 в облаках мо лекулярного водорода.

Предложено новое объяснение эффекта уширения распределения по ско ростям на возбуждённых вращательных уровнях молекулярного водорода, наблюдающегося как в облаках молекулярного водорода нашей Галактики, так и на больших красных смещениях.

Впервые для космологически удалённых от квазара абсорбционных систем обнаружен эффект неполного покрытия области широких эмиссионных ли ний квазара абсорбционной системой. Спектроскопический анализ позволил новым методом оценить размер области эмиссионных линий квазара.

Разработана модель химической эволюции HD/H2 облака. Определены ва риации относительной распространённости молекул HD и H2 в процессе мо лекуляризации облака.

Достоверность результатов Достоверность результатов обеспечена ис пользованием современных методов обработки и анализа оптических спек тров, современных вычислительных программ по расчёту переноса излуче ния в облаках молекулярного водорода и химической эволюции облаков мо лекулярного водорода, а также сравнением результатов, где это возможно, с результатами других авторов, а численных расчётов - с аналитическими приближениями и предельными случаями.

Научная и практическая ценность Полученные оценки физических условий и отличия в химическом составе облаков HD/H2 на больших крас ных смещениях в сравнении с наблюдениями в нашей Галактике важны для понимания эволюции состава вещества и физических условий во Вселенной.

Новый независимый способ оценки плотности барионной материи во Все ленной служит жёстким критерием отбора космологических моделей.

Представлен новый способ, дающий независимую оценку размера области формирования широких эмиссионных линий в квазаре, на основе определе ния фактора покрытия квазара удалённой абсорбционной системой.

Результаты расчёта переноса излучения в линиях радиативной накачки могут быть использованы для корректного сопоставления результатов моде лирования фотодиссоционных областей с наблюдательными данными.

Результаты расчётов химической эволюции облака HD/H2 можно исполь зовать для оценки систематической ошибки при определении отношения изо топов D/H по распространённости молекул HD и H2. Эти результаты также могут быть использованы для моделирования процессов звездообразования, требующих знания функции охлаждения вещества, которая зависит от рас пространённости молекул HD и H2.

Основные положения, выносимые на защиту 1. (a) Идентификация молекул HD в основном состоянии J=0 в двух аб сорбционных системах H2 на большом красном смещении – системе zabs =2.6264 в спектре квазара Q0812+3208 и в системе zabs =1.777 в спектре квазара Q1331+170.

(b) Идентификация абсорбционных линий переходов, идущих с возбуж дённого вращательного уровня молекулы HD (J=1), в абсорбционной системе zabs =2.6264 в спектре квазара Q0812+3208.

2. Определение плотности барионной материи во Вселенной по отношению изотопов D/H, получаемому из распространённости молекул HD/H2, иден тифицируемых в облаках молекулярного водорода на больших красных смещениях.

3. Детальный анализ абсорбционной системы zabs =2.3377 в спектре квазара Q1232+082: определение распространённости тяжёлых элементов, иони зационной структуры, распространённости молекул HD и H2, физических условий в облаке. Определение фактора покрытия квазара Q1232+ абсорбционной системой. Определение размеров области формирования широких эмиссионных линий квазара новым независимым способом.

4. Расчёт переноса направленного ультрафиолетового излучения в резонанс ных линиях радиативной накачки молекулярного водорода с учётом нерав новесного распределения по скоростям на вращательных уровнях H2.

5. Моделирование химической эволюции молекулярного облака HD/H2 с це лью определения относительного содержания молекул HD и H2 в процессе образования облака.

Апробация работы и публикации Результаты, вошедшие в диссер тацию, получены в период с 2008 по 2010 годы и опубликованы в четырёх статьях в реферируемых журналах и в тезисах пяти конференций. Резуль таты докладывались на всероссийских конференциях: “Астрофизика высо ких энергий” НЕА 2008 (Москва, 2008), НЕА 2009 (Москва, 2009), НЕА (Москва, 2010) и “Всероссийская астрономическая конференция” (Нижний Архыз, 2010), на дне науки в Санкт-Петербургском государственном политех ническом университете (Санкт-Петербург, 2010), на мини-коллоквиуме "Фи зика галактик, межгалактической среды и релятивистских объектов"(Москва, 2010), на конференции “Прецизионная физика и фундаментальные физиче ские константы” (Санкт-Петербург, 2010) и на семинарах сектора теоретиче ской астрофизики ФТИ им. А.Ф. Иоффе.

Структура и объём диссертации Диссертация состоит из введения, пяти глав, заключения и списка литературы, содержит 137 страниц текста, в том числе 46 рисунков и 8 таблиц. Список цитируемой литературы содержит 183 наименований.

ОСНОВНОЕ СОДЕРЖАНИЕ РАБОТЫ

Во Введении обоснована актуальность проведённых исследований, сфор мулированы цель и научная новизна работы, достоверность результатов, их практическая значимость и основные положения, выносимые на защиту.

Первая Глава посвящена анализу наблюдательных данных по абсорб ционным системам молекулярного водорода на больших красных смещениях (z 2 3). Приведен выполненный нами анализ трёх абсорбционных си стем в спектрах квазаров Q 1232+082, Q 0812+3208 и Q 1331+170, содержа щих молекулы HD и H2, результаты которого были опубликованы в работах [A2,A3,A4,A7,A8].

В параграфе 1.1 представлен краткий обзор наблюдений абсорбционных систем молекулярного водорода на больших красных смещениях. Указаны основные задачи наблюдения молекулярного водорода на ранних этапах эво люции Вселенной, а именно: (i) проблема теории первичного звездообразо вания (молекулы HD и H2 являются главными хладагентами в первичном веществе);

(ii) определение отношения распространённости изотопов D/H в первичном веществе с целью оценки плотности барионной материи во Все ленной;

(iii) определение основных физических параметров в облаках молеку лярного водорода (кинетической температуры, давления, плотности частиц и др.), на основе измерений населённостей вращательных уровней H2 и HD.

