Спектроскопия квазаров и космология исследования физических условий и химического состава вещества, существовавших на ранних стадиях эволюции вселенной (

Физико-технический институт им. А.Ф. Иоффе

На правах 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

Санкт-Петербург 2012

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 (САО 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 “ ” апреля 2012 г.

Ученый секретарь диссертационного совета:

кандидат физико-математических наук А. М. Красильщиков Общая характеристика диссертации Актуальность работы Диссертационная работа посвящена вопросам, находящим ся на стыке современной космологии и физики элементарных частиц, чем и обуслов лена ее актуальность. Исследование различных стадий эволюции Вселенной возмож но путем сравнения наблюдательных данных и результатов моделирования характер ных процессов, протекавших в исследуемую космологическую эпоху. Так, сравнение распространенности химических элементов во Вселенной ( He, D, Li) с предсказа ниями теории первичного нуклеосинтеза позволяет получить представления о самых ранних минутах рождения Вселенной.

Один из методов изучения ранних этапов эволюции Вселенной основан на анали зе абсорбционных спектров квазаров – самых мощных из известных на сегодняшний день квазистационарных источников энерговыделения во Вселенной. Абсорбционные спектры 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 химиче ском составе межзвездной и межгалактической среды в разные космологические эпо хи. Набор космологических задач, решаемых с помощью анализа спектров квазаров, очень широк – это и исследование крупномасштабной структуры Вселенной, и изу чение физических свойств межзвездного и межгалактического вещества, и проблема эволюции химического состава вещества и многие другие.

В последнее время одними из интереснейших объектов исследования стали моле кулярные облака, находящиеся на больших красных смещениях. Относи тельная заселенность энергетических уровней атомов, ионов и молекул этих облаков чрезвычайно чувствительна к физическим условиям окружающей среды (объемная плотность, кинетическая температура, интенсивность и спектр радиационного фона и др.). Спектральный анализ абсорбционных систем, содержащих молекулы H и HD, атомы и ионы других элементов (C I, O I, Si II, Fe II и др.), позволяет получать уникальную информацию о свойствах межзвездной среды. Наблюдения таких си стем стали возможными благодаря введению в строй крупных наземных оптических телескопов (Keck, VLT, и др.), а также орбитальных обсерваторий (HST и др.) на ко торых достигаются рекордные для столь слабых объектов (зв. величина ) спектральное разрешение R и отношение сигнала к шуму S/N.

Наступающая эпоха прецизионной космологии нуждается в определении различ ных 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.

Исследование физических условий и химического состава вещества в облаках молекулярного водорода H, существовавших 10–12 млрд. лет назад и находив шихся на космологических расстояниях.

Определение распространенности молекул HD и H в абсорбционных системах молекулярного водорода, с целью оценки относительной плотности барионной материи во Вселенной,.

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

Научная новизна работы Впервые идентифицированы линии молекул HD в оптических спектрах квазаров с большими красными смещениями. Они соответствуют абсорбционным системам молекулярного водорода, существовавшим 10–12 млрд. лет назад. Являясь наряду с молекулами H ключевыми хладагентами межзвездной и межгалактиче ской среды в ранней Вселенной, молекулы HD 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 HD, идущих с возбужденного вращательного уровня.

По видимому, единственный случай отождествления абсорбционной линии молекулы HD, идущей с, в нашей Галактике представлен в работе [41]. Относительная населенность вращательных уровней молекулы HD позволяет оценить новым неза висимым способом объемную концентрацию в межзвездном облаке.

Предложен независимый способ определения одного из ключевых космологиче ских параметров – относительного содержания барионной материи во Вселенной – на основе оценки распространенности первичного дейтерия, получаемой из отно шения лучевых концентраций молекул HD/H.

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

Основные положения, выносимые на защиту 1. Детальные исследования абсорбционных систем, содержащихся в спектрах высо кого разрешения квазаров Q 0347-382, Q 0405-443, Q 1232+082, Q 1439+112, Q 0812+320, Q 1331+170.

(a) Обнаружение четырех абсорбционных систем с большими красными смещения ми, содержащих линии молекул HD. Определение лучевых концентраций молекул HD и H в этих системах.

(б) Обнаружение остаточного потока излучения в центре насыщенных абсорбци онных линий молекулярного водорода H. Интерпретация данного эффекта в рам ках 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 ма терии во Вселенной с использованием оригинальной численной модели первич ного нуклеосинтеза и оценки распространенности первичного дейтерия, получае мой из отношения лучевых концентраций молекул HD/H, наблюдаемых в облаках межзвездной среды, существовавших 10–12 млрд. лет назад.

