5 лет назад
Нету коментариев

Одним из самых важных этапов в развитии пред­ставлений о межзвездной среде была обстоятельная ра­бота датского астрофизика Б. Стрёмгрена (1939 г.), в которой он теоретически показал, что вся межзвездная среда должна разделяться на области ионизованного водорода (зоны НИ, или зоны Стрёмгрена) и области неионизированного водорода (области HI).

Конечно, межзвездная среда состоит не только из водорода. Однако водород является основной компо­нентой химического состава Вселенной. Больше всего его и в межзвездной среде. По приближенным оцен­кам, в межзвездной среде нашей Галактики содержится около 80% водорода, на втором месте гелий (меньше 20%) и только несколько процентов (по числу атомов) приходится на все остальные химические элементы. Именно поэтому-то от степени ионизации водорода за­висят и остальные свойства межзвездной среды, в свя­зи с чем и было проведено Стрёмгреном разделение ее на области различной степени ионизации этого эле­мента.

Зоны НII образуются вокруг горячих звезд, излу­чающих большое количество ультрафиолетовых квантов. Ионизовать атом водорода, т. е. оторвать электрон от протона, могут лишь эти кванты, а вернее те, длина волны которых меньше 912 А (т. е. энергия больше 13,6 эВ). Если таких квантов излучается много, а для этого температура поверхности звезды должна быть больше 20 000 К, то вокруг такой звезды водород ока­зывается на некотором расстоянии ионизованным. Зоной НИ, собственно говоря, называется область, в ко­торой поглощаются все ионизирующие водород ультра­фиолетовые кванты, излучаемые данной звездой.

Если мы знаем количество квантов, излучаемых за одну секунду (а эта величина зависит от температуры поверхности звезды), то мы можем определить, сколь­ко за это время ионизируется атомов водорода в этой области. Однако электроны, оторванные от атома во­дорода, не очень долго остаются свободными. Встретив какой-либо свободный протон, этот электрон соединя­ется с ним, излучая избыток энергии, — снова образу­ется атом водорода. Этот процесс называется рекомби­нацией.

Количество рекомбинаций, происходящих в едини­це объема за единицу времени, пропорционально про­изведению концентраций электронов п, и протонов пр(здесь под концентрацией мы понимаем количество со­ответствующих частиц в единице объема, т. е. в 1 см3). Полное количество рекомбинаций в зоне НII поэтому пропорционально (Величине s3nenp, где s — радиус этой зоны. В состоянии равновесия внутри зоны НИ полное число рекомбинаций должно равняться полно­му числу ионизации. И если первое, как мы знаем, оп­ределяется величиной s3neпр , то второе — поверхностной температурой (или, точнее, спектральным классом) данной звезды.

Поскольку водород является основной компонентой межзвездного газа, то при почти полной его иониза­ции большая часть свободных электронов находится в отрыве от атомов водорода. Поэтому с достаточным ос­нованием можно предположить, что пе~пр. Отсюда легко вывести, что произведение радиуса зоны НII s на величину пе2/3 есть величина, зависящая только от спектрального класса звезды (или от ее поверхностной температуры).

На рис. 1 приведен график этой зависимости. Здесь радиус зоны НИ выражен в парсеках (1 пс = 3,1•1018 см), а пе в единицах, обратных кубическому сан­тиметру. Очевидно, что у очень горячих звезд радиусы зон НII оказываются огромными (отметим, что сред­нее расстояние между звездами обычно меньше 1 пс).

Зависимость параметра sn2/3 от спектрального класса

Зависимость параметра sn2/3 от спектрального класса

Пользуясь этим графиком, читатель сам сможет оце­нить многие параметры зон НИ. Например, легко вы­числяется полная масса водорода внутри таких зон. Так, масса водорода, ионизованная звездой с поверхно­стной температурой 40 000 К, при «стандартной» кон­центрации пе = 1 см-3 примерно равна 30 000 Мс (здесь и далее Мс — масса Солнца). В более плотной меж­звездной среде масса зон НII соответственно меньше.

Теоретические расчеты (подтвержденные резуль­татами наблюдений) ука­зывают на то, что темпе­ратура газа внутри зон НII «почти постоянна (7000—9000 К) незави­симо от температуры по­верхности ионизирующей звезды. Это на первый взгляд неожиданно, но легко объяснимо. Когда ультрафиолетовый квант, излученный звездой, иони­зирует атом водорода, то он передает электрону не­которую энергию, примерно равную тепловой энергии частицы (при температуре поверхности звезды). Одна­ко эти довольно быстрые электроны относительно ско­ро теряют часть своей энергии на возбуждение так на­зываемых метастабильных состояний. Дело в том, что энергетические уровни некоторой части атомов и ионов расположены близко к основному состоянию, т. е. до­статочно столкновения такого атома или иона с другой частицей (не слишком большой энергии), чтобы про­изошло возбуждение атома или иона. Этот атом как бы «задерживает» у себя часть кинетической энергии столкновения.