Также обсуждены другие специфические задачи, такие как измерения тем пературы реликтового излучения в ранние эпохи, соответствующие красным смещениям z 2 и исследование особенностей переноса излучения в облаках молекулярного водорода. В §1.1.2 и §1.1.3 даётся краткое описание структуры энергетических уровней молекул H2 и HD, важное для дальнейшего обсуж дения абсорбционных линий, в которых наблюдаются молекулы, и деталей переноса излучения в этих линиях.

В параграфе 1.2 представлен выполненный нами анализ абсорбционной системы молекулярного водорода с красным смещением zabs = 2.3377 в спек тре квазара Q 1232+082. В §1.2.1 представлены характеристики наблюдений квазара на телескопе VLT c использованием эшелле-спектрографа высокого разрешения UVES [9]. Спектр был получен в рамках совместной российско французской программы в которой участвовали соавторы диссертанта [A3].

Подпараграф 1.2.2 посвящён анализу абсорбционных линий H2 и HD и опре делению лучевых концентраций этих молекул в исследуемой абсорбционной системе. Выполненный нами анализ абсорбционной системы H2 [A3] выявил две особенности. Первая заключается в том, что часть излучения от квазара, испускаемая областью формирования широких эмиссионных линий, проходит мимо абсорбционной системы. Этот эффект подробно рассмотрен в главе 3.

Вторая особенность, рассмотренная в главе 4, состоит в том, что наблюда ется уширение распределения по скоростям на возбуждённых вращательных уровнях молекулярного водорода. Учёт этих особенностей оказался важным HD J= 1..

0..

L0-0R(0) L3-0R(0) L4-0R(0) L5-0R(0) 0., 4009 4011 3866 3868 3822 3824 3781, HD J= L4-0R(1) W1-0Q(1) W2-0Q(1) L15-0R(1) 1. 0. 3824 3826 3583 3584 3516 3517 3455, Рис. 1. Некоторые абсорбционные линии молекулы HD, идентифицированные в системе zabs =2.626 в спектре квазара Q 0812+3208. На верхних панелях показаны линии переходов, иду щих с уровня J = 0. На нижних панелях показаны идентифицированные впервые линии перехо дов с возбуждённого вращательного уровня J = 1.

для определения лучевых концентраций молекул H2 и HD, а вследствие этого, и для определения отношения изотопов D/H, представленного в главе 2. Бо лее детальный анализ абсорбционной системы zabs =2.3377 в спектре квазара Q 1232+082, включая линии тяжёлых элементов и др., приведен в главе 3.

Параграф 1.3 посвящён независимому анализу абсорбционной системы мо лекулярного водорода с красным смещением zabs = 2.6264 в спектре квазара Q 0812+3208 [A4]. В §1.3.1 приведены характеристики наблюдений квазара, выполненных на телескопе Keck c использованием эшелле-спектрографа вы сокого разрешения HIRES [10]. Спектр был обработан диссертантом, исполь зуя данные, взятые из архива телескопа Keck. В §1.3.2 представлен выпол ненный диссертантом анализ абсорбционных линий H2 и HD, использован ный для определения лучевых концентраций этих молекул. Использование новых лабораторных длин волн молекулы HD [11], позволило идентифици ровать большее количество линий, чем в аналогичной работе [12], 9 из ко торых оказались пригодными для спектрального анализа. Это дало возмож ность получить более точные и статистически надёжные результаты. Неко торые из идентифицированных линий показаны на рис. 1. Данная абсорб ционная система имеет наибольшую среди абсорбционных систем, иденти фицированных в спектрах квазаров, лучевую концентрацию молекул HD, log N (HD) = 15.71 ± 0.07. Впервые в астрофизических наблюдениях иден тифицированы линии молекулы HD, идущие с первого возбуждённого вра щательного уровня J=1, а также линии далеких полос ( 10) лаймановской серии молекулы HD L-0. Идентификация линий переходов с вращательного уровня J=1 молекулы HD, позволила измерить относительную населённость вращательных уровней N (J = 1)/N (J = 0) и получить оценку на объёмную концентрацию газа в облаке HD/H2, представленную в §1.3.3.

В параграфе 1.4 приведён независимый анализ абсорбционной системы молекулярного водорода с красным смещением zabs = 1.777 в спектре квазара Q 1331+170. В §1.4.1 представлены характеристики наблюдений квазара на телескопе HST c использованием эшелле-спектрографа высокого разрешения STIS [13]. Спектр был обработан диссертантом по данным архива телескопа HST. В §1.4.2 представлен выполненный диссертантом независимый анализ абсорбционных линий H2 и определение лучевых концентраций этих молекул.

Также приведены результаты идентификации и анализа линий молекулы HD в этой абсорбционной системе, впервые полученные в нашей работе [A4].

Параграф 1.5 является заключением к главе 1. В нём приводятся дан ные по абсорбционным системах молекулярного водорода, обнаруженным на больших красных смещениях, указываются основные характеристики наблю даемых систем(красные смещения, лучевые концентрации компонент и др.).

Вторая Глава посвящена предложенному нами методу определения от ношения распространённости изотопов D/H по измеряемому отношению лу чевой концентрации молекул HD и H2. Отношение изотопов D/H позволяет оценить один из ключевых параметров стандартной космологической CDM модели – плотность барионной материи во Вселенной, b. Основные результа ты, полученные в этой главе, вошли в публикации автора [A2,A3,A4,A7,A8].