3. Оценка скорости возможного изменения отношения масс протона и электрона по средством анализа электронно-колебательно-вращательных абсорбционных линий H и HD в спектрах квазаров Q 0347-382, Q 0405-443, Q 1439+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 и детального понимания процессов, протекавших на ранних стадиях эволюции Вселенной.

2. Предложенный независимый способ определения барионной плотности Вселен ной и оценка этой же величины из анализа анизотропии реликтового излуче ния потенциально (при дальнейшем увеличении точности) могут служить мощ ным инструментом в исследовании возможной физики за пределами Стандартной Модели (наличие дополнительных релятивистских степеней свободы, стерильные нейтрино, распады долгоживущих суперсимметричных частиц или их аннигиля ция, изменение барион-фотонного отношения и др., [2, 7, 9]).

3. В результате прецизионных измерений длин волн абсорбционных линий H в спек трах квазаров и их анализа было показано, что точность астрофизических изме рений относительного положения длин волн H становится сравнимой с точностью лабораторных длин волн, существовавшего на тот момент атласа лаймановских и вернеровских полос молекулярного водорода [5]. Поэтому, для дальнейшего про движения в решении задач, связанных с прецизионным измерением положений линий H, необходимы новые более точные лабораторные измерения длин волн молекулярного водорода. Осознание этого факта стимулировало развитие преци зионной лазерной спектроскопии ультрафиолетового диапазона, в результате чего точность определения лабораторных длин волн H возросла на порядок [33].

4. Показана необходимость учета эффекта неполного покрытия при построении син тетического спектра абсорбционной системы H. Поскольку эффект проявляется как дополнительный поток в центре насыщенных абсорбционных линий H на уровне 4–10%, то такие линии легко могут быть восприняты (что и происходи ло ранее), как несколько перекрывающихся ненасыщенных линий H, что в свою очередь приводит к совершенно другой модели абсорбционной системы, в част ности, лучевые концентрации H без учета эффекта неполного покрытия могут отличаться на три порядка.

5. При определении космологических параметров из анализа анизотропии реликто вого излучения по данным, полученным на спутнике WMAP в процессе семилетних наблюдений [16], использовался численный код расчета первичной рекомбинации водородно-гелиевой плазмы RECFAST 1.5 [36], в котором был принят во внимание рассмотренный эффект – влияние нейтральной фракции водорода H I на первич ную рекомбинацию гелия He II He I [A18, A20].

6. Полученные оценки на скорость возможного космологического изменения отно шения масс протона и электрона 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 2011 г. и из ложены в 33 статьях, список которых приведен в конце автореферата. Результа ты работы неоднократно докладывались на семинарах сектора теоретической астро физики ФТИ им. А.Ф. Иоффе (С.-Петербург), С.-Петербургского государственного университета (СПбГУ), С.-Петербургского государственного политехнического уни верситета (СПбГПУ), на общегородских астрономических семинарах в Институте прикладной астрономии РАН (С.-Петербург), на семинарах Государственного астро номического института им. П.К. Штернберга МГУ (Москва), а также представлялись на отечественных и международных конференциях:

“III Всероссийское совещание “Прецизионная физика и фундаментальные физиче ские константы” (ФТИ им. А.Ф. Иоффе, С.-Петербург, 2010), “Всероссийская аст рономическая конференция ВАК-2010” (САО РАН, 2010), “International conference "UV Universe-2010". (St.-Petersburg, 2010), “Астрофизика высоких энергий сего дня и завтра (НЕА-2007,2009)” (ИКИ РАН, Москва, 2007, 2009), “7th International Workshop "Ultra Cold & Cold Neutrons. Physics & Sources".” (Санкт-Петербург, 2009), “Всероссийское совещание по прецизионной физике и фундаментальным физиче ским константам” (Объединенный институт ядерных исследований, Дубна, 2009), “XVI Symposium on High Resolution Molecular Spectroscopy” (Irkutsk State Technical University, Baikal, 2009), “Всероссийское совещание по квантовой метрологии и фун даментальным 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 по 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 наиме нований.

Основное содержание работы

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

Глава 1 посвящена описанию общих представлений об оптическом спектре кваза ра и механизмах его формирования, способах наблюдения и анализа спектров кваза ров. Детально описаны исследования молекулярных абсорбционных систем, наблю даемых в этих спектрах, определение физических условий и химического состава вещества межзвездных облаков, существовавших 10–12 млрд. лет назад и ассоции руемых с исследуемыми абсорбционными системами.