По «атомным» масштабам времени эта энергия за­держивается надолго (поэтому-то такие состояния на­зываются метастабильными). Но, сталкиваясь с другой частицей, возбужденный атом (или ион) затем вновь передает этот запас кинетической энергии. В земных условиях такие столкновения происходят довольно ча­сто, и поэтому весь процесс возбуждения метастабиль­ных состояний приводит лишь к перераспределению кинетической энергии между частицами. Однако в меж­звездной среде положение иное. Поскольку она очень разрежена, столкновения между атомами (ионами) и электронами очень редки, и возбужденные атомы (ионы) вынуждены «избавляться» от этой энергии путем из­лучения квантов. Опять же из-за большой разреженно­сти межзвездной среды эти кванты свободно уходят из рассматриваемой области. Следовательно, кинетическая энергия, затраченная на возбуждение метастабильных состояний, в случае межзвездной среды меняет свою форму, превращаясь в энергию излучения, и уходит из данной зоны HII.

Этот процесс является эффективным механизмом ох­лаждения межзвездной среды и действует всегда, ког­да энергия частиц достаточна для возбуждения мета­стабильных состояний. Как оказалось, в зонах НИ бы­стрые электроны, образовавшиеся при ионизации ато­мов водорода, теряют свою энергию на возбуждение метастабильных состояний ионов таких элементов, как кислород, азот и сера. И это происходит до тех пор, пока энергия электронов становится уже недостаточ­ной для дальнейшего возбуждения этих состояний. А эта минимальная энергия равна тепловой как раз при температуре около 7000 К — при ее достижении даль­нейшее охлаждение прекращается, и зона НИ сохраня­ет постоянную температуру.

Процессы рекомбинации и охлаждения электронно­го газа определяют и генерацию излучения в зонах НИ. Расчеты показывают, что лишь в половине всех случаев при захвате электрона протоном образуется атом водорода сразу в основном, невозмущенном, со­стоянии. В остальных случаях захваченный при реком­бинации электрон вызывает возмущенное состояние атома. Наглядно это можно описать как попадание электрона не на ближайшую к ядру (протону) орбиту, а на более удаленную, с которой через некоторое вре­мя электрон может перескочить на орбиту, более близ­кую к ядру.

При каждом попадании на ту или иную орбиту или перескоках между орбитами излучаются кванты элек­тромагнитных волн, которые и уходят из области НИ. Число уровней (орбит) у атома бесконечно велико и возможных переходов между уровнями также беско­нечно много. И хотя не все они оказываются сущест­венными, в процессе рекомбинации излучается все же достаточно сложный набор линий, в котором, однако, не столь уж трудно разобраться. Этот набор, излучаемый атомом водорода при процессах рекомбинации, на­зывается рекомбинационным спектром.

Для объяснения рекомбинационного спектра вос­пользуемся рис. 2, где схематически (горизонтальными линиями) обозначены уровни энергии. Основное состоя­ние находится внизу, а косой штриховкой обозначено состояние свободных (отор­ванных) электронов. При переходах из свободного со­стояния на какой-либо уро­вень (эти переходы на рис. 2 обозначены буквой а), т. е. при процессах не­посредственной рекомбина­ции, испускаются кванты электромагнитного излуче­ния, имеющего непрерыв­ный спектр, — их длины волн, хотя и в определен­ных пределах, могут быть произвольными.

Схема уровней атома водорода

Схема уровней атома водорода

Непрерывный спектр из­лучается и при других пере­ходах. Например, свобод­ный электрон, пролетая ми­мо протона, может не «сесть» на замкнутую ор­биту, а лишь немного за­тормозиться, теряя на излу­чение часть своей энергии (на рис. 2 — переходы е). Если торможение достаточно сильное, излучается опти­ческий квант, при небольшом торможении — радио­квант (этот последний случай на рис. 2 обозначен ввер­ху кружком — как бы увеличенное изображение мел­комасштабного перехода).

Есть еще один тип излучения с непрерывным спект­ром. При переходе со второго уровня на первый воз­можно одновременное излучение таких двух квантов, сумма энергии которых равна энергии всего перехода (при этом разделение энергии между двумя квантами может быть произвольным) — переход b на рис. 2.

