НОВОСТИ    БИБЛИОТЕКА    ССЫЛКИ    КАРТА САЙТА    О САЙТЕ







предыдущая главасодержаниеследующая глава

10. Тепловой баланс и температура туманностей

До сих пор температура туманности рассматривалась как заданная величина, которая определялась из наблюдений запрещенных линий. Теперь нужно выяснить, как нагревается и охлаждается туманность, какие факторы определяют значение температуры. Эти вопросы рассматривались В. В. Соболевым (СССР), Л. Адлером (США) и др. Источником нагрева газа является ультрафиолетовое излучение горячей звезды. При ионизации атома водорода вырванный электрон имеет энергию, равную разности между энергией кванта и энергией, необходимой для ионизации. Другими словами, эта энергия пропорциональна разности частот кванта и предела серии Лаймана. Очевидно, что средняя величина этой разности зависит от температуры звезды. Чем горячее звезда, тем дальше сдвинут максимум ее излучения в коротковолновую часть спектра и тем больше, в среднем, энергия вырванного электрона. Эту среднюю энергию можно оценить, разделив всю энергию, заключенную в ультрафиолетовой части спектра за лаймановским пределом, на число квантов в этом излучении и вычтя энергию ионизации водорода. Полученная реличина оказывается довольно значительной. Для звезд с температурой ядер планетарных туманностей она соответствует 50 000 - 100 000°. Правда, нужно учесть, что излучение звезд отклоняется от излучения черного тела, причем особенно сильные отклонения имеют место за лаймановским пределом и за пределом основных серий Не I и He II. Это несколько уменьшает среднюю энергию кванта. Вырванный электрон вскоре сталкивается с другими электронами и обменивается с ними энергией, в результате чего устанавливается тепловое распределение. Если бы не было факторов, ведущих к охлаждению, средняя энергия электронного газа была бы такой же, как у вырванных электронов. Между тем, наблюдения показывают, что температура туманностей не превосходит 20 000°. Следовательно, должны существовать какие-то процессы, при которых расходуется часть энергии электронного газа. Такими процессами являются возбуждение атомов столкновениями, а также свободно-свободные переходы, в результате которых энергия электронного газа превращается в кванты излучения, покидающие туманность. Рекомбинационное излучение в линиях водорода не приводит к охлаждению, оно совершается за счет энергии связи электрона с ядром, за счет химической, а не кинетической энергии.

Расход энергии на возбуждение очень сильно зависит от химического состава туманностей. Если туманность состоит только из водорода и гелия, то ближайший к основному уровень очень высок, он требует для своего возбуждения энергии, соответствующей 80 000°. Поэтому при температуре, например, 10000° только очень небольшая часть электронов сможет возбудить водород, и потеря энергии будет соответственно мала. Охлаждение из-за свободно-свободных переходов тоже мало при низкой температуре, следовательно, она будет повышаться до нескольких десятков тысяч градусов. Таким образом, температура чисто водородной (или с примесью гелия) планетарной туманности должна превышать 20 000 - 30 000°. Однако даже небольшая примесь других элементов изменяет ситуацию. У ионов кислорода, азота, серы и др. имеются низкие уровни, которые хорошо возбуждаются уже при температурах порядка 10 000°. Почти все эти уровни метастабильны, переход с них вниз запрещен правилами отбора. Если бы плотность была велика и за возбуждением уровней следовали бы удары второго рода, то большая часть энергии возвращалась бы обратно электронному газу и лишь немного уходило бы в виде квантов.

Но в туманностях плотность мала, удары второго рода не очень существенны, поэтому большинство возбуждений приводит к излучению запрещенных линий, которые свободно уходят из туманности, так как вероятность поглощения их очень мала.