В п. 1.1 описано современное представление о квазарах как об активных ядрах да леких галактик, огромная энергетика которых обеспечивается аккрецией вещества родительской галактики на сверхмассивную черную дыру массой солнеч ных масс. Преобразование гравитационной энергии падающего вещества определя ет светимость квазара, которая может в раз превосходить светимость нашей Галактики и при этом квазары в 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 линей ных размеров самой галактики, в центре которой квазар находится.

Первоначально открытые как радиоисточники, сейчас квазары наблюдаются во всех диапазонах электромагнитного излучения от радио- до гамма-лучей. Однако до сих пор одним из наиболее информативных диапазонов наблюдений остается оптиче ский. Это связано с тем, что ультрафиолетовые переходы с основного на первые воз бужденные уровни атомов, ионов и молекул, формирующие спектральные детали на 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 при мера выбран наиболее исследованный в данной работе спектр квазара Q 1232 082.

На фоне практически плоского континуального спектра (проведенного пунктирной линией) видны мощные широкие эмиссионные линии, формирующиеся в самом ква заре, в окрестности сверхмассивной черной дыры. Ширины этих линий могут дости гать сотен ангстрем, что соответствует скоростям вплоть до 10 000 км/c. Центральная эмиссионная линия водорода Ly, по которой определяется красное смещение ква зара, делит его спектр на две части – “синюю”, находящуюся левее линии Ly с меньшими длинами волн, и “красную”, правее и с большими длинами волн.

CI OI Si II Fe II.

S II Ly NI.

, H NV HD C IV Si IV + O IV CIII+NIII Ly + O VI () 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. Поло жения абсорбционных линий различных атомов и ионов, а также молекул H и HD, принадлежащих исследуемой абсорбционной системе, показаны вертикальными штрихами.

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

Наблюдения квазара Q 1232 082 проводились в рамках заявки “Measure of the HD/H molecular ratio at high redshift” на 8.2-метровом телескопе VLT/UVES (2003 г., период 69.A-0061(A), 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, ” 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 H и HD в нашей Галактике. Упомянуты внеатмосферные наблюдения на спутнике “Коперник” (НАСА, США 1972 г.) и современные наблюдения специальной космической миссией FUSE (Far Ultraviolet Spectroscopic Explorer, 1999-2007 г.), одной из основных целей которой являлось исследование распространенности дейтерия.

В п. 1.3 представлен краткий исторический обзор наблюдений молекул H и HD во внегалактических объектах. Так, в 1985 г. Левшаков и Варшалович [18], проана лизировав спектр квазара PKS 0528-250, обнаружили в нем абсорбционную систему H с красным смещением. Следующая (вторая) абсорбционная система Hс 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 иденти фикации 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 (за мена фотопластин на ПЗС(CCD)-матрицы).

Впервые линии молекул дейтерированного водорода HD на больших красных сме щениях z=2.33771 были идентифицированы в спектре квазара Q 1232 082 [A5]. После дополнительных измерений спектра этого квазара на 8.2-метровом телескопе VLT, нами было определено относительное содержание молекул HD в обнаруженном об лаке. Отношение лучевых концентраций молекул оказалось равным [A29]. Полученное значение существенно превосходит аналогичные значения в нашей Галактике [17, 29]. К настоящему времени линии HD обнаружены уже в шести из 20 известных абсорбционных систем молекулярного водорода (см., например, [A31]).

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

В п. 1.5 представлен детальный анализ абсорбционной системы H с красным сме щением, которая была идентифицирована Ге и Бехтольдом в 1999 г. в спектре квазара Q 1232 082, полученном с использованием орбитальной обсервато рии 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 де тальный анализ спектра этого квазара, в результате которого были получены оценки относительной распространенности молекул HD в ранней Вселенной [A29]. Также но L1-0 R L1-0 R L1-0 R L1-0 P 10 %, obs Рис. 2: Участок спектра квазара Q 1232 082 с абсорбционными линиями L 1- лаймановской полосы молекулярного водорода с красным смещением. Сильно насыщенные линии H имеют ненулевой поток в центрах ли ний, в то время как несколько расположенных рядом насыщенных линий Ly доходят до нуля. Это свидетельствует о неполном покрытии области формиро вания излучения квазара абсорбционным облаком молекулярного водорода.