Параграф 2.1 является введением, в котором кратко изложена проблема определения b. Один из методов определения связан с первичным нукле осинтезом. В теории первичного нуклеосинтеза получено, что содержание лёгких элементов во Вселенной является функцией b. Поэтому, измерив со держание лёгких элементов, можно определить b. Наиболее чувствительным к значению b является относительное содержание дейтерия D/H. В про цессе эволюции Вселенной дейтерий только выгорает, поэтому необходимо измерять D/H в облаках с содержанием элементов, близким к первичному.

Для этого подходят абсорбционные системы с низким содержанием тяжё лых элементов, идентифицируемые в спектрах квазаров. Один из способов измерения отношения D/H – анализ абсорбционных линий атомов H i и D i в таких системах. Однако этот метод имеет ряд трудностей, связанных со сложностью анализа абсорбционных линий. Подобных проблем не возника ет, если измерять относительное содержание молекул HD и H2, так как их спектры существенно различаются, а большинство узких абсорбционных ли ний не перекрываются. Возможность использования этого метода появилась сравнительно недавно, поскольку впервые молекулы HD на больших красных смещениях удалось обнаружить только в 2001 году [14].

В параграфе 2.2 представлен предложенный нами метод определения от ношения распространённости изотопов D/H, путём исследования относитель ной распространённости молекул HD и H2. Приведены наблюдательные дан ные по абсорбционным системам HD/H2 в Галактике и на больших красных смещениях, представленные на рис. 2. Нами показано, что в абсорбционных системах на больших красных смещениях отношение лучевых концентраций N (HD)/2N (H2 ) систематически больше, чем в облаках Галактики [A4]. Ме тод определения отношения изотопов D/H по относительной распространён ности молекул HD и H2 основывается на моделях молекулярных облаков [17], которые указывают на то, что в случае самоэкранировки молекул HD и H от диссоциирующего их ультрафиолетового излучения, почти весь водород находится в H2, а весь дейтерий – в HD. Тогда отношение лучевых концен траций N (HD)/2N (H2 ) будет в точности соответствовать отношению изото пов D/H. При характерных в наблюдаемых системах лучевых концентраци HD/2H HD/2H D/H Q0812+3208A D/H Q1232+ log N(HD) 15 Q1439+ Q1331+170A Q1331+170B Q1237+ 14 Q2123- J0812+3208B 18 19 20 log 2N(H ) Рис. 2. Данные совместных измерений лучевых концентраций HD и 2H2. Кружками показаны измерения HD и H2 в спектрах квазаров. Тёмными кружками показаны результаты анализа аб сорбционных систем в спектрах квазаров Q 1232+082, Q 0812+3208 и Q 1331+170, полученные в работах автора. Квадратами приведены измерения HD и H2 в Галактике [15], определённое сред нее значение D/H для которых показано штриховой линией. Сплошной линией показано среднее отношение D/H, измеряемое в спектрах квазаров по линиям атомов H i и D i, в пределах ошибок, совпадающее со значением, получаемым из анализа анизотропии реликтового излучения. Отно шение D/H, измеренное по H i и D i в Галактике [16], показано пунктирной линией. Относительное содержание HD/2H2, измеряемое в спектрах квазаров, т.е. на большом красном смещении, значи тельно выше, чем в Галактике, и для систем с высокой лучевой концентрацией HD это значение совпадает со значением отношения D/H, измеряемым по H i и D i.

ях NH2 1018 см2 молекулярный водород самоэкранирован. Молекул HD на четыре-пять порядков меньше, чем молекул H2. Поэтому в наблюдаемых системах молекула HD находится на грани самоэкранировки, наступающей при лучевых концентрациях 5 1014 см2. Как видно на рис. 2, уменьше ние отношения N (HD)/2N (H2 ) с уменьшением лучевой концентрации HD, подтверждает высказанные выше соображения. Из всех систем HD/H2 на больших красных смещениях только две (в спектрах квазаров Q 1232+ и Q 0812+3208) имеют N (HD) 1015 см2 ;

анализ этих систем представлен в §1.2 и §1.3, соответственно. Анализ этих систем позволил получить значе ние отношения изотопов D/H = (3.0 ± 0.2) 105 и соответствующую ему плотность барионной материи во Вселенной b = 0.0404 ± 0.0019, которая в пределах ошибок согласуется со значением b = 0.0455 ± 0.0028, полученным из анализа анизотропии реликтового излучения [18].

В параграфе 2.3 дано заключение к главе 2.

В Третьей Главе рассматривается неполное покрытие квазара Q 1232+ абсорбционной системой молекулярного водорода с красным смещением zabs =2.3377. Содержание этой главы опубликовано в работах [A3,A6]. Пред ставлено выполненное нами исследование области формирования широких эмиссионных линий (BLR - Broad Line Region) квазара методом определе ния фактора покрытия квазара абсорбционной системой. Выполненный дис сертантом анализ абсорбционных линий системы с zabs =2.3377 показал, что данная система в некоторых абсорбционных компонентах только частично покрывает область широких эмиссионных линий квазара, в то время как ак креционный диск квазара оказывается покрыт полностью.

В параграфе 3.1 изложено современное представление о структуре актив ных ядер галактик и существующие методы исследования BLR. Там же опи саны существующие наблюдения эффекта неполного покрытия квазаров и определения фактора покрытия. Неполное покрытие означает, что часть из лучения от квазара проходит мимо абсорбционной системы, и может быть выражено количественно фактором покрытия 0 f 1. В §3.1.1 дано опре деление фактора покрытия и описан метод его измерения из анализа абсорб ционных линий. Факторы покрытия определяются по измерению остаточного потока (ОП) в абсорбционных линиях.

