Курс теоретической астрофизики

Более подробное рассмотрение вопроса показывает, что нагревание газа в зоне 𝙷 I вызывается не столько излучением звёзд, сколько космическими лучами и рентгеновским излучением от различных источников. Учёт этих механизмов нагрева в уравнении энергетического баланса приводит к температуре газа порядка 30—80 K. Эта температура относится к облакам межзвёздного газа. Между же облаками, где плотность гораздо меньше, температура должна быть порядка 5000—7000 K. Эти теоретические заключения подтверждаются измерением профилей межзвёздной линии водорода с длиной волны 21 см.

При условиях, существующих в зонах нейтрального водорода, в них должно присутствовать значительное число разных молекул. При термодинамическом равновесии концентрация молекул определяется формулой (14.20). Так как в межзвёздном пространстве нет термодинамического равновесия, то для нахождения концентрации молекул приходится использовать условие равенства между числом образующихся и числом диссоциирующих молекул. Таким путём, в частности, найдено, что в межзвёздных облаках должно быть много молекул водорода 𝙷₂. Однако эти молекулы в течение долгого времени не были обнаружены, так как все их линии, возникающие из основного состояния, расположены в ультрафиолетовой области спектра. Лишь при внеатмосферных наблюдениях с борта космических аппаратов эти линии удалось зарегистрировать. По их эквивалентным ширинам получено, что количество молекул водорода 𝙷₂ составляет заметную долю количества атомов водорода 𝙷 (порядка 5—50%).

Кроме молекулы 𝙷₂, при наблюдениях в видимой и ультрафиолетовой областях спектра обнаружены в межзвёздном пространстве также молекулы 𝙲𝙷, 𝙲𝙷⁺, 𝙲, 𝙲𝙾. Линии очень многих молекул наблюдаются в радиодиапазоне (о них см. ниже).

5. Движение межзвёздного газа.

Как показывают наблюдения межзвёздных линий поглощения, газовые облака в межзвёздном пространстве движутся со скоростями порядка 10 км/с. Наблюдения светящихся газовых облаков приводят приблизительно к таким же результатам. В этом случае скорости движения облаков определяются по смещению эмиссионных линий в их спектрах. Вместе с тем внутри облаков существуют и беспорядочные (турбулентные) движения. Это проявляется в том, что лучевые скорости разных элементов газового облака различны. В частности, внутренние движения были подробно изучены в случае туманности Ориона. Оказалось, что средняя скорость таких движений порядка 7 км/с.

Исследование движения межзвёздного газа производится методами газовой динамики (см. [6] и [7]). Здесь мы отметим лишь некоторые результаты.

Если газовое облако находится в вакууме, то оно, естественно, должно расширяться. Как показал Риман, скорость расширения равна

𝑣

=

2𝑣_𝑠

2γ-1

(33.31)

где 𝑣_𝑠 — скорость звука и γ — показатель адиабаты.

Скорость звука, как известно, даётся формулой

𝑣

_𝑠

=

⎛

⎜

⎝

γ𝑘𝑇

μ𝑚_𝙷

⎞½

⎟

⎠

,

(33.32)

где μ — средняя молекулярная масса. Межзвёздный газ является в основном одноатомным, вследствие чего γ=⁵/₃. Можно считать, что μ=1 и 𝑇=100 K в зоне 𝙷 I и μ=½ и 𝑇=10 000 K в зоне 𝙷 I. Поэтому для скорости звука в этих зонах получаем значения 𝑣_𝑠=1,2 км/с и 𝑣_𝑠=19 км/с соответственно.

При указанных значениях γ и 𝑣_𝑠 из формулы (33.31) следует, что облако ионизованного водорода должно расширяться в пустоту со скоростью порядка 60 км/с. Очевидно, что приблизительно с такой же скоростью будет происходить расширение и тогда, когда плотность облака гораздо больше плотности окружающей среды. Однако обычно плотность зоны 𝙷 II не отличается значительно от плотности примыкающей к ней зоны 𝙷 I. В этом случае зона 𝙷 II будет расширяться медленнее, однако она всё-таки должна расширяться вследствие большой разницы давлений в этих зонах, вызванной разницей температур. Расширение горячего газа зоны 𝙷 II приводит в движение холодный газ зоны 𝙷 I и сжимает его. Вместе с тем при этом уменьшается плотность горячего газа и он становится прозрачнее для излучения звезды в лаймановском континууме. Это излучение проникает в сжатый холодный газ и вызывает его ионизацию. Благодаря такому процессу во внешнем слое зоны 𝙷 II должен находиться более плотный газ и он должен светиться ярче газа во внутренних частях. Как показывают наблюдения, зоны 𝙷 II, действительно, часто ограничены светлыми ободками.

Характерной чертой движения межзвёздного газа является образование ударных волн. Это объясняется тем, что скорости движения газа в межзвёздном пространстве часто превосходят скорость звука (особенно в зонах 𝙷 I). Возникновение ударных волн может происходить при различных процессах: при расширении зоны 𝙷 II (или, как иногда говорят, при движении ионизационного фронта), при встречах межзвёздных облаков, при движении оболочек, выброшенных при вспышках новых и сверхновых звёзд.