Маса хмар
Російська
На жаль, цей запис доступний тільки на
Російська.
К сожалению, эта запись доступна только на
Російська.
— Пока у нас слишком мало данных, чтобы ответить на этот вопрос, — проговорил Марлоу, выпуская клубы дыма. — Сейчас мы не знаем, является ли Облако чем-то очень маленьким и близким или, наоборот, чем-то огромным, но весьма удаленным. Мы не имеем также ни малейшего представления о плотности вещества внутри Облака.
Мы уже отмечали, что для определения важнейшей характеристики облака — его массы — необходимо подсчитать в нем полное число молекул СО. Для облаков умеренной плотности это число пропорционально радиопотоку в линии 2,6 мм, но в плотных облаках часть этого радиоизлучения поглощается другими молекулами СО (так называемое явление самопоглощения), и мы недооцениваем полное количество этих молекул (Nco). В таких случаях измеряют поток радиоизлучения от молекул 13СО или С18О, которых на порядок меньше, и поэтому самопоглощения радиоквантов практически не происходит.
Переходя к полной массе облака, предполагают, что на каждую молекулу 13СО приходится порядка миллиона молекул Н2. Но о точном значении коэффициента перехода Nco—>NН2 до сих пор ведутся споры: у разных исследователей он может различаться в 2—3 раза. Дело в том, что отношение Nco/NН2 можно точно измерить только в близких к нам полупрозрачных облаках, которые создают в спектрах горячих звезд ультрафиолетовые линии поглощения СО и Н2. Но условия в далеких плотных облаках совсем иные. С одной стороны, часть атомов углерода и кислорода может входить там в состав пылинок и не образовывать свободных молекул СО, с другой — химсостав межзвездной среды в различных областях Галактики несколько различается. В районе центра Галактики из-за частых вспышек сверхновых, звезд межзвездный газ сильно обогащен элементами группы CNO. Некоторые исследователи считают, что относительное содержание этих элементов там в 3 раза выше, чем. в окрестности Солнца. Если это действительно так, то соответственно в 3 раза меньше следует брать коэффициент перехода Nco—>NН2. Подобные неопределенности приводят к некоторым разногласиям между астрономами относительно точного- значения массы молекулярного газа в Галактике и в отдельных облаках. Еще острее эта проблема встает при изучении соседних галактик, химический состав которых изучен весьма неполно. Однако разногласия между исследователями не носят принципиального характера и постепенно сглаживаются.
Помимо прямых, существуют и косвенные методы оценки массы молекулярного газа в Галактике; они связаны с математическим моделированием некоторых процессов, в которых этот газ участвует. Например, наблюдение галактического гамма-излучения показало, что в основном это излучение рождается при взаимодействии быстрых частиц космических лучей с межзвездным газом. Вклад в гамма-излучение компактных источников, таких, как молодые пульсары, невелик. Если этот вклад вычесть, то наблюдения в гамма-диапазоне и в линиях излучения молекулы СО согласуются очень хорошо. При определенных предположениях о распределении космических лучей в Галактике это позволяет независимо определять распределение и массу межзвездного газа.
Если речь идет об определении масс крупных обособленных облаков, то радиоспектроскопия дает для этого довольно надежную методику. Изучение ГМО показало, что в отличие от облаков меньшей массы, равновесие которых основано на балансе внутреннего и внешнего газового давления, массивные облака гораздо сильнее чувствуют собственное гравитационное поле и «сопротивляются» его сжимающему влиянию за счет внутренних крупномасштабных движений газа.
Чтобы противостоять сжатию облака, потоки газа внутри него должны двигаться со скоростями, близкими к первой космической:
Здесь М и R — масса и радиус облака, г G — постоянная тяготения. При наблюдении радиоспектра облака это движение проявляет себя уширением линий излучения за счет доплер-эффекта. Измеряя по ширине линий скорость движения газа, а по изображению облака его размер (предполагается, что расстояние до облака известно), можно с помощью приведенной выше формулы определить полную массу:
Поскольку эта формула в общем виде выводится с помощью теоремы вириала, то найденную таким методом массу называют вириальной. Она включает в себя массу всей гравитирующей материи в объеме облака, но звезды, как правило, составляют незначительную ее часть.
Существуют и другие независимые методы оценки массы облаков — например, по их влиянию на движущиеся вблизи них звезды и звездные скопления. Но пока точность всех описанных методов невелика, и нужно быть готовым к тому, что приведенные здесь значения в будущем могут возрасти или уменьшиться в 2 раза.