В параграфе 3.2 представлен спектральный анализ абсорбционной систе мы zabs =2.3377, в результате которого определены значения факторов по крытия различными абсорбционными компонентами нескольких эмиссион ных линий квазара. В §3.2.1 произведена коррекция нулевого уровня потока в спектре для учёта систематической ошибки определения факторов покрытия, связанной с обработкой и сложением экспозиций. В §3.2.2 приведён анализ абсорбционных линий молекулярного водорода. Линии H2, принадлежащие основным уровням, сильно насыщены, однако, имеется остаточный поток в центре линий (см. рис. 3). Получена зависимость величины ОП от положения линии в спектре квазара. Установлена корреляция между величиной опреде ляемого ОП в абсорбционных линиях H2 и положением эмиссионных линий Ly- и C iii. Величина ОП для абсорбционных линий, попавших на эмис сионные линии в спектре, составляет около 10%, а для линий, лежащих в континууме квазара – не больше 3%. Это указывает на то, что абсорбцион ная система не полностью покрывает только область квазара, формирующую эмиссионные линии в спектре (т.е. BLR).

Дополнительные аргументы в пользу гипотезы неполного покрытия кваза ра абсорбционной системой с красным смещением zabs =2.3377 представлены в §3.2.3, где рассмотрен анализ абсорбционных линий атомарного углерода C i, ассоциированных с системой H2. Считается, что C i и H2 пространствен но совмещены в облаке. Положения некоторых из абсорбционных линий C i совпадают с положением эмиссионных линий квазара C iv, Ly-, N v. Для определения ОП в этих эмиссионных линиях использовалось два метода: ме тод кривой роста и метод построения синтетического спектра, представлен ные в §3.2.3.1 и §3.2.3.2, соответственно. В §3.2.4 рассмотрены все остальные абсорбционные линии, которые могут быть ассоциированы с исследуемой си стемой H2. Положения абсорбционных линий Si ii 1304 и O i A Aсовпали с вершиной эмиссионной линии Ly- и выявили наличие ОП на уровне 7%.

Анализ этих линий представлен в §3.2.4.1. В §3.2.4.2 обсуждается возможная идентификация ненулевого ОП и в других абсорбционных линиях, соответ ствующих S ii, N i и Fe ii. Так как области излучения квазара, формирующие континуум, покрываются абсорбционной системой полностью, в то время как BLR квазара оказывается покрыт неполностью, можно определить фактор.

600 + O VI Ly + N III C III.

P(1) R(0) R(3) H L1-0: P(2) R(2) 2 R(1) 300,,% L1- L0- ~10% L5-0 L4- L2- L6- L3- 3630 3640 3650 () 3400 3500 3600 3700 () Рис. 3. Левая верхняя панель: Участок спектра квазара Q 1232+082, где расположены абсорб ционные линии системы H2 с красным смещением zabs =2.3377. Красными кружками и крестами показано оцениваемое положение эмиссионных линий квазара Q 1232+082. Также приведены ха рактерные ширины данных эмиссионных линий, взятые из работы [19]. Правая панель: Участок спектра квазара Q 1232+082 с абсорбционными линиями L1-0 лаймановской полосы молекуляр ного водорода на красном смещении zabs =2.3377. Гладкой линией показан синтетический спектр абсорбционной системы H2. Сильно насыщенные (демпфированные) линии H2 не достигают нуля интенсивности в центре линии, в то время как несколько расположенных рядом насыщенных линий Ly- леса имеют нулевой поток в центре линии. Это свидетельствует о неполном покры тии квазара абсорбционной системой молекулярного водорода. Левая нижняя панель: Величина измеряемого остаточного потока (ОП) в абсорбционных линиях H2 в зависимости от положения линии в спектре. Величина ОП коррелирует с положением эмиссионных линий в спектре кваза ра, что свидетельствует о том, что существует неполное покрытие области широких эмиссионных линий квазара абсорбционной системой молекулярного водорода.

покрытия отдельно для BLR. Факторы покрытия BLR квазара вычислены и представлены в §3.2.5.

Параграф 3.3 посвящён определению физических условий в абсорбцион ной системе. В §3.3.1 представлена ионизационная структура абсорбционной системы - показаны профили абсорбционных линий, соответствующие раз ным элементам различных степеней ионизации. Так как эта система связа на с дэмпфированной Ly- системой, в ней доминируют компоненты низкой степени ионизации. Ионизационная структура системы указывает на то, что в большинстве элементов можно выделить основную компоненту, которая может быть ассоциирована с молекулярной системой. В §3.3.2 представлено содержание тяжёлых элементов в абсорбционной демпфированной Ly- си стеме, которое оказалось в среднем в 30 раз ниже, чем солнечное. Однако, основываясь на наблюдении Cl i, который жёстко пространственно привязан к H2 посредством реакций перезарядки, можно заключить, что содержание тяжёлых элементов в компоненте, связанной с облаком молекулярного во дорода, может быть близко к солнечному. Определение объёмной концен трации в молекулярной компоненте абсорбционной системы представлено в §3.3.3. В §3.3.3.1 для определения объёмной концентрации, использованы на селенности подуровней тонкой структуры С i. Кинетическая температура в облаке определена из отношения ортоводорода к параводороду. Полученное значение объёмной плотности nH2 = 105+27 см3, согласуется с верхним пре делом на объёмную концентрацию, полученным в §3.3.3.2, при учёте верхнего предела на населённость вращательного уровня J=1 молекулы HD. В §3.3. представлено определение объёмной концентрации в нейтральной оболочке облака молекулярного водорода. Для этого использована относительная на селённость подуровней тонкой структуры C ii. Получено значение объёмной плотности nneutr = 32+34 см3.

В параграфе 3.4 получены основ ные результаты главы 3. Обсужда ются возможные объяснения эффек та неполного покрытия. Неполное покрытие может обеспечиваться на блюдением неразрешённого двойно го квазара (§3.4.1) или гравитаци онным микролинзорованием (§3.4.2).

