Курс теоретической астрофизики

Значения величины WI были вычислены для излучения в интервале длин волн от 912 до 2000 A потому, что именно это излучение вызывает ионизацию атомов в зоне H I. Напомним, что при 912 A излучение в зоне H I практически отсутствует, так как оно поглощается водородом в зонах H II.

Если плотность излучения в данном месте известна, то можно легко определить степень ионизации любого атома. Для этого мы должны воспользоваться соотношением, выражающим собой равенство между числом ионизаций и числом рекомбинаций. Это соотношение имеет вид

n_en

n

=

1

C

_i

=

(H)

k

c

h

d

,

(33.21)

где — частота ионизации рассматриваемого атома и (H) — частота ионизации водорода. Входящая в (33.21) величина даётся формулой (33.19).

Плотность излучения в межзвёздном пространстве очень мала. Однако вместе с тем мала и концентрация свободных электронов n_e. Поэтому степень ионизации многих атомов в межзвёздном пространстве оказывается гораздо больше единицы. Например, подсчёты по формуле (33.21) дают, что для кальция (потенциал ионизации 6,1 эВ) величина n/n порядка 10. Даже для ионизованного кальция (потенциал ионизации 11,9 эВ) степень ионизации, т.е. величина n/n, порядка 10^2.

Следует отметить, что концентрация свободных электронов в зонах H I гораздо меньше, чем в зонах H II (приблизительно на три порядка). Объясняется это тем, что водород, являющийся самым распространённым элементом в Галактике, в зоне H I не ионизован. То же самое относится и к следующему по распространённости элементу — гелию. Свободные электроны возникают в зоне H I лишь при ионизации элементов, относительное содержание которых невелико (углерод, натрий и др.).

3. Межзвёздные линии поглощения.

Присутствие газа в межзвёздном пространстве обнаруживается не только по его свечению, но также и по линиям поглощения в спектрах звёзд, возникающим при прохождении звёздного излучения через межзвёздный газ. Впервые межзвёздные линии поглощения (H и K ионизованного кальция) наблюдались в спектре спектрально-двойной звезды Ориона Гартманом в 1904 г. Эти линии не меняли своего положения в спектре, в то время как другие линии периодически смещались вследствие вращения одной звезды вокруг другой. Позднее межзвёздные линии поглощения наблюдались и в спектрах одиночных звёзд. Сначала думали, что звёзды окружены облаками ионизованного кальция. Однако затем был открыт эффект увеличения интенсивности межзвёздных линий поглощения с увеличением расстояния до звезды. Это позволило выработать правильную точку зрения, заключающуюся в том, что газ заполняет все межзвёздное пространство. Упомянутый же эффект стал использоваться для приближённого определения расстояний до звёзд.

Межзвёздных линий поглощения в видимой части спектра обнаружено немного. Кроме уже упомянутых линий H и K ионизованного кальция, наблюдаются ещё линии D и D натрия и некоторые другие. Из молекулярных линий найдены только линии нейтральной и ионизованной молекулы CH и циана CN. Все эти линии возникают из основных состояний атомов и молекул.

Такой характер спектра поглощения межзвёздного газа объясняется тем, что степень возбуждения атомов и молекул в межзвёздном пространстве очень низка. Поэтому линии, возникающие из возбуждённых состояний, чрезвычайно слабы и наблюдаться не могут. Спектр поглощения межзвёздного газа должен состоять только из линий основных серий, и мы обнаруживаем те из них, которые находятся в видимой части спектра. Линии основных серий многих распространённых элементов расположены в ультра фиолетовой части спектра (912 A2000 A) и их можно наблюдать с помощью космических аппаратов. Линии, лежащие за границей лаймановской серии (912 A), наблюдаться не могут вследствие поглощения межзвёздным; водородом.

Следует подчеркнуть большое различие в степени ионизации и степени возбуждения атомов в межзвёздном пространстве. Как мы видели, степень ионизации межзвёздного газа довольно велика. Объясняется это тем, что малость плотности излучения компенсируется малостью концентрации свободных электронов. Иными словами, редко происходят фотоионизации атомов, но редко совершаются и обратные процессы — рекомбинации. Иначе обстоит дело в случае возбуждения атомов. Атомы попадают в возбуждённые состояния (под действием излучения звёзд или при столкновениях) также очень редко. Однако из возбуждённых состояний быстро совершаются спонтанные переходы (не зависящие, в отличие от рекомбинаций, от физических условий). Поэтому степень возбуждения атомов в межзвёздном пространстве оказывается чрезвычайно малой.

Изучение межзвёздных линий поглощения даёт возможность определить многие характеристики межзвёздного газа. Делается это путём сравнения теоретических и наблюдённых профилей линий и их эквивалентных ширин.