Курс теоретической астрофизики

Поэтому, подставляя (33.7) в (33.6) и пользуясь формулой (33.3), получаем

r

=

3r_*^2f (T_*)

4kn^2

^1/

.

(33.8)

Как известно, область, в которой водород почти полностью ионизован, принято называть зоной H II, а область, в которой он почти полностью нейтрален, зоной H I. Формулой (33.8) определяется радиус зоны H II вокруг данной звезды.

Для определения величины r мы можем также получить несколько другую формулу. Для этого используем тот факт, что в области радиуса r поглощаются все кванты звезды за границей лаймановской серии. При поглощении каждого L_c-кванта происходит ионизация атома водорода, а за ней следует рекомбинация. Так как процесс стационарен, то мы можем приравнять число L_c-квантов звезды числу рекомбинаций, совершающихся в рассматриваемой области. При этом, очевидно, рекомбинации на первый уровень не должны учитываться, так как возникающие при таких рекомбинациях L_c-кванты снова вызывают ионизации.

Обозначим через I интенсивность излучения звезды. Тогда для полного числа испускаемых звездой L_c-квантов имеем выражение

4r

_*

^2

I

d

h

,

где — частота предела лаймановской серии. С другой стороны, полное число рекомбинаций на все уровни, начиная со второго, происходящих в области радиуса r, равно

4

2

C

_i

r

r_*

n

_e

n

r^2

dr

,

где n — число протонов и n_e — число свободных электронов в 1 см^3. Приравнивая друг другу два последних выражения и пользуясь тем, что в рассматриваемой области n_e=nn, получаем

r^2

n^2

2

C

_i

3r

_*

^2

I

d

h

.

(33.9)

Легко убедиться, что в случае, когда интенсивность излучения звезды I даётся формулой Планка с температурой T_*, формула (33.9) переходит в формулу (33.8).

Таблица 53

Радиусы зоны H II вокруг звёзд

разных спектральных классов

 Спектр

T

_*

M

_виз

r

O5

 79 000

-4,2

140

 

пс

xn^2

^/

^3

O6

63 000

-4,1

110

O7

50 000

-4,0

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

xn^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 r, 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 r, 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 n1 см^3. Для средней плотности межзвёздного газа отсюда получается значение 10^2 г/см^3.

Приведённое значение 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 10^3 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.