Однако эти объяснения оказываются неудовлетворительными для квазара Q 1232+082, так как неполностью по крыта только область BLR. Поэто му наиболее вероятным объяснени ем эффекта неполного покрытия, об- Рис. 4. Схематическое1232+082 абсорбционной изображение неполно го покрытия квазара Q суждаемым в §3.4.3, является срав- системой на zabs = 2.3377. Показаны оценен нимость угловых размеров абсорбци- ные размеры абсорбционного системы и области онной системы и BLR. В таком слу- покрытия которой абсорбционной C iv, фактор формирования эмиссионной линии системой со чае, зная размер абсорбционной си- ставляет около 0.5.

стемы, можно сделать оценку на раз мер BLR. Оценка размера эмиссионной линии C iv: RC iv 0.18+0.08 пк пред 0. ставлена в параграфе §3.4.4. В предположении, что газ BLR вириализован это позволило дать оценку на массу сверхмассивной чёрной дыры в квазаре MBH = 6.8+4.1 108 M.

4. Параграф 3.5 является кратким заключением главы 3.

В Главе 4 предложены и детально рассчитаны два механизма, объясняю щие наблюдаемый в межзвёздных облаках эффект уширения распределения частиц по скоростям на возбуждённых вращательных уровнях молекулярно го водорода. Данная глава отражена в работе [A1,A5].

Параграф 4.1 является обзорным. В нём перечислены основные наблюда тельные данные по эффекту уширения. Эффект уширения состоит в том, что измеряемое в некоторых межзвёздных облаках распределение частиц по скоростям на возбуждённых вращательных уровнях H2 имеет характерную ширину большую, чем на основных уровнях H2. Некоторые авторы наблюда ют эффект роста эффективного доплеровского параметра b c увеличением номера вращательного уровня, J. Этот эффект наблюдается как в облаках молекулярного водорода в Галактике[20], так и в облаках на больших крас ных смещениях [4]. Также в §4.1 дан обзор объяснений эффекта уширения предложенных ранее другими авторами.

В параграфе 4.2 рассмотрен процесс радиативной накачки уровней на правленным излучением в рамках трёхуровневой модели. Основные положе ния рассматриваемой нами модели перечислены в §4.2.1. В §4.2.2 получе на формула для распределения частиц по скоростям на уровне, заселяемом радиативной накачкой. Рассчитаны объёмные и лучевые распределения ча стиц по скоростям на этом уровне в зависимости от глубины проникновения излучения в облако. Нами показано, что уширение распределения по ско ростям происходит при насыщении линии переходов, в которых происходит радиативная накачка. В §4.2.3 рассмотрен процесс термализации неравновес ного уширенного распределения, сформированного радиативной накачкой.

В §4.2.4 получены выражения для профилей линий, которые соответству ют уширенному распределению, полученному в §4.2.3. В §4.2.5 обсуждается влияние полученного эффекта уширения на вид кривой роста абсорбционной линии.

Параграф 4.3 посвящён выполненному диссертантом расчёту эффекта уши рения при радиативной накачке, полученному в параграфе 4.2, для структу ры энергетических уровней молекулы водорода. В §4.3.1 представлена об щая схема расчёта. Особенности расчёта связаны, например, с разделением структуры уровней молекулярного водорода на параводород и ортоводород и наличием колебательно-вращательного каскада в основном электронном со стоянии. Для вычисления зависимости распределения частиц по скоростям от глубины проникновения излучения радиативной накачки в облако, необ ходимо рассматривать уравнения баланса для нескольких нижних враща тельных уровней. Нелинейная система уравнений баланса приведена в пара графе §4.3.2 и решалась численно. В §4.3.3 приведены результаты расчёта, представляющие собой зависимости профилей линий лаймановской и вер неровской полос молекулы водорода от глубины проникновения излучения радиативной накачки в облако. Профили этих линий отражают распределе ние частиц по скоростям на луче зрения и рассчитываются самосогласованно.

Показано, что рассмотренного эффекта распространения направленного из лучения недостаточно, для объяснения наблюдаемого эффекта уширения. В §4.3.4 обсуждается влияние пыли на перенос излучения радиативной накачки в линиях ультрафиолетового диапазона.

В параграфе 4.4 представлен, предложенный и рассчитанный диссертан том, дополнительный механизм, приводящий к уширению распределения по скоростям на возбуждённых вращательных уровнях H2. Этот механизм свя зан с профилем населённостей вращательных уровней в облаке, формиру ющимся при переносе излучения в линиях радиативной накачки. Суть ме ханизма состоит в том, что облако можно условно разделить на две обла сти: оболочку и внутреннюю часть. В оболочке линии радиативной накачки лаймановской и вернеровской полос не насыщены и даже при стандартной среднегалактической интенсивности ультрафиолетового излучения возбуж дённые вращательные уровни будут существенно заселены. При проникнове нии излучения в облако линии радиативной накачки начинают насыщаться и скорости фотовозбуждения падают, а следовательно уменьшается населён ность возбуждённых вращательных уровней. Это приводит к тому, что внут ри облака населенными оказываются практически только основные уровни.

Фактически, населённости основных уровней отражают физические условия внутри облака, а возбуждённых уровней - во внешней его части. В оболочке скорости фотовозбуждения H2 выше, поэтому выше и скорость фотодиссо циации H2. В случае баланса фотодиссоциация H2 уравновешена образова нием H2 на пыли, при этом освобождается дополнительная энергия около 1 2 эВ. Также к нагреву среды, при высокой скорости фотовозбуждения H2, может приводить столкновительная релаксация в процессе колебательно вращательного каскада в основном электронном состоянии H2. Поэтому в тех областях, где фотодиссоциация H2 идет активно, среда может разогреваться и иметь более широкое распределение молекул по скоростям. Такие обла сти называются фотодиссоционными [21]. Наличие фотодиссоционной обла сти учтено посредством феноменологической зависимости доплеровского па раметра от глубины проникновения излучения в облако. Показано, что нали чие фотодиссоционных областей хорошо объясняет наблюдательные данные по эффекту уширения.

