Звезды: их рождение, жизнь и смерть - Шкловский Иосиф Самуилович

где A21 = 1/ — вероятность перехода, сопровождающегося излучением кванта 21 см, h — энергия этого кванта, nH — концентрация атомов водорода. Интенсивность этого излучения найдется по обычной формуле:

где, как и раньше, R означает протяженность излучающей области по лучу зрения. Формула (2.5) справедлива только тогда, когда излучение не поглощается самими излучающими атомами. В нашем случае, как оказывается, это не так. Однако даже с учетом самопоглощения интенсивность линии 21 см настолько велика, что чувствительность послевоенной радиоастрономической аппаратуры была вполне достаточна, чтобы эту линию обнаружить.

Линия 21 см должна иметь совершенно определенный профиль (т. е. не быть бесконечно узкой). Дело в том, что излучающие эту линию атомы межзвездного нейтрального водорода участвуют в нескольких движениях, что по причине эффекта Доплера приводит к расширению линии. Атомы межзвездного водорода, во-первых, имеют тепловые скорости, соответствующие их кинетической температуре, во-вторых, отдельные облака межзвездного газа движутся как целое со скоростью около 10 км/с. Наконец межзвездный газ, так же как и звезды, участвует в галактическом вращении. Скорость галактического вращения весьма велика — в окрестностях Солнца она около 200 км/с, причем само вращение носит довольно сложный, отнюдь не «твердотельный» характер. На профиль радиолинии 21 см должно влиять дифференциальное галактическое вращение, точнее, обусловленная этим вращением разность лучевых скоростей какой-нибудь области межзвездной среды и Солнца. Дифференциальное галактическое вращение зависит от галактической долготы.

После того как она была теоретически предсказана и рассчитана, линия 21 см была обнаружена в 1951 г. в США, Австралии и Голландии, На рис. 2.6 приведено несколько профилей радиолинии водорода 21 см. Типичная ширина линии (в шкале частот) порядка нескольких десятков килогерц. Из таких профилей можно было получить исключительно богатую информацию о зонах HI, Прежде всего оказалось, что кинетическая температура там около 100 К, причем местами она опускается до немногих десятков градусов[ 7 ]. Низкая температура зон Н I объясняется отсутствием там процессов фотоионизации водорода, В результате фотоионизации в газе появляется значительное количество довольно энергичных, фотоэлектронов, которые, сталкиваясь с атомами и ионами, передают им свою энергию, т. е. «греют» их (см. выше). Такой мощный «нагреватель» в зонах Н I отсутствует.

Не следует, однако, думать, что в зонах Н I совсем нет свободных электронов. Они есть, но их там в тысячи раз меньше, чем в зонах Н II, В зонах Н I электроны образуются, главным образом, по причине ионизации атомов космическими лучами сравнительно небольших энергий (порядка нескольких миллионов электрон-вольт), которых там довольно много[ 8 ], а также мягким рентгеновским излучением, пронизывающим всю Галактику (см. § 23). Кроме того, электроны в зонах Н I будут образовываться и путем обычной фотоионизации элементов, у которых потенциал ионизации меньше, чем у водорода, К числу таких элементов в первую очередь относится углерод.

Этот элемент играет особенно большую роль в тепловом балансе зон Н I, так как действует там как весьма эффективный «холодильник». Дело в том, что если бы энергия образующихся при ионизации электронов в конце концов не покидала бы облака межзвездной среды в виде излучения, даже ничтожно малая ионизация, действуя длительное время, разогрела бы холодный газ до высокой температуры, определяемой условием kT = (где  — средняя энергия фотоэлектронов). Образующиеся при ионизации электроны, сталкиваясь с атомами, непрерывно передавали бы им свою кинетическую энергию, а следовательно, нагревали бы. Но этого не происходит. Ведь наряду с «упругими» столкновениями между электронами и атомами, сопровождающимися передачей кинетической энергии от электронов к атомам, будут иметь место и «неупругие» столкновения, приводящие к возбуждению атомов и последующему излучению квантов. Благодаря таким столкновениям кинетическая энергия электронов трансформируется в излучение.

Не все атомы «равноценны» для неупругих столкновений. Очевидно, что если энергия возбуждения у какого-нибудь сорта атомов слишком велика, только ничтожная доля электронов будет обладать кинетической энергией, достаточной для возбуждения. Поэтому механизм «оттока» энергии путем возбуждения этих атомов будет неэффективен. Наиболее эффективными для охлаждения газа будут такие атомы (или молекулы), у которых энергия возбуждения близка к тепловой энергии электронов, хотя таких атомов может быть сравнительно немного. Именно такими свойствами обладают атомы углерода — как ионизованного, так и нейтрального. В зонах Н I, как уже говорилось выше, атомы углерода ионизованы. Их уровень возбуждения соответствует тепловой энергии частиц при температуре 92 К. В межзвездной среде в зонах Н I должно быть тепловое равновесие — сколько энергии газ приобретает по причине нагрева из-за ионизации, столько же он должен терять из-за излучения возбужденных столкновениями атомов углерода. В результате такого равновесия и устанавливается некоторая постоянная кинетическая температура порядка нескольких десятков градусов. Именно такая температура и получается из анализа профилей радиолинии 21 см в облаках. Таким образом, атомы углерода как бы «термостатируют» эти облака.

Заметим в этой связи, что в «горячих» зонах H II также имеет место тепловое равновесие. Однако в этом случае роль «термостата» выполняют ионизованные атомы кислорода и азота, у которых возбужденные уровни расположены значительно выше, чем у углерода. При возбуждении этих уровней как раз излучаются запрещенные линии, о которых речь шла раньше. В результате теплового равновесия в зонах H II кинетическая температура устанавливается на уровне около 10 000 К, что соответствует средней кинетической энергии имеющихся там частиц (ионов, электронов) около 1 электронвольта. Между тем средняя кинетическая энергия электронов, образовавшихся после ионизации водорода «ультрафиолетовыми» квантами, в несколько раз выше.

Вернемся, однако, к зонам Н I, где нагрев газа осуществляется главным образом благодаря его ионизации «мягкими» космическими лучами и рентгеновскими квантами. Если бы мы знали концентрацию космических лучей и рентгеновских квантов, то могли бы точно вычислить кинетическую температуру газа и степень ионизации в зависимости от его плотности. С другой стороны, температура и плотность облаков известны из радиоастрономических наблюдений, поэтому не представляет труда рассчитать концентрацию космических лучей и рентгеновских квантов. Если известны температура и плотность газа, то тем самым известно его давление. Вычисленная таким образом зависимость давления межзвездного газа от его плотности (точнее, от пропорциональной ей концентрации частиц газа) приведена на рис. 2.7. Эта кривая имеет довольно своеобразный вид, напоминающий известную из молекулярной физики кривую ван дер Ваальса. Мы сейчас увидим, что это сходство далеко не случайно.