7 років тому
Немає коментарів

Sorry, this entry is only available in
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:

F_002

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:

F_003

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.