Основные результаты главы 4 обобщены в параграфе 4.5.

Глава 5 посвящена предложена и рассчитана диссертантом модели хими ческой эволюции облака HD/H2, которая представлена в работах [A4,А7].

Параграф 5.1 является введением, в нём дан краткий обзор современных моделей межзвёздных облаков и представлена мотивация расчёта химиче ской эволюции облака HD/H2. В главе 2 относительная распространённость молекул HD и H2 в предельном случае полной молекуляризации использова лась для оценки отношения распространённости изотопов D/H. Однако та кой подход может быть не вполне обоснованным. Во-первых, молекула HD в большей степени, чем H2, подвержена фотодиссоциации ультрафиолетовым излучением. Во-вторых, посредством химического фракционирования дейте рий эффективно может уходить в более сложные молекулы или оседать на пыли. В-третьих, облака HD/H2 могут не находиться в химическом равнове сии.

В параграфе 5.2 перечислены основные положения рассматриваемой мо дели. Рассмотрено облако с однородной концентрацией и температурой. Счи тается, что облако состоит из из H, He, D, их ионов, электронов и рассмат риваются только простые молекулярные компоненты в облаке: H2, HD, HD+, H+, H+, H2 D+, HeH+, HeD+ и др. Учтены важные процессы, определяющие 2 эволюцию и структуру облака - фотодиссоциация ультрафиолетовым излу чением, ионизация космическими лучами и образование молекул HD и H2 на пыли. Приведена нелинейная система уравнений для решения поставленной задачи.

Результаты расчётов представлены в параграфе 5.3. Перечислены вход ные параметры расчётов и диапазоны их типичных значений. В §5.3.1 по казаны общие результаты расчётов, которыми являются зависимости кон центраций компонент в среде от глубины проникновения УФ излучения в облако и от времени, прошедшего с начала образования облака. Типичные начальные условия задаются в виде однородного облака с низкой степенью молекуляризации. Наибольший интерес в данной модели представляет эво люция отношения распространённости молекул HD и H2 в процессе моле куляризации облака. Получено, что отношение N (HD)/2N (H2 ) может силь но изменяться в процессе эволюции облака. Характерный вид зависимости N (HD)/2N (H2 ) от времени показан на рис. 5. В статических моделях HD/H облаков [17] получено, что отношение N (HD)/2N (H2 ) должно быть не боль ше отношения распространённости изотопов D/H. Однако в случае динами ческой модели показано, что существует период в процессе молекуляриза ции облака, когда отношение HD/2H2 может быть существенно больше от ношения D/H. Этот период соответствует характерным динамическим вре менам облаков tdyn 107 лет. Это особенно важно для облаков с понижен ным, относительно среднегалактического, содержанием пыли, так как ско рость молекуляризации H2 падает при уменьшении содержания пыли. По ка H2 не полностью молекуляризован, существует эффективный дополни тельный канал образования молекулы HD – ионно-молекулярная реакция H2 + D+ HD + H+, которая может обеспечивать эксцесс N (HD)/2N (H2 ) D/H.

В §5.3.2 обсуждается влияние ос новных внешних параметров (ин- -3. тенсивность ультрафиолетового из лучения, ионизация космическими -3. лучами и содержание пыли) на log N(HD)/2N(H ) рассчитанную эволюцию отношения -4. N (HD)/2N (H2 ). Подпараграф 5.3. посвящён обсуждению применимо сти предложенной модели к наблю- -4. logN(H ) = дательным данным. Показано, что tot 21. рассчитанный эффект может объ- -5. яснять обсуждаемое в главе 2 раз личие между облаками HD/H2 на 2 3 4 5 6 больших красных смещениях и об- log(t, ) лаками Галактики, т.к. в облаках на больших красных смещениях наблю- Рис. 5. Отношения концентраций молекул HD дается пониженное содержание тя- и H2 в модели химической эволюции облака.

Жирными линиями показаны результаты рас жёлых элементов, и следовательно чёта для облаков с лучевыми концентрация пыли. В §5.3.4 получено аналитиче- ми log Ntot (H) = 21, 21.5 и 22. Пунктир ское приближение зависимости от- ной линией показан результат расчёта (для ношения N (HD)/2N (H2 ) от време- ации tot (H) = HD и H2отсутствии фотодиссоци 21.5) в log N молекул, что соответствует само ни, характерный вид которого пока- экранированной части облака. Штриховой лини зан на рис. 5. В условиях отсутствия ей показано полученное аналитическое прибли фона ультрафиолетового излучения, жение.

соответствующих внутренним само экранированным областям облака, показано, что отношение N (HD)/2N (H2 ) как функция времени может быть параметризовано величиной K D n3/2, где - интенсивность космических лучей;

D - содержание пыли, n - объёмная концентрация газа в облаке. Такое аналитическое приближение находится в хорошем согласии с численными расчётами эволюции молекулярного облака (рис 5).

Итоги главы 5 подведены в параграфе 5.5.

В заключении сформулированы основные результаты диссертации:

1. Выполнен анализ абсорбционных систем молекулярного водорода (H2 и HD) с красными смещениями zabs = 2.3377, zabs = 2.626 и zabs = 1.777 в спектрах квазаров Q 1232+082, Q 0812+3208 и Q 1331+170, соответствен но. В двух из них диссертантом (Q 0812+3208 и Q 1331+170) идентифи цированы абсорбционные линии молекулы HD. В абсорбционной системе zabs = 2.626 квазара Q 0812+3208 впервые в астрофизических наблюде ниях идентифицированы абсорбционные линии переходов, идущих с воз буждённого вращательного уровня J=1 молекулы HD. Определена объ ёмная концентрация в этой системе по измеренной населённости уровней J=0, J=1.

