Читать книгу 📗 "Курс теоретической астрофизики - Соболев Виктор Викторович"
87
O8
40 000
-3,9
66
O9
32 000
-3,6
46
B0
25 000
-3,1
26
B1
23 000
-2,5
17
пс
×𝑛⁻²
/
³
B2
20 000
-1,8
11
B3
18 600
-1,2
7
,2
B4
17 000
-1,0
5
,2
B5
15 500
-0,8
3
,7
A0
10 700
+0,9
0
,5
Вопрос об ионизации межзвёздного водорода был впервые рассмотрен Стремгреном. Табл. 53 содержит значения величины 𝑟₀, вычисленные по формуле (33.8) для звёзд разных спектральных классов. В той же таблице приведены использованные при вычислениях значения температуры звезды и её визуальной абсолютной величины.
Из таблицы видно, что ионизация межзвёздного водорода производится в основном самыми горячими звёздами — спектральных классов O и B. Уже звёзды класса A принимают лишь небольшое участие в ионизации водорода. Например, одна звезда класса O5 ионизует водород в такой же области пространства, как и 22 миллиона звёзд класса A0. Холодные же звёзды совершенно не ионизуют межзвёздный водород — даже во внешних слоях их собственных атмосфер водород в основном нейтрален. Грубо говоря, границы зон ионизованного водорода находятся в атмосферах этих звёзд.
В зонах 𝙷 II, окружающих горячие звёзды, происходят фотоионизации водородных атомов и последующие рекомбинации. Затем совершаются каскадные переходы электронов с уровня на уровень, в результате которых образуются кванты в спектральных линиях. Так, в частности, возникает свечение зоны 𝙷 II в бальмеровских линиях, которое может наблюдаться. Первоначально именно такое свечение и было обнаружено в некоторых участках неба, а затем Стремгреном была предложена изложенная выше теория для его объяснения.
Из наблюдений по свечению в бальмеровских линиях может быть найден радиус зоны 𝙷 II вокруг данной звезды. Сравнивая его с теоретическим значением величины 𝑟₀, можно оценить среднюю концентрацию атомов водорода в межзвёздном пространстве. Наблюдения показывают, что радиус зоны 𝙷 II вокруг звезды класса O порядка 100 парсек. Поэтому на основании табл. 53 мы заключаем, что средняя концентрация атомов водорода равна приблизительно 𝑛≈1 см⁻³. Для средней плотности межзвёздного газа отсюда получается значение ρ≈10⁻²⁴ г/см³.
Приведённое значение ρ относится к областям, близким к галактической плоскости. По мере удаления от этой плоскости плотность газа убывает. Вместе с тем обнаруживаются чрезвычайно большие флуктуации в плотностях межзвёздного газа. Когда в зоне 𝙷 II плотность газа по порядку превосходит среднюю плотность, то мы наблюдаем светящуюся диффузную туманность. Концентрации атомов водорода в диффузных туманностях, как было установлено в гл. V, доходят до значений порядка 10³ см⁻³.
Согласно произведённым оценкам зоны 𝙷 II занимают приблизительно одну десятую часть галактического пространства. Остальную часть занимают зоны 𝙷 I, в которых водород в основном нейтрален. Выяснение разделения Галактики на зоны 𝙷 II и 𝙷 I имеет очень большое значение для физики межзвёздного газа.
2. Ионизация других атомов.
После рассмотрения ионизации водорода перейдём теперь к определению степени ионизации других атомов в межзвёздном пространстве. При этом мы должны иметь в виду большое различие в условиях ионизации в зонах 𝙷 II и 𝙷 II. Оно обусловлено тем, что из зоны 𝙷 II излучение за границей серии Лаймана не выходит. Поэтому в зоне 𝙷 I могут ионизоваться только те атомы, энергия ионизации которых меньше энергии ионизации водорода (равной 13,6 эВ). В то же время в зоне 𝙷 II могут быть ионизованы и атомы с большей энергией ионизации, если температура ионизующей звезды достаточно высока.
В зоне 𝙷 II ионизация всех атомов вызывается обычно той же звездой, что и ионизация атомов водорода. В этом случае степень ионизации определяется уже известной нам формулой (33.1). В частности, при достаточно большом значении 𝑇∗ могут быть ионизованы атомы 𝙷𝚎 и 𝙷𝚎⁺. Ионизация этих атомов и их свечение, обусловленное рекомбинациями, происходит в соответствующих зонах, находящихся внутри зоны 𝙷 II. Все эти вопросы уже были подробно рассмотрены в гл. V.
Совсем иначе определяется степень ионизации атомов в зоне 𝙷 I. Произвольный элементарный объём этой зоны находится обычно очень далеко от какой-либо горячей звезды и ионизация в нём атомов вызывается большим числом разных звёзд. Чтобы составить себе представление о средней степени ионизации какого-нибудь атома, мы должны предварительно определить среднюю плотность излучения ρν в галактическом пространстве. Для нахождения же величины ρν надо знать распределение звёзд разных спектральных классов в Галактике, а также распределение пылевой материи, которая производит поглощение излучения в непрерывном спектре.
Определение средней плотности излучения в Галактике производилось в ряде работ. Мы сейчас найдём величину ρν, следуя работе С. А. Каплана (см. [3]), причём для простоты сделаем это только для галактической плоскости.
Обозначим через εν(𝑧) объёмный коэффициент излучения на высоте 𝑧 над плоскостью Галактики и через αν(𝑧) — объёмный коэффициент поглощения на той же высоте. Первый из этих коэффициентов обусловлен звёздами, а второй — пылевой материей. Будем считать, что убывание этих величин с ростом 𝑧 происходит согласно формулам
α
ν
(𝑧)
=
α
ν
(0)
exp
⎛
⎜
⎝
-
𝑧
β
⎞
⎟
⎠
,
ε
ν
(𝑧)
=
ε
ν
(0)
exp
⎛
⎜
⎝
-
𝑧
β∗
⎞
⎟
⎠
.
(33.10)
Из наблюдений известно, что β≈100 парсек, а значения β∗ различны для звёзд разных классов (порядка 50—500 парсек).
Интенсивность излучения 𝐼ν зависит от галактической широты 𝑏 и определяется формулой
𝐼
ν
(𝑏)
=
∞
∫
0
ε
ν
(𝑧)
exp
⎛
⎜
⎝
-
τν(𝑧)
sin 𝑏
⎞
⎟
⎠
𝑑𝑧
sin 𝑏
,
(33.11)
где τν(𝑧) — оптическое расстояние точки с координатой 𝑧 от галактической плоскости. Пользуясь формулами (33.10), получаем
τ
ν
(𝑧)
=
α
ν
(0)
β
⎡
⎢
⎣
1
-
exp
⎛
⎜
⎝
-
𝑧
β
⎞
⎟
⎠
⎤
⎥
⎦
(33.12)
и
𝐼
ν
(𝑏)
=
ε
ν
(0)
∞
∫
0
exp
⎛
⎜
⎝
-
𝑧
β∗
-
αν(0)β
sin 𝑏
⎞
⎟
⎠