Принимая, что основная часть энергии, приходящей от ионизации водорода, расходуется на возбуждение запрещенных линий, можно составить условие равновесия, которое определяет температуру туманности. Приход энергии равен числу ионизации или числу рекомбинаций - эти числа равны в стационарных условиях, - умноженному на среднюю разность энергий вырванного и рекомбинировавшего электрона (энергия последнего определяется температурой газа). Поскольку каждая рекомбинация приводит к появлению кванта серии Бальмера, приход энергии оказывается в конце концов пропорциональным числу бальмеровских квантов и средней разности энергий электронов. С ростом температуры газа приход энергии уменьшается, так как уменьшается и число рекомбинаций (быстрые электроны захватываются

Протонами хуже, чем медленные) и средняя разница энергии вырванного электрона и рекомбинирующего. Расход энергии, напротив, довольно быстро увеличивается с температурой, так как при этом все большая часть электронов может возбуждать запрещенные уровни. Поэтому в каждом случае должна установиться некоторая равновесная температура. Для ее расчета нужно по существу знать отношение суммарной интенсивности всех запрещенных линий к бальмеровским и температуру центральной звезды - точнее среднюю энергию вырванного электрона. Все другие свойства туманности - расстояние, размеры, абсолютная яркость и т. п.- исключаются, так как они одинаковым образом входят в выражения для прихода и для расхода энергии.

Вычисление суммарной интенсивности запрещенных линий можно провести теоретически для заданных температуры и химического состава. Однако поскольку и состав, и сечения возбуждения, и степень ионизации известны с недостаточной точностью, обычно используют непосредственно наблюдаемые интенсивности. При этом делается неявное предположение, что все основные линии расположены в видимой части спектра. Оцененная таким образом температура различна для разных планетарных туманностей, значения ее, по данным В. В. Соболева, заключены в интервале от 13 000 до 19 000° и в общем, с точностью до возможных ошибок наблюдений и расчетов, согласуются с величиной, найденной из отношения интенсивности небулярных линий и линий типа полярных сияний. Это показывает, что представления о процессах, определяющих излучение и температуру туманностей, в основном правильны.

Следует упомянуть еще об одном механизме, возбуждающем свечение некоторых линий туманностей. Этот механизм не имеет такого принципиального значения, как рассмотренные выше рекомбинации и возбуждение ударом, его можно рассматривать скорее как курьез, игру природы. Боуэн заметил, что некоторые ультрафиолетовые разрешенные линии О III хорошо заметны в спектрах туманностей, в то время как большинство других разрешенных линий отсутствуют. Оказалось, что все наблюдаемые линии имеют общий верхний уровень, причем в схеме термов этот уровень отстоит от основного на расстояние, практически в точности равное расстоянию между первым и вторым уровнем Не II. Схема термов Не II подобна схеме термов водорода, отличаясь от нее большим масштабом. Переход 2→1 соответствует линии Lα, но длина волны кванта в четыре раза меньше - 303,8 Å. Подобно тому как каждый квант, поглощенный туманностью за пределом серии Лаймана, дает после ряда превращений квант Lα, так и кванты за пределом главной серии Не II превращаются в кванты λ 303,8 Å. Интенсивность излучения в этой линии должна быть довольно значительна, тем более, что кванты ее не сразу выходят из туманности, а накапливаются, многократно поглощаясь и излучаясь. Линия 303,8 Å возбуждает ионы О III до уровня, высота которого, как уже говорилось, почти в точности равна энергии кванта. Переходы с этого уровня на более низкие дают наблюдаемые ультрафиолетовые линии О III. В то же время соседние уровни О III не возбуждаются, и переходы с них не наблюдаются.

На этом можно закончить рассмотрение процессов, вызывающих свечение планетарных туманностей. Остается только кратко рассказать об их динамике и эволюции.

предыдущая главасодержаниеследующая глава










© Злыгостев Алексей Сергеевич, подборка материалов, оцифровка, статьи, оформление, разработка ПО 2001-2019
При копировании материалов проекта обязательно ставить активную ссылку на страницу источник:
http://12apr.su/ 'Библиотека по астрономии и космонавтике'

Рейтинг@Mail.ru Rambler s Top100