При переходах между отдельными уровнями возни­кают спектральные линии дискретного спектра (переходы с на рис. 2). Особый интерес представляют такие переходы, которые оканчиваются на втором уровне. Эти переходы называются бальмеровской серией, и все линии этой серии попадают в наблюдаемый оптический диапазон спектра. Каждая линия этой серии обознача­ется латинской буквой Н (обозначение водорода) с определенным индексом, соответствующим номеру ли­нии: На — первая линия (переход с третьего уровня на второй), Нв — вторая линия (переход с четвертого уровня на второй) и т. д.

Еще один очень важный случай дискретного спект­ра — переходы между уровнями, имеющими очень большие номера, при этом излучаются спектральные линии в радиодиапазоне. На рис. 2 этот случай (d) вы­несен в кружок, для того чтобы подчеркнуть близкое расположение этих уровней (т. е. с увеличением мас­штаба).

Наконец, последний случай — переход между под­уровнями основного состояния, когда излучается радио­линия с длиной волны 21 см (переход f). Этот важный случай мы рассмотрим более подробно при обсужде­нии распределения и динамики межзвездной среды.

Таким образом, рекомбинационный спектр действи­тельно очень разнообразен. Но он характеризуется одним очень важным свойством — его состав опреде­ляется почти исключительно структурой атома водоро­да и очень слабо зависит от свойств самой среды, в ко­торой эти атомы находятся. В самом деле, как только электрон попадает на одну из орбит атома водорода, он «забывает» о своем прошлом и дальше перескаки­вает между состояниями, подчиняясь только законам квантовой механики, определяющим структуру этого атома. В земных условиях такие «независимые» пере­скоки часто невозможны, поскольку возбужденный атом водорода будет сталкиваться с другими атомами и иона­ми и отдавать им свою энергию возбуждения. А в раз­реженной межзвездной среде ничто не мешает электро­ну перескакивать последовательно по всем уровням.

Следовательно, и отношение интенсивностей излуче­ния в линиях рекомбинационного спектра слабо зави­сит от внешних условий. Например, отношение интен­сивностей линий бальмеровекой серии равно 2,8:1,0 :0,47:0,26 и т. д. (эти значения соответствуют темпе­ратуре газа 10 000 К и немного изменяются при изменении температуры). Таким образом, оказывается, что по измеренной интенсивности в одной из спектральных линий (или в некотором участке непрерывного спектра) как в радио-, так и в оптическом диапазонах можно восстановить весь остальной спектр рекомбинационно­го излучения. В действительности же, конечно, измеря­ют интенсивности как можно большего числа линий, а потом, комбинируя эти измерения, определяют доста­точно малое число параметров, от которых зависит все излучение.

Основной величиной, используемой при подобных вычислениях, является мера эмиссии ME. Из сказанно­го выше следует, что интенсивность излучения рекомбинационного спектра определяется числом рекомбина­ций, т. е. она пропорциональна произведению концент­раций электронов пе и протонов пр, а также длины луча зрения, пересекающего зону НII. В среднем дли­на луча зрения порядка величины радиуса зоны НII, т. е. s (см. рис. 1). Мерой эмиссии и «называют величи­ну, равную ME~snenp~sne2, где s измеряется в парсеках, а пе— в единицах, обратных кубическому сантиметру.

Расчеты показывают, что в случае зоны НII с ме­рой эмиссии, равной 1 пс/см6, с поверхности этой зоны за 1 с в 1 см2 излучается примерно 105 оптических кван­тов и примерно столько же радиоквантов. Методам сов­ременной астрофизики и радиоастрономии доступны зо­ны НII с ME>50 пс/см6. Близкие зоны НII, следова­тельно, можно изучать всеми доступными методами на­блюдений, при исследовании же далеких зон НII (в на­шей Галактике) методы радиоастрономии оказываются более эффективными, поскольку радиоизлучение, в от­личие от оптического излучения, не поглощается меж­звездной пылью.

Мы уже упоминали о том, что газ в зонах НII ох­лаждается при столкновении свободных электронов с атомами и ионами, когда кинетическая энергия элек­трона сперва переходит в возбужденное метастабиль­ное состояние атома (или иона), а затем излучается. Такое излучение — оно называется излучением при воз­буждении электронными ударами — легко наблюдаемо. Его спектр несет больше информации, чем рекомбина­ционный. Например, по относительной интенсивности линий различных химических элементов можно определить и химический состав зон НII. Кроме того, излу­чение при переходах с метастабильного состояния в не­которых случаях зависит и от плотности газа: если элек­трон задерживается в метастабильном состоянии слиш­ком долго, то столкновения иона с другой частицей, ко­торые все же имеют место, несмотря на большую разреженность газа, приводят к обратному переходу (энер­гия возбуждения преобразуется в кинетическую) и ин­тенсивность соответствующей линии ослабляется.