2. Оценено количество барионной материи во Вселенной по отношению рас пространённости изотопов D/H, полученному из относительной распро странённости молекул HD и H2. Совместный анализ двух абсорбционных систем HD/H2 (в квазарах Q 1232+082 и Q 0812+3208) позволил нам опре делить значение отношения изотопов D/H = (3.0 ± 0.2) 105 и соответ ствующую ему плотность барионной материи во Вселенной b = 0.0405 ± 0.0019, что в пределах ошибок согласуется со значением, полученным из анализа анизотропии реликтового излучения.

3. Исследовано неполное покрытие квазара Q 1232+082 абсорбционной си стемой c красным смещением zabs =2.3377. Нами показано, что области эмиссии квазара, связанные с аккреционным диском, оказываются полно стью покрытыми, в то время как области формирования широких эмис сионных линий оказываются покрытыми частично. Диссертантом опре делены факторы покрытия квазара в различных эмиссионных линиях различными компонентами абсорбционной системы. Определение физи ческих условий в абсорбционной системе позволило нам оценить новым независимым методом размер области формирования широких эмиссион ных линий квазара в линии C iv RC iv 0.18+0.08 пк.

0. 4. Исследован эффект уширения распределения по скоростям молекулярно го водорода в возбуждённых вращательных состояниях, наблюдаемый в межзвёздных облаках. Нами показано, что в случае направленного излу чения насыщение в линиях радиативной накачки приводит к уширению распределения молекул по скоростям, формируемого процессом радиа тивной накачки. Диссертантом выполнен расчёт переноса направленного излучения в резонансных линиях радиативной накачки молекулярного во дорода и оценен возникающий эффект уширения. Рассчитаны профили населённостей вращательных уровней в облаке, характерный вид кото рых указывает на то, что возбуждённые вращательные уровни населены преимущественно в оболочке облака, в то время как внутри облака на селёнными оказываются преимущественно основные уровни. Это объяс няет наблюдаемый в облаках молекулярного водорода эффект уширения дополнительным нагревом облака за счёт фотодиссоционной области в облаке молекулярного водорода, что было предложено диссертантом.

5. Выполнено предложенное и рассчитанное диссертантом моделирование химической эволюции молекулярного облака HD/H2. Показано, что в про цессе молекуляризации облака отношение концентраций молекул N (HD)/2N (H2 ) может иметь существенные вариации. Показано, что в отличие от статических моделей облаков, где отношение концентраций N (HD)/2N (H2 ) меньше или равно отношению распространённости изо топов D/H, существует промежуток времени, сравнимый с характерными динамическими временами жизни облаков, когда отношение N (HD)/2N (H2 ) может быть больше отношение D/H. Увеличение отношения HD/2H2 воз никает благодаря дополнительному каналу образования молекулы HD – ионно-молекулярной реакции в условиях неполной молекуляризации H2.

Получена аналитическая аппроксимация зависимости N (HD)/2N (H2 ) в процессе молекуляризации облака. Оценено влияние на химическую эво люцию облака HD/H2 изменения содержания пыли, фона ультрафиоле тового излучения и космических лучей в процессе космологической эво люции Вселенной.

СПИСОК РАБОТ ОПУБЛИКОВАННЫХ ПО ТЕМЕ ДИССЕРТАЦИИ A1 Балашев С.А., Варшалович Д.А., Иванчик А.В. Направленное излуче ние и фотодиссоционные области в облаках молекулярного водорода // Письма в Астрономический журнал. – 2009. – Т. 35. – С.171-188.

A2 Варшалович Д.А., Балашев С.А., Иванчик А.В., Петижан П. Первич ный нуклеосинтез дейтерия и содержания молекул HD/H2 в межзвездных облаках, существовавших 12 млрд. лет назад. // Успехи физических наук.

– 2010. – Т. 180. – С.415.

A3 Ivanchik A.V., Petitjean P., Balashev S.A., Srianand R., Varshalovich D.A., Ledoux C. and Noterdaeme P. HD molecules at high redshift: the absorption system at z=2.3377 toward Q1232+082 // Monthly Notices of Royal Astronomical Society. – 2010. – Vol. 404. – P.1583.

A4 Балашев С.А., Иванчик А.В., Варшалович Д.А. Молекулярные облака HD/H2 в ранней Вселенной. Проблема первичного дейтерия. // Письма в Астрономический журнал. – 2010. – Т. 36. – С.803-815.

A5 Балашев С.А., Варшалович Д.А., Иванчик А.В. Особенности переноса излучения в облаках молекулярного водорода // Астрофизика высоких энергий сегодня и завтра 2008. Программа и тезисы – Москва, ИКИ РАН, 2008 – С.2-3.

A6 Балашев С.А., Варшалович Д.А., Иванчик А.В. Фактор покрытия ква зара Q1232+082 абсорбционной системой с красным смещением z=2. // Астрофизика высоких энергий сегодня и завтра 2009. Программа и тезисы – Москва, ИКИ РАН, 2009 – С.6.

A7 Балашев С.А., Варшалович Д.А., Иванчик А.В. Молекулярные HD/H облака на большом красном смещении // Всероссийская Астрономиче ская конференция 2010. Программа и тезисы – Нижний Архыз, САО РАН, 2010 – С.112.

A8 Варшалович Д.А., Иванчик А.В., Балашев С.А. Отношение изотопов D/H в эпоху прецизионной космологии // Прецизионная физика и фунда ментальные физические константы 2010. Программа и тезисы – Санкт Петербург, ФТИ им А.Ф. Иоффе РАН, 2010 – С.23.

