Курс теоретической астрофизики

Мы видим, что теоретический бальмеровский декремент в каждом из рассмотренных случаев слабо зависит от электронной температуры и практически может считаться постоянным. Однако наблюдённый бальмеровский декремент заметно меняется от туманности к туманности, причём он более крут, чем теоретический (например, для многих туманностей отношение интенсивностей линий 𝙷_α и 𝙷_β приблизительно равно 5). Как было установлено, расхождения между теорией и наблюдениями объясняются в основном избирательным поглощением света в пространстве, приводящим к покраснению далёких объектов. Благодаря этому наблюдённое отношение интенсивностей линий 𝙷_α и 𝙷_β и кажется больше, чем оно есть на самом деле. После учёта поглощения света теория (в случае В) и наблюдения согласуются удовлетворительно. Это видно, например, из табл. 33, в последнем столбце которой приведён наблюдённый бальмеровский декремент с учётом поглощения света (средний для 17 туманностей).

Таблица 33

Бальмеровский декремент

𝑇

_𝑒

, K

Случай А

Случай B

Набл.

10 000

20 000

10 000

20 000

𝙷

_α

1,91

1,99

2,71

2,97

2,77

𝙷

_β

1,00

1,00

1,00

1,00

1,00

𝙷

_γ

0,589

0,569

0,506

0,491

0,50

𝙷

_δ

0,378

0,356

0,298

0,282

0,26

𝙷

_ε

0,258

0,238

0,192

0,178

0,18

Очевидно, что путём сравнения теоретических и наблюдённых интенсивностей линий в спектрах туманностей можно определить поглощение света в Галактике. При таких определениях целесообразно использовать данные не только о бальмеровских, но и о пашеновских линиях.

К настоящему времени, кроме относительных интенсивностей линий водорода в спектрах туманностей, также приближённо вычислены относительные интенсивности линий некоторых других атомов (в частности, 𝙷𝚎 I и 𝙽 III).

3. Роль столкновений.

Свободные электроны, возникающие при фотоионизации атомов, обладают довольно большой кинетической энергией. Эту энергию они могут тратить на возбуждение атомов при столкновениях. Очевидно, что чем меньше потенциал возбуждения атома, тем большая доля свободных электронов может возбудить этот атом. Поэтому атомы, имеющие низкие потенциалы возбуждения, в туманностях возбуждаются в основном электронными ударами. Так, в частности, происходит возбуждение свечения туманностей в линиях «небулия». Однако электронные удары не могут заметно влиять на населённости уровней атомов с большими потенциалами возбуждения. Сейчас мы рассмотрим вопрос о возбуждении электронными ударами атомов водорода (потенциалы возбуждения которых надо отнести к значительным, хотя и не очень большим). Столкновения, приводящие к свечению туманностей в линиях «небулия», будут подробно рассмотрены в следующем параграфе.

Пусть, как и выше, 𝑛₁𝑛_𝑒𝐷_𝑖(𝑇_𝑒) — число возбуждений и 𝑛₁𝑛_𝑒𝐷_𝑐(𝑇_𝑒) — число ионизаций из основного состояния при столкновениях в 1 см³ за 1 с. Значения величин 𝐷_𝑖(𝑇_𝑒) и 𝐷_𝑐(𝑇_𝑒) для водорода, вычисленные Чемберленом, приведены в табл. 34. При 𝑖>6 величина 𝐷_𝑖 приближённо определяется формулой

𝐷

_𝑖

=

𝐷₆

⎛

⎜

⎝

6

𝑖

⎞3,20

⎟

⎠

.

(24.11)

Таблица 34

Значения величин 𝐷_𝑖(𝑇_𝑒) и

𝐷_𝑐(𝑇_𝑒) для водорода

 𝑇

_𝑒

, K

10 000

20 000

40 000

𝐷₂

231

⋅10⁻¹⁵

89

⋅10⁻¹²

23,2

⋅10⁻¹⁰

𝐷₃

6

,32

6

,85

5

,05

𝐷₄

1

,50

1

,86

0

,92

𝐷₅

0

,435

0

,69

0

,404

𝐷₆

0

,201

0

,36

0

,218

𝐷

_𝑐

27

,7

5

,31

6

,25

Для определения чисел атомов в разных состояниях при возбуждении столкновениями мы должны составить уравнения стационарности, аналогичные уравнениям (24.3). В данном случае вместо числа рекомбинаций 𝑛_𝑒𝑛⁺𝐶_𝑖 надо написать число столкновений 𝑛₁𝑛_𝑒𝐷_𝑖. Поэтому вместо уравнения (24.3) получаем

𝑛

_𝑖

𝑖-1

∑

𝑘=2

𝐴

_𝑖𝑘

=

𝑛₁

𝑛

_𝑒

𝐷

_𝑖

(𝑇

_𝑒

)

+

∞

∑

𝑘=𝑖+1

𝑛

_𝑘

𝐴

_𝑘𝑖

(𝑖=3, 4, 5, …).

(24.12)

В результате решения уравнений (24.12) могут быть найдены величины 𝑛_𝑖/𝑛₁𝑛_𝑒, а затем и относительные интенсивности эмиссионных линий. Вычисленный Чемберленом бальмеровский декремент приведён в табл. 35.

Таблица 35

Бальмеровский декремент

при возбуждении столкновениями

 𝑇

_𝑒

, K

10 000

20 000

40 000

𝙷

_α

5,76

4,79

4,96

𝙷

_β

1,000

1,000

1,000

𝙷

_γ

0,291

0,347

0,383

𝙷

_δ

0,136

0,169

0,194

𝙷

_ε

0,076

0,097

0,112