вый анализ выявил некоторые интересные особенности исследуемой абсорбционной системы. Первая состоит в том, что часть излучения от квазара прохо дит мимо поглощающего облака, и это приводит к тому, что даже сильно насыщенные линии, с проявляющимся фойтовским профилем, имеют не равную нулю интенсив ность в центре (см. Рис. 2). Детальный анализ ионизационной структуры облака также выявил дополнительные аргументы в пользу гипотезы неполного покрытия [A33]. Вторая особенность состоит в том, что линии, соответствующие возбужденным вращательным уровням H существенно уширены по сравнению с линиями основных уровней H, а также в сравнении с линиями HD и C I [A24]. 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. 1.6 представлен детальный, независимый анализ абсорбционной системы мо лекулярного водорода в спектре квазара Q 0812 320, ранее обнаруженной в рабо те [13]. Спектр квазара Q 0812 032 был получен на 10-метровом Keck I телескопе с использованием эшелле-спектрометра HIRES [35]. Нами была выполнена редук ция и сложение этих экспозиций при помощи специально разработанного Бэрлоу (T. Barlow) для спектрометра Keck/HIRES пакета программ MAKEE.

Линии молекулярного водорода в этой системе показывают наличие двух подси стем с красными смещениями и, соответствующим относительному сдвигу км/с. Также в этой системе были отождествлены линии молекулы HD и, в отличии от работы [32] где авторы идентифицировали только линий HD, соответствующих переходу с основного состояния ( ), нам удалось обнаружить 9 линий HD ( ). Более того, впервые для внегалактического объекта удалось идентифицировать линии, соответствующие первому возбужденному враща тельному уровню ( ), что позволило оценить независимым способом объемную плотность в этом межзвездном облаке [A31].

В п. 1.7 представлен детальный анализ спектра квазара Q 1331 170, измеренного, который практически не пропускает атмо в диапазоне длин волн A сфера. 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, попадающие в указанный ультрафиолетовый диапазон длин волн [8]. Общее суммарное время экспозиций составило 14.5 часов, что позволило получить отношение сигнала к шум при разрешении. В резуль тате детального анализа спектра квазара были идентифицированы линии HD в этой абсорбционной системе.

В п. 1.8 описывается новый метод определения локальной степени молекуляри зации исследуемых облаков межзвездного газа. На практике нужно четко разде лять интегральную и локальную степень молекуляризации облака. Для водорода они определяются соответственно (1) где N, n – лучевая и объемные концентрации, соответственно. До сих пор в литерату ре указывается именно интегральная степень молекуляризации облаков. Однако для понимания физических процессов протекающих в облаке важна именно локаль ная степень молекуляризации, характеризующая как количество частиц, так и их состав. И если является величиной наблюдаемой, то значение оценить не так и просто. Обнаружение систем, содержащих молекулы HD с заселенными уровнями и, а также наличие в них нейтрального углерода C I, позволяет по отно сительным заселенностям этих элементов определять как объемную концентрацию газа, так и его степень молекуляризации. В двух исследуемых нами облаках, где бы ли обнаружены переходы в линиях HD с, оцененная степень молекуляризации облаков оказалась близка к 1.

В п. 1.9 представлено развитие метода определения температуры реликтового из лучения в ранние космологические эпохи. Метод основан на определении относительной заселенности уровней тонкого расщепления нейтрального углерода C I, линии которого наблюдаются в молекулярных облаках, находящихся на больших красных смещениях. Обнаруженные нами системы, в которых одновременно наблю даются линии молекулы HD с заселенными уровнями и, позволяют, по тенциально, более точно определять, поскольку появился дополнительный источник информации о локальной объемной плотности газа в облаке. Полученные оценки согласуются со стандартной зависимостью изменения температуры реликта:

.

Глава 2 посвящена проблеме первичного дейтерия. Определение относительной рас пространенности первичного дейтерия необходимо для оценки одного из ключевых параметров космологии – барионной плотности Вселенной. По современным пред ставлениям барионная плотность не превышает 5% от всего вещества заполняющего Вселенную.

Актуальность этой проблемы значимо возрастает в современную эпоху преци зионной космологии. С одной стороны, детально разработанная теория первичного нуклеосинтеза и наблюдения распространенности легких элементов (D, He, Li) при водят к оценке на уровне [26], с другой стороны, имеется независимая оценка, получаемая из анализа анизотропии реликтового излучения, – [16]. Тот факт, что эти оценки прекрасно согласуются в пределах ошибок, хотя и от носятся 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 ста дией эволюции Вселенной, для которой возможно сравнение теоретических пред сказаний с наблюдениями. Относительное содержание образовавшихся в процессе первичного нуклеосинтеза реликтовых ядер можно рассчитать, поскольку скорости = / T, B B CR 100 10 0,01 0,1 1 H H p n CMBR He He lg(n /n ) B x D D He He T Be Li Li n A Li Li t, Рис. 3: Результаты расчета модели первичного нуклеосинтеза с использовани ем оригинальной численной модели, представленной в работах [3] и [A4]. Слева представлена зависимость распространенности легких элементов как функции времени, отсчитываемого от момента Большого Взрыва. Справа приведены со держания легких элементов в конце процессов первичного нуклеосинтеза как функция отношения концентраций барионов и фотонов (или – верх няя шкала). Вертикальной полосой и прямоугольниками показаны результаты оценок, получаемых из анализа анизотропии реликтового излучения и изме рения распространенности изотопов.

