Курс теоретической астрофизики

Если нетепловое радиоизлучение Галактики имеет синхротронное происхождение, то надо объяснить, каким путём появляются в ней релятивистские электроны. Как уже говорилось в §31, релятивистские электроны могут возникать при вспышках сверхновых. Однако существуют и другие механизмы образования частиц высоких энергий в Галактике. Одним из них является «статистический механизм», указанный Ферми. Он заключается в ускорении заряженных частиц при столкновении с намагниченным облаком межзвёздного газа. Такое столкновение может привести как к ускорению, так и к замедлению частицы, однако подсчёты показывают, что ускорение происходит чаще, причём оно тем эффективнее, чем больше энергия частицы. Возможно, что частицы высоких энергий, образующиеся при вспышках сверхновых, ускоряются ещё затем в результате действия механизма Ферми.

3. Монохроматическое радиоизлучение.

В радиодиапазоне межзвёздная среда излучает энергию не только в непрерывном спектре, но и в спектральных линиях. Эти линии возникают при переходах между очень близкими друг к другу дискретными уровнями. Важнейшая из таких линий принадлежит водороду и имеет длину волны =21 см. Она возникает при переходах между подуровнями сверхтонкой структуры основного состояния атома. На возможность наблюдения этой линии впервые указал ван де Хюлст, а затем она была действительно обнаружена. В дальнейшем исследования галактического радиоизлучения в этой линии производились многими астрофизиками. Следует подчеркнуть, что такие исследования являются главным источником наших сведений о нейтральном водороде в межзвёздном пространстве (так как он находится преимущественно в зонах H I, где не даёт излучения в видимой части спектра).

Вычисления показали, что эйнштейновский коэффициент спонтанного перехода в линии =21 см равен

A

=

2,85·10^1

с^1

.

(34.11)

Как видим, он очень мал и поэтому средняя продолжительность жизни атома на возбуждённом подуровне основного состояния чрезвычайно велика — около 10 лет.

Возбуждение верхнего подуровня происходит при столкновениях между атомами. В условиях межзвёздной среды такие столкновения совершаются крайне редко, однако всё-таки более часто, чем спонтанные переходы между подуровнями. Поэтому можно считать, что распределение атомов по подуровням даётся формулой Больцмана при кинетической температуре газа T_k В таком случае отношение коэффициента излучения к коэффициенту поглощения в линии =21 см будет равно значению функции Планка при той же температуре, т.е. величине B(T_k).

На основании сказанного интенсивность излучения в рассматриваемой линии представляется формулой

I

=

B

(T

_k

)

1

-

exp

-

t

+

I

''

,

(34.12)

где — полный оптический путь луча в частоте внутри линии для данного направления в Галактике, а I'' — интенсивность галактического излучения в непрерывном спектре в частотах линии.

Величина I'' (обусловленная в основном нетепловым излучением Галактики) определяется формулой

I

''

=

0

e

^-r

dr

=

1

-

exp

-

t

,

(34.13)

где — объёмный коэффициент излучения в непрерывном спектре, а — объёмный коэффициент поглощения в линии. Пусть I — интенсивность излучения в непрерывном спектре при отсутствии поглощения в линии. Коэффициент излучения выражается через I при помощи формулы (34.10). Пользуясь также формулой t=r вместо (34.13) получаем

1

-

exp

-

t

I

''

=

I

.

t

(34.14)

Вне пределов линии, т.е. при t->0, как и должно быть, I'->I. Величина I может быть найдена по наблюдениям соседнего с линией участка непрерывного спектра.

Так как коэффициент поглощения в линии =21 см очень мал (он пропорционален малой величине A), то для большинства направлений в Галактике величина t оказывается меньше единицы. Лишь в некоторых областях неба (в частности, в направлении на галактический центр) t>>1. В последнем случае по наблюдённой интенсивности линии, которая теперь близка к величине B(T_k) можно определить температуру газа в областях H I. Таким путём для этой температуры получается значение T_k125 K.

В случае же, когда t1, вместо (34.12) имеем

I

'

-

I

=

B

(T

_k

)

t

.

(34.15)

Пользуясь этой формулой, по наблюдённой интенсивности излучения в линии =21 см можно найти величину t Это позволяет сделать заключение о распределении и движении межзвёздного водорода. Величина t может быть записана в виде

t

=

0

n(r)

k(-)

dr

.

(34.16)

где n(r) — концентрация атомов водорода на расстоянии r в рассматриваемом направлении и k(-) — коэффициент поглощения, рассчитанный на один атом. Здесь под понимается центральная частота линии, соответствующая лучевой скорости v(r) данного объёма по отношению к наблюдателю, т.е.

=

+

v(r)

c

.

(34.17)