A9 Иванчик А.В., Варшалович Д.А., Балашев С.А., Клименко В.В., Тагиров Р.В. Абсорбционные спектры квазаров - пространственно-временные фо тографии Вселенной // Астрофизика высоких энергий сегодня и завтра 2010. Программа и тезисы – Москва, ИКИ РАН, 2010 – С.22.

ЛИТЕРАТУРА, ЦИТИРУЕМАЯ В АВТОРЕФЕРАТЕ [1] Wolfe A. M., Gawiser E., Prochaska J. X. Damped Ly Systems // ARAA. — 2005. — Vol. 43. — Pp. 861– 918.

[2] Molecular hydrogen in high-redshift damped Lyman- systems: the VLT/UVES database / P. Noterdaeme, C. Ledoux, P. Petitjean, R. Srianand // Astron. & Astrophys. — 2008. — Vol. 481. — Pp. 327–336.

[3] A new comprehensive set of elemental abundances in DLAs. II. Data analysis and chemical variation studies / M. Dessauges-Zavadsky, J. X. Prochaska, S. D’Odorico et al. // AAP. — 2006. — Vol. 445. — Pp. 93–113.

[4] Excitation mechanisms in newly discovered H_2-bearing damped Lyman- clouds: systems with low molecular fractions / P. Noterdaeme, C. Ledoux, P. Petitjean et al. // Astron. & Astrophys. — 2007. — Vol.

474. — Pp. 393–407.

[5] HD molecules at high redshift: the absorption system at z = 2.3377 towards Q 1232+082 / A. V. Ivanchik, P. Petitjean, S. A. Balashev et al. // Mon. Not. of Royal Astron. Soc. — 2010. — Vol. 404. — Pp. 1583–1590.

[6] The evolution of the cosmic microwave background temperature. Measurements of TCMB at high redshift from carbon monoxide excitation / P. Noterdaeme, P. Petitjean, R. Srianand et al. // Astron. & Astrophys. — 2011. — Vol. 526. — Pp. L7+.

[7] The formation of the rst stars and galaxies / V. Bromm, N. Yoshida, L. Hernquist, C. F. McKee // Nature. — 2009. — Vol. 459. — Pp. 49–54.

[8] Abel T., Bryan G. L., Norman M. L. The Formation of the First Star in the Universe // Science. — 2002. — Vol. 295. — Pp. 93–98.

[9] Performance of UVES, the echelle spectrograph for the ESO VLT and highlights of the rst observations of stars and quasars / S. D’Odorico, S. Cristiani, H. Dekker et al. // Society of Photo-Optical Instrumentation Engineers (SPIE) Conference Series / Ed. by J. Bergeron. — Vol. 4005 of Presented at the Society of Photo Optical Instrumentation Engineers (SPIE) Conference. — 2000. — Pp. 121–130.

[10] HIRES: the high-resolution echelle spectrometer on the Keck 10-m Telescope / S. S. Vogt, S. L. Allen, B. C. Bigelow et al. // Society of Photo-Optical Instrumentation Engineers (SPIE) Conference Series / Ed.

by D. L. Crawford & E. R. Craine. — Vol. 2198 of Presented at the Society of Photo-Optical Instrumentation Engineers (SPIE) Conference. — 1994. — Pp. 362–+.

[11] Fourier-transform spectroscopy of HD in the vacuum ultraviolet at = 87-112 nm / T. I. Ivanov, G. D. Dickenson, M. Roudjane et al. // Molecular Physics. — 2010. — Vol. 108. — Pp. 771–786.

[12] Cosmological Concordance or Chemical Coincidence? Deuterated Molecular Hydrogen Abundances at High Redshift / J. Tumlinson, A. L. Malec, R. F. Carswell et al. // Astrophys. Journal Letters. — 2010. — Vol.

718. — Pp. L156–L160.

[13] The Space Telescope Imaging Spectrograph Design / B. E. Woodgate, R. A. Kimble, C. W. Bowers et al. // PASP. — 1998. — Vol. 110. — Pp. 1183–1204.

[14] HD Molecular Lines in an Absorption System at Redshift z=2.3377 / D. A. Varshalovich, A. V. Ivanchik, P. Petitjean et al. // Astronomy Letters. — 2001. — Vol. 27. — Pp. 683–685.

[15] A New FUSE Survey of Interstellar HD / T. P. Snow, T. L. Ross, J. D. Destree et al. // Astrophys.

Journal. — 2008. — Vol. 688. — Pp. 1124–1136.

[16] What Is the Total Deuterium Abundance in the Local Galactic Disk? / J. L. Linsky, B. T. Draine, H. W. Moos et al. // Astrophys. Journal. — 2006. — Vol. 647. — Pp. 1106–1124.

[17] Le Petit F., Roue E., Le Bourlot J. D/HD transition in Photon Dominated Regions (PDR) // Astron. & Astrophys. — 2002. — Vol. 390. — Pp. 369–381.

[18] Seven-year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Cosmological Interpretation / E. Komatsu, K. M. Smith, J. Dunkley et al. // Astrophys. Journal Suppl. Ser. — 2011. — Vol. 192. — Pp. 18–+.

[19] Composite Quasar Spectra from the Sloan Digital Sky Survey / D. E. Vanden Berk, G. T. Richards, A. Bauer et al. // Astron. Journal. — 2001. — Vol. 122. — Pp. 549–564.

[20] Velocity Dispersion of the High Rotational Levels of H2 / S. Lacour, V. Ziskin, G. Hbrard et al. // e Astrophys. Journal. — 2005. — Vol. 627. — Pp. 251–262.

[21] Hollenbach D. J., Tielens A. G. G. M. Photodissociation regions in the interstellar medium of galaxies // Reviews of Modern Physics. — 1999. — Vol. 71. — Pp. 173–230.