всех соответствующих реакций хорошо известны. Единственным свободным парамет ром расчета является относительная концентрация барионов. Этот параметр можно определить путем сравнения результатов расчета с данными астрономических на блюдений 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 D/H определя ли только по атомным линиям H I и D I в спектрах поглощения квазаров. Однако такие измерения наталкиваются на ряд трудностей. Оптические спектры D I и H I 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 HD/H в спектрах квазаров.

Квазар N(H ) N(HD) N(HD)/2N(H ) Ссылка Q 1232 082 2.33771 19.68 0.09 15.53 [A29] Q 0812 320 2.62644 19.93 0.04 15.70 [A31] 2.62638 18.82 0.37 12.98 0. Q 1331 170 1.77637 19.43 0.10 14.83 0.15 [A31] 1.77670 19.39 0.11 14.61 0. Q 1439 113 2.41837 19.68 0.10 14.87 0.03 [A22] J 1237 064 2.68956 19.21 0.13 14.48 0.05 [23] J 2123 005 2.05933 17.64 0.15 13.84 0.20 [20] Абсорбционные системы, в обнаружении которых диссертант является соавтором.

Результаты анализа спектра данного квазара неоднозначны.

центрация H I мала, то линии D I вообще не видны. Если же лучевая концентрация водорода слишком велика, то линии H I насыщены, уширены и наплывают на ли нии D I (блендируют их). Более того, линии, идентифицированные как линии D I, в принципе могут быть порождены небольшим облаком H I, двигающимся относитель но исследуемого облака со скоростью км/с, тем более, что на луче зрения дей ствительно находится большое количество таких облаков, двигающихся с разными скоростями (так называемый “Ly- лес”). Возможно, этими причинами объясняется существенный разброс полученных таким методом значений [26]. Более того, одни из первых оценок D/H давали значение, на порядок превышающее современные оцен ки этой величины [27, 37], что лишний раз подчеркивает сложности, с которыми сталкивается упомянутый метод.

Таких трудностей с идентификацией линий не возникают, если измерять относи тельное содержание не атомов DI и HI, а молекул HD и H, поскольку их спектры существенно различаются, а большинство узких абсорбционных линий не перекры ваются.

В п. 2.4 представлены обнаруженные к настоящему моменту системы HD/H (см.

Таблицу 1). К настоящему моменту обнаружено 6 абсорбционных систем, содержа щих молекулы HD. Только в двух из них (отмеченных жирным шрифтом, Таблица 1) измеренная лучевая концентрация превосходит значение LogN(HD)15, что может означать полную самоэкронировку этих систем и, как следствие, полную молекуля ризацию водорода в них, что приводит к установлению универсального соотношения HD/2H HD/2H D/H J0812+3208A D/H Q1232+ J0812+3208A Self-Shielding log N(HD) J1439+1117 Q1331+170A Q1331+170B J1237+ J2123- J2123- J0812+3208B log 2N(H ) Рис. 4: Данные измерений лучевых концентраций молекул HD и H. Измерения HD и H в спектрах квазаров показаны кружками. Наклонными прямыми пока заны лучевые концентрации, соответствующие средним значениям отношений D/H и HD/2H, для галактических [17, 29] и внегалактических систем [26, 19].

Квадратиками приведены измерения HD и H для нашей Галактики [17, 29]. Го ризонтальной пунктирной прямой отмечен уровень лучевой концентрации HD, превышение которой приводит к самоэкранировке молекул и увеличению сте пени молекуляризации газа. Две системы HD находятся выше этого уровня и могут быть использованы для оценок первичной распространенности дейтерия.

D/H=HD/2H и возможности оценки первичной распространенности дейтерия.

На Рис. 4 показаны лучевые концентрации HD, H, измеренные в межзвездных об лаках нашей Галактики и абсорбционных системах квазаров. Наклонными прямыми показаны лучевые концентрации, соответствующие средним значениям отношений D/H и HD/2H, для галактических [17, 29] и внегалактических систем [26, 19]. В нашей Галактике отношение D/H, измеряемое по лучевым концентрациям атомар ных линий D I и H I [19], систематически меньше среднего значения, полученного из анализа спектров квазаров [26]. В принципе, это может быть объяснено выгоранием дейтерия в звездах. Также видно, что между величинами D/H и HD/2H, измеряе мыми в нашей Галактике, имеется существенное различие. Это может быть связано с тем, что в отличие от H, молекулы HD не всегда экранированы от ультрафио летового излучения, и поэтому дейтерий в меньшей степени молекуляризован. Еще одним объяснением недостатка молекулярной фракции HD может являться сложная химия молекулярных облаков, где дейтерий может эффективно входить в другие, более сложные молекулы, H O, NH, HCN, полиароматические углеводороды и др.

