Читаем Курс теоретической астрофизики полностью

Курс теоретической астрофизики

При наблюдениях планетарных туманностей в инфракрасном участке спектра было обнаружено, что от некоторых из них идёт весьма интенсивное излучение в области длин волн 5—20 мкм. Поток этого излучения по порядку величины сравним с потоком излучения туманности в видимой области спектра. Инфракрасное излучение таких туманностей складывается из двух частей: теплового излучения газа (обусловленного в основном рекомбинациями и свободно-свободными переходами атома водорода) и значительного избыточного излучения.

Для объяснения избыточного излучения предполагается, что оно идёт от находящихся в туманности пылевых частиц, которые нагреваются L_α-квантами. Как мы знаем, из каждого L_α-кванта звезды, поглощённого туманностью, обязательно образуется один L_α-квант, который весьма долго диффундирует в туманности. Если в ходе диффузии L_α-квантов вся их энергия тратится на нагревание пылевых частиц, то этой энергии вполне достаточно, чтобы вызвать наблюдаемое инфракрасное излучение туманностей. Вместе с тем подсчёты показывают, что максимум этого излучения должен быть при длине волны около 10 мкм, т.е. положение его также соответствует наблюдениям.

В действительности некоторая часть L_α-квантов выходит из туманности наружу. Как увидим далее, это происходит в основном вследствие перехода квантов в крылья линии, вызванного перераспределением по частоте при элементарном акте рассеяния, а также благодаря наличию градиента скорости. Однако учёт этих эффектов не сильно влияет на упомянутые выше оценки, если количество пыли в туманности не слишком мало. Чтобы объяснить наблюдаемое инфракрасное излучение туманностей действием указанного механизма надо считать, что оптическая толщина пылевой компоненты туманности в видимой части спектра порядка одной десятой.

В пользу предположения о наличии пыли в планетарных туманностях говорит также и тот факт, что в спектрах одних туманностей избыточное инфракрасное излучение очень сильное, а в спектрах других — слабое. Это можно объяснить тем, что в одних туманностях пыли много, а в других мало.

§ 27. Диффузия излучения в туманностях

1. Поле L_𝑐-излучения.

При определении интенсивностей эмиссионных линий мы предполагали, что туманности прозрачны для излучения в этих линиях. Такое предположение не вызывает сомнения по отношению к линиям субординатных серий, так как в возбуждённых состояниях находится очень мало атомов. Оно справедливо также и по отношению к запрещённым линиям (даже если нижнее состояние — основное) вследствие чрезвычайной малости для них коэффициента поглощения, рассчитанного на один атом.

Однако, вообще говоря, туманности не прозрачны для излучения в частотах основной серии. Это сильно усложняет расчёт поля излучения в указанных частотах, так как при этом приходится применять уравнение переноса излучения. Мы сейчас сделаем расчёт поля излучения в частотах лаймановской серии водорода. При этом для простоты примем, что туманность ограничена двумя концентрическими сферами с радиусами 𝑟₁ и 𝑟₂, а в центре этих сфер находится ядро туманности. Толщину туманности будем считать малой по сравнению с её расстоянием от ядра (т.е. 𝑟₂-𝑟₁≪𝑟₁). В таком случае туманность может считаться состоящей из плоскопараллельных слоёв, а коэффициент дилюции излучения — постоянным.

Рассмотрим сначала поле излучения в лаймановской континууме. При поглощении L_𝑐-квантов, приходящих от звезды в туманность, происходит ионизация водородных атомов, а при последующих рекомбинациях на первый уровень L_𝑐-кванты излучаются. Такие процессы поглощения и излучения L_𝑐-квантов могут продолжаться и дальше. Следовательно, в туманности происходит диффузия L_𝑐-излучения. При этом вероятность «выживания» кванта при элементарном акте рассеяния равна отношению числа рекомбинаций на первый уровень к числу рекомбинаций на все уровни.

Чтобы определить плотность диффузного L_𝑐-излучения, мы должны написать уравнение переноса излучения и уравнение лучистого равновесия. В данном случае уравнение лучистого равновесия должно выражать собой тот факт, что в каждом элементарном объёме туманности число ионизаций равно числу рекомбинаций. Следовательно, мы имеем

𝑛

_𝑒

𝑛⁺

∞

∑

𝐶

_𝑖

𝑛₁

∞

∫

ν₁

𝑘₁

_ν

𝑑ν

ℎν

∫

(

𝐼

_ν

𝐼

_ν

⁰

)

𝑑ω

(27.1)

где 𝐼_ν — интенсивность диффузного излучения и 𝐼_ν⁰ — интенсивность излучения, приходящего в данное место туманности непосредственно от звезды. Ранее (в § 23) мы писали подобное уравнение без учёта диффузного излучения.

Обозначим через 𝑝 долю рекомбинаций на первый уровень. Кроме того, примем во внимание, что для водорода коэффициент поглощения на основании формулы (5.6) меняется с частотой по закону

𝑘₁

_ν

𝑘₁

_ν₁

⎛

⎜

⎝

ν₁

⎞³

⎟

⎠

(27.2)