Курс теоретической астрофизики

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 в галактическом пространстве. Для нахождения же величины 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 , следуя работе С. А. Каплана (см. [3]), причём для простоты сделаем это только для галактической плоскости.

Обозначим через (z) объёмный коэффициент излучения на высоте z над плоскостью Галактики и через (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

(z)

=

(0)

exp

-

z

,

(z)

=

(0)

exp

-

z

_*

.

(33.10)

Из наблюдений известно, что 100 парсек, а значения _* различны для звёзд разных классов (порядка 50—500 парсек).

Интенсивность излучения I зависит от галактической широты b и определяется формулой

I

(b)

=

0

(z)

exp

-

(z)

sin b

dz

sin b

,

(33.11)

где (z) — оптическое расстояние точки с координатой z от галактической плоскости. Пользуясь формулами (33.10), получаем

(z)

=

(0)

1

-

exp

-

z

(33.12)

и

I

(b)

=

(0)

0

exp

-

z

_*

-

(0)

sin b

1-e

^-z/

dz

sin b

.

(33.13)

Объёмный коэффициент излучения, очевидно, равен

(z)

=

L

4

n

_*

(z)

,

(33.14)

где L — светимость звезды в частоте и n_*(z) — число звёзд в единице объёма на высоте z. Это соотношение можно также переписать в виде

(z)

=

r

_*

^2

I

n

_*

(z)

,

(33.15)

где I — средняя интенсивность излучения, выходящего из звезды.

Учитывая соотношение (33.15) и делая подстановку 1-e^-z/=y, вместо формулы (33.13) находим

I

(b)

=

I

r

_*

^2

n

_*

(0)

x

x

1

0

(1-y)

^(/_*-1)

exp

-

(0) y

sin b

dy

sin b

.

(33.16)

Плотность излучения в данном случае равна

=

4

c

/2

0

I

(b)

cos

b

db

.

(33.17)

подставляя сюда выражение (33.16), получаем

=

4

c

r

_*

^2

I

(0)

x

x

1

0

(1-y)

^(/_*-1)

E

(0)

y

dy

.

(33.18)

Как и в случае действия одиночной звезды, для характеристики плотности излучения мы можем ввести коэффициент дилюции W, определяемый соотношением

=

W

=

W

4

c

I

.

(33.19)

Пользуясь формулой (33.18), находим

W

=

r

_*

^2

n

_*

(0)

x

x

1

0

(1-y)

^(/_*-1)

E

(0)

y

dy

.

(33.20)

Формулы (33.18) и (33.20) определяют искомую плотность излучения и ей соответствующий коэффициент дилюции W. Эта плотность обусловлена звёздами определённого спектрального класса (характеризуемыми величинами r_*, I и n_*). Чтобы найти полную плотность излучения, надо просуммировать выражение (33.18) по всем спектральным классам.

В таблице 54 приведены значения коэффициента дилюции W, вычисленные по формуле (33.20), а также значения величины WI, представляющей собой интенсивность излучения в межзвёздном пространстве, усреднённую по направлениям. Значения величины WI даны для трёх длин волн в ультрафиолетовом участке спектра. При вычислениях были использованы теоретические данные о распределении энергии в спектре звезды, полученные из расчётов моделей звёздных фотосфер. Как уже говорилось (в § 6), эти данные несколько отличаются от результатов наблюдений, выполненных с помощью ракет. Поэтому приведённые значения величины WI нуждаются в некотором пересмотре.

Таблица 54

Средняя интенсивность излучения

в межзвёздном пространстве

Спектр

W

WI

912 A

1500 A

2000 A

O5

2·10^2^1

O6-O8

3·10^2

5,7·10^2^2

4,4·10^2^2

3,5·10^2^2

B0-B2

10^1

4,1·10^2

3,2·10^2

2,5·10^2

B3-B9

4·10^1

4·10^2

4·10^2

4·10^2

A0-A9

10^1

1,2·10^2

1,5·10^2

1,3·10^2

F-M

2·10^1^3

Сумма

1,0·10^1

0,9·10^1

0,8·10^1