Особенности учета химии молекулярных облаков обсуждаются в п. 2.4.

В заключение этой главы отмечается, что анализ изученных молекулярных си стем позволяет говорить об обнаружении космологического эволюционного эффекта – увеличения относительного содержания HD/H в эпохи около млрд. лет назад, по сравнению с величинами, измеряемыми в нашей Галактике в современную эпоху.

На основе независимого метода получена оценка барионной плотности Вселенной [A31], которая согласуется с оценкой, полученной по результатам анализа анизотропии реликтового излучения CMBR [16].

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 мате рии 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 об ластях кажется фактом довольно очевидным. Более того, иногда это утверждение формулируется как принцип. Однако “странность” фундаментальных констант со стоит в том, что они входят в известные законы природы без всякого объяснения их численных значений, и это было предметом раздумий многих выдающихся уче ных, таких как Эддингтон, Зоммерфельд, Борн и др. (см. исторический обзор [4]).

По-видимому, первыми, кто высказал идею возможного изменения фундаменталь ных физических констант в процессе эволюции Вселенной были Милн (1935 г.) [22] и Дирак (1937 г.) [10]. В п. 3.1 представлена история развития проблемы непосто янства 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 фун даментальных физических констант, которое можно охарактеризовать следующими положениями: (i) эффективные константы связи, характеризующие силы взаимо действий, меняются с энергией взаимодействия, (ii) константы могут меняться со временем в процессе космологической эволюции, (iii) значения констант могут не совпадать в разных пространственных областях.

Параграф 3.3 посвящен описанию экспериментальных и наблюдательных мето дов, используемых для исследования проблемы пространственно-временного откло нения фундаментальных констант, которые подразделяются на:

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

Параграф 3.4 посвящен определению верхнего предела на возможное космологи ческое изменение отношения масс протона и электрона. Подробно раз бирается метод определения возможного космологического отклонения, 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, соответству ющие электронному, колебательному и вращательному возбуждению молекулы H имеют существенно разные зависимости от приведенной массы молекулы. Поэтому сравнение длин волн различных электронно-колебательно-вращательных молекуляр ных линий, наблюдаемых в спектрах квазаров, с соответствующими лабораторными значениями, позволяет обнаружить изменение величины.

Количественный анализ такого рода вариаций можно провести, если для каж дой из измеряемых линий известны величины – коэффициенты чувствительности - 4.0x · - 2.0x i 0. - -2.0x Ki Рис. 5: Результат корреляционного анализа. По вертикальной оси отложены относительные отклонения приведенных красных смещений, полученных из анализа i-ой линии, по горизонтальной оси отложены соответствующие им ко эффициенты чувствительности. Сплошная прямая - наилучший линейный фит.

длины волны по отношению к изменению величины. Формальное определение можно записать в следующей форме:

(2) Таким образом, если значение величины в раннюю космологическую эпоху, ко гда формировался спектр поглощения квазара, отличалось от современного, то длина волны, наблюдаемая в этом спектре, была бы сдвинута в соответствии со следую щим выражением:

(3) Здесь, – лабораторная длина волны -го перехода. При этом красное смещение абсорбционной системы приводит к одинаковому сдвигу всех линий, в то время как сдвиг, связанный с отклонением, – индивидуален и пропорционален коэффициенту чувствительности конкретной линии.

Таким образом, для определения возможного космологического отклонения необходимо иметь: (i) спектры квазаров, с абсорбционными системами H, (ii) лабо раторные значения длин волн, (iii) коэффициенты чувствительности.

Нами были проанализированы две абсорбционные системы с и в спектрах квазаров Q 0405-443 и Q 0347-382, соответственно. Общее число отождествленных и принятых для анализа линий составило 82. Были изме рены красные смещения всех этих линий. На Рис. 5 представлены их приведенные значения в соответствии с формулой (4) В результате выполненного корреляционного анализа была получена оценка на воз можное космологическое изменение отношения масс протона и электрона [A14, A16]:

(5) Полученная в 2005-2006 гг. оценка до сих пор остается актуальной, несмотря на восемь, выполненных позднее (2008-2011 гг.), независимых оценок. На рис. 6 представ- лен современный статус проблемы возможного космоло- гического изменения отношения масс протона и электро- на. Приведены результаты работ, в которых анализиро- вались системы молекулярного водорода, наблюдаемые в спектрах квазаров с большими красными смещениями. Красной звездочкой показан результат получен- ный в 2005-2006 гг. [A14, A16]. Черные квадратики показы- вают результаты независимых групп [14, 31, 39, 40] двух квазаров Q 0405-443 и Q 0347-382, использовавшихся в на ших работах. Голубые кружочки показывают оценки, вы -4 -2 0 2 полненные по спектрам других квазаров [6, 14, 15, 20, 38].