Следует заметить, что химический состав зон НII почти одинаков, а их плотности заключены в пределах, при которых потери энергии возбуждения на «обрат­ные» столкновения относительно невелики. Поэтому-то в конечном счете и спектр, излучаемый при возбужде­нии электронным ударом, определяется в первую оче­редь той же мерой эмиссии.

На рис. 3 схематически, но в реальном (логариф­мическом) масштабе изображен примерный спектр зо­ны НII. У каждой его линии дано обозначение (в квад­ратных скобках — переходы с метастабильных состоя­ний). Приведены также рекомбинационные линии бальмеровской серии водорода, линии гелия (HeI) и неона (NeI). Очевидно, что интенсивности линий, имеющих различное происхождение, в общем одного порядка. Наиболее интенсивна красная линия рекомбинационного спектра водорода (На) и зеленый дублет линии дважды ионизованного кислорода ([О III]), возбуждае­мый электронным ударом (из-за этого цвет излучения зон НИ ‘часто образуется в основном из смеси красного и зеленого цветов).

Схематическое изображение линейчатого спектра зон HII в видимом диапазоне

Схематическое изображение линейчатого спектра зон HII в видимом диапазоне

Астрофизики и радиоастрономы очень подробно изу­чили спектры различных зон НII и получили много ин­тересной информации. Но мы не будем здесь ее приво­дить, поскольку для нас важно другое. Во-первых, по­знакомившись с основными свойствами зон НII, чита­тель, как мы надеемся, смог получить представление об основных особенностях физики межзвездной среды, от­личающейся от физики обычных явлений, знакомых нам по изучению свойств вещества в земных условиях. Зо­ны НII — наиболее простой случай межзвездной среды, но поведение межзвездного газа и в других условиях основано на тех же принципах.

Во-вторых, и это очень важно, зоны НII появляют­ся всюду, где есть горячие звезды. А горячие (яркие) звезды, как известно, излучают много энергии и поэто­му не могут существовать долго, так что все они сей­час еще относительно молоды. Это означает, что зоны НII, как правило, располагаются там, где происходит интенсивное образование звезд.

Особый интерес в связи с этим представляет собой изучение так называемых «компактных» зон НII, раз­меры которых из-за большой величины концентрации электронов относительно невелики (очевидно, что чем больше плотность газа, тем больше вероятность форми­рования там звезд).

Наиболее подробно исследована туманность Ориона, представляющая собой большой комплекс нейтрального газа и космической пыли, окружающий зоны НII и го­рячие звезды. Зона НII, расположенная в ее централь­ной части, имеет размер 0,6 пс и концентрацию элек­тронов (в центре) пе~2•104 см-3 (ME~3•106 пс/см6). Она ионизируется яркой звездой класса О6, принадле­жащей к системе звезд «Трапеции Ориона». Там же наблюдается и еще более мелкая структурная особен­ность (порядка 0,06 пс). Газ в туманности Ориона на­ходится в состоянии бурных движений со средними ско­ростями ~10 км/с. Вычисленная общая масса вещества в туманности Ориона оказалась очень большой — по­рядка 105 Мс (причем основная часть его находится в нейтральном состоянии). Несомненно, что в этом скоп­лении газа в настоящее время происходит интенсивный процесс формирования звезд.

Другие яркие зоны НII — туманность Омега (раз­мера 5 пс, пе~6•102 см-3, масса — 103 Мс), туман­ность Лагуна (размер ~ 20 пс, пе ~ 200 см-3, масса ~102 Мс), радиоисточник W 51, состоящий из шести компонент (с характерными размерами ~ 4—20 пс, пе ~ 50—300 см-3 и полной массой 4•104 Mс), радио­источник W 3, также состоящий из нескольких компакт­ных компонент, включающих инфракрасные источники и несколько очень горячих звезд класса 05 (и даже 04). Мера эмиссии этого источника достигает значе­ния 107 пс/см6 (пе ~ 104 см-3).

Есть зоны НII и в самом центре Галактики. Их раз­меры порядка 2—12 пс, концентрации электронов пе ~ 102•103 см-3.