- (10 ) Серая вертикальная полоса показывает 2 -уровень пере Рис. 6: Современный крытия результатов. 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 фунда ментальных 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, наблюдав шихся в спектрах высокого разрешения квазаров Q 0347-382, Q 0405-443, Q 1232+082, Q 1439+112, Q 0812+320, Q 1331+170.

Впервые обнаружен и детально исследован эффект неполного покрытия ква зара Q 1232+082 ( ) космологически удаленным от квазара абсорб ционным облаком ( ). Эффект проявляется в наличии остаточного потока излучения в абсорбционном спектре объекта. Показано, что неучет это го эффекта приводит к существенно заниженной оценке лучевой концентрации молекул H в межзвездном облаке и построению неадекватной физической мо дели абсорбционной системы.

2. Впервые отождествлены линии молекул HD в межзвездных облаках, находя щихся на космологических расстояниях (, Q 1232+082 ). На се годняшний день диссертант является соавтором открытия четырех из шести идентифицированных систем HD/H. Анализ известных систем позволяет гово рить об обнаружении космологического эволюционного эффекта – увеличения относительного содержания HD/H в эпохи около млрд. лет назад, по срав нению с величинами, измеряемыми в нашей Галактике в современную эпоху.

3. Предложен независимый метод оценки относительного содержания первичного дейтерия D/H, на основе оценки относительной распространенности молекул HD/H в облаках, существовавших на ранних стадиях эволюции Вселенной. На основе этого метода получена независимая оценка барионной плотности Все ленной, которая согласуется с оценкой, полученной по ре зультатам анализа анизотропии реликтового излучения CMBR.

4. Получена оценка возможного космологического изменения отношения масс протона и электрона для эпох, соответствующих :

.

Полученная в 2005-2006 гг. оценка до сих пор остается актуальной, несмотря на восемь, выполненных позднее (2008-2011 гг.), независимых оценок.

Публикации по теме диссертации A1. 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, c. 1-5, A2. 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, A3. A.V. Orlov, A.V. Ivanchik, D.A. Varshalovich “Primordial Nucleosynthesis:

Eects of possible variations of fundamental physical constants”.

Astron. & Astrophys. Transactions, v. 19 (3-4), p. 375-384, 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, A5. 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, A6. D.A. Varshalovich, A.Y. Potekhin, A.V. Ivanchik “Problems of cosmological variability of fundamental physical constants”.

Physica Scripta, v. T95, p. 76-80, A7. D. Varshalovich, A. Potekhin, A. Ivamchik “Puzzle of the constansy of fundamental constants”.

Comments on Modern Physics 2(5), D223-D232, 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, A9. A. Ivanchik, P. Petitjean, E. Rodriguez, D. Varshalovich “Does the proton-to-electron mass ratio vary in the course of cosmological evolution?” Astrophysics and Space Science, v. 283, pp. 583-588, 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, A11. 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 Scientic, v. 1, pp. 486-491, 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, 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.1-2(41-42), pp. 161-165, 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.1, pp. 45-52, A15. В.В. Мешков, А.В. Столяров, А.В. Иванчик, Д.А. Варшалович “Неадиабатический ab initio расчет коэффициентов чувствительности систем Н к изменению отношения масс протона и электрона”.

Письма в ЖЭТФ, т. 83, вып. 8, с. 363-366, A16. E. 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 H Spectra”.

Phys.Rev.Lett., v. 96, p. 151101, A17. 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, A18. 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, 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, ”.

Precision Spectroscopy in Astrophysics. Eds. by N.C. Santos et al., Garching, Germany, pp. 73-76, A20. Е.Е. Холупенко, А.В. Иванчик, Д.А. Варшалович “Рекомбинация первичной гелиевой плазмы HeII-HeI с учетом влияния нейтрального водорода.” Письма в Астрономический Журнал, т. 34, No. 11, с. 803-818, A21. A. Ivanchik, D. Varshalovich, and P. Petitjean “Current status of astronomical observations on possible cosmological variations of the proton-to-electron mass ratio ”.

Eur. Phys. J., Special Topics, v. 163, pp.191-196, 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, A23. Д.А. Варшалович, А.В. 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, A24. 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, c. 171-188, A25. P.Petitjean, P.Noterdaeme, R.Srianand, C.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, 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, A27. Д.А. Варшалович, А.В. Иванчик, С.А. Балашев, П. Петижан “Первичный нуклеосинтез дейтерия и содержание молекул HD/H в межзвездных облаках, существовавших 12 млрд. лет назад”.

Успехи физических наук, т. 180, No. 4, с. 415-419, A28. E.E. Kholupenko, A.V. Ivanchik, and D.A. Varshalovich “Eect of radiative feedbacks for resonant transitions during cosmological recombination”.

Phys. Rev. D 81, pp.083004(1-9), 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, 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, A31. С.А. Балашев, А.В. Иванчик, Д.А. Варшалович “Молекулярные облака HD/H в ранней Вселенной.

Проблема первичного дейтерия”.

Письма в Астрономический Журнал, т. 36, No. 11, c. 803-815, A32. E.E. 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, 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+ by an intervening H -bearing cloud”.

MNRAS, v. 418, pp. 357-369, Литература, цитируемая в автореферате.

[1] Варшалович Д.А., Левшаков 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) [3] Орлов А.В., Варшалович Д.А., Препринт ФТИ им. А.Ф. Иоффе РАН No. (1998) [4] Томилин К.А., “Фундаментальные физические постоянные в историческом и ме тодологическом аспектах”, М.: Физматлит (2006) [5] Abgrall H., Roue E., Launay F., et al., J. Mol. Spec. 157, 512 (1993) [6] Bagdonaite J., Murphy M., Kaper L., et al., MNRAS DOI:10.1111/j.1365 2966.2011.20319.x (2011) [7] Coc A., Nucl. Instr. and Meth. in Phys. Res. A 611, 224, (2009) [8] Cui J., Bechtold J., Ge J., et al., ApJ 633, 649 (2005) [9] Cyburt R.H., Fields B.D., Olive K.A., J. of Cosmology and Astroparticle Phys. 11, 012 (2008) [10] Dirac P.A.M., Nature 139, 323 (1937) [11] Ge J., Bechtold J., ApJ Lett. 477, L73 (1997) [12] Ge J., Bechtold J., Astronomical Society of the Pacic Conference Series 156, (1999) [13] Jorgenson R.A., Wolfe A.M., Prochaska J.X., et al., ApJ 704, 247 (2009) [14] King J.A., Webb J.K., Murphy M.T., et al., PRL 101, 251304 (2008) [15] King J.A., Murphy M.T., Ubachs W., et al., MNRAS 417, 3010 (2011) [16] Komatsu E., Smith K.M., Dunkley J., et al., ApJ Suppl. 192, article id. 18 (2011) [17] Lacour S., et al., Astron.&Astrophys.; 430, 967 (2005) [18] Levshakov S.A., Varshalovich D.A., MNRAS 212, 517 (1985) [19] Linsky J.L., et al., ApJ 647, 1106 (2006) [20] Malec A.L., Buning R., Murphy M.T., et al., MNRAS 403, 1541 (2010) [21] McGreer I.D., G.L. Bryan G.L., ApJ 685, 8 (2008) [22] Milne E.A., “Relativity, gravitational and world structure”, Oxford, Clarendon Press, 292 (1935) [23] Noterdaeme P., Petitjean P., Ledoux C., et al., Astron.&Astrophys.; 523, A80 (2010) [24] 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) [25] Petitjean P., Srianand R., Ledoux C., Astron.&Astrophys.; 364, L26 (2000) [26] Pettini M., Zych B.J., Murphy M.T., et al., MNRAS 391, 1499 (2008) [27] Rugers M., Hogan C.J., ApJ Lett. 459, L1 (1996) [28] Shchekinov Yu.A., Vasiliev E.O., MNRAS 368, 454 (2006) [29] Snow T.P., et al., ApJ 688, 1124 (2008) [30] Thompson R., Astrophysical Letters 16, 3 (1975) [31] Thompson R., Bechtold J., Black J., ApJ 703, 1648 (2009) [32] Tumlinson J., Malec A.L., Carswell R.F.., et al., ApJL 718, L156 (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, 362 (1994) [36] 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] Wendt M. & Reimers D., Eur. Phys. J. Special Topics 163, 197 (2008) [40] Wendt M. & Molaro P., Astron.&Astrophys.; 526, A96 (2011) [41] Wright E.L., Morton D.C., ApJ 227, 483 (1979)