17. Межзвездные линии поглощения

В спектрах большинства звезд имеются сильные линии поглощения ионизованного кальция и более слабые линии натрия. С повышением температуры сначала Na I, а затем Са II ионизуются, и в спектрах более горячих звезд. их линии исчезают. В частности, линии Са II слабы в спектрах звезд класса В и отсутствуют в спектрах О-звезд. Уже давно было замечено, что в спектрах некоторых горячих звезд имеются узкие линии Са II и иногда Na I. Эти линии отличались особыми свойствами. Например, их интенсивность зависит не от спектрального подкласса, а от расстояния до звезды - в более далеких звездах они сильнее. Наблюдения спектрально-двойных звезд уверенно доказали, что эти линии не принадлежат звезде, а образуются в газовой среде, расположенной где-то между звездой и наблюдателем. Спектрально-двойными звездами называются очень тесные пары, которые не могут быть разделены даже в телескоп. Об их двойственности судят по спектру. Обращаясь вокруг общего центра тяжести, каждая из звезд то приближается к нам, то удаляется, ее линии смещаются то в фиолетовую, то в красную сторону. В то же время линия Са II не участвует в этих колебаниях. Такие линии, названные межзвездными, доказывают существование газа в пространстве. Позже были найдены и другие межзвездные линии, принадлежащие атомам Са I, K I, Ti II, Fe II и молекулам CN, СН, СН II и др. Все эти линии образуются в результате поглощения из основного состояния, что можно было ожидать, так как возбужденных атомов и молекул в межзвездном пространстве очень мало. Детальное исследование межзвездных линий Са II было предпринято В. Адамсом (США) при помощи 2,5-метрового рефлектора. Адамс получил около тысячи спектров горячих звезд, определил лучевые скорости, форму и интенсивности линий. Оказалось, что линии не имеют симметричной формы, а состоят обычно из нескольких более узких линий различной интенсивности (рис. 15). Как правило, сильные компоненты имеют небольшую скорость по лучу зрения - до 7 - 10 ^км/_сек, сливаясь в одну линию. Более слабые компоненты имеют иногда большее смещение, соответствующее скорости в несколько десятков ^км/_сек. Расщепление межзвездных линий говорит о том, что газовая среда состоит как бы из отдельных облаков, движущихся с различными скоростями. При этом скорости более плотных, массивных облаков, дающих сильные компоненты, невелики (в среднем 6 - 8 ^км/_сек), а скорости небольших разреженных облаков могут быть значительны.

Число компонентов и общая интенсивность поглощения в центральной части линии, где сливаются несколько "медленных" компонентов, в среднем увеличиваются с увеличением расстояния до звезды, хотя в отдельных случаях наблюдаются значительные отклонения. Анализ данных наблюдений позволил Б. Стремгрену (Дания) построить грубую картину структуры межзвездного газа. Он нашел, что луч зрения, проходящий вблизи плоскости Галактики и имеющий длину тысячу парсеков, пересекает в среднем около десяти облаков, диаметр которых порядка 10 парсеков. Таким образом, облака занимают около 5% объема. Средняя плотность облаков, определенная по линиям излучения водородных полей, близка к 10 атомам (ионам) водорода на 1 см³. Между облаками, насколько можно судить по интенсивности самых слабых из наблюдавшихся линий межзвездного кальция (считая относительное содержание кальция известным), плотность не превышает 0,1 атома водорода на 1 см³.

Рис. 15. Компоненты межзвездных линий Са II (Паломарская обсерватория)

Небольшая дисперсия скоростей основной массы облаков межзвездного газа приводит к тому, что они сконцентрированы в очень тонком слое около плоскости Галактики, толщиной приблизительно 250 парсеков. Однако отдельные более быстрые облака могут подниматься на большую высоту. Это подтверждается наблюдениями Г. Мюнха (Мексика), который фотографировал при помощи пятиметрового рефлектора спектры немногочисленных горячих звезд, находящихся далеко от Млечного Пути - на 30° и больше. Свет этих звезд большую часть пути проходит вне слоя облаков. Тем не менее в их спектрах наблюдаются межзвездные линии, причем обычно с довольно большими скоростями. Компонентов линий слишком много, чтобы можно было считать их образующимися на последнем участке, когда луч входит в слой облаков вблизи плоскости Галактики. Кроме того, число компонентов в среднем увеличивается с расстоянием до звезды, так что наблюдения можно истолковать только в том смысле, что часть более быстрых облаков поднимается на высоту нескольких сот парсеков над галактической плоскостью.

Из интенсивностей межзвездных линий Б. Стремгрен оценил электронную концентрацию в облаках, что позволяет судить о степени ионизации водорода в них. Принцип одного из использованных методов заключается в следующем. По линиям тех атомов и молекул, которые наблюдаются в двух состояниях ионизации, например Са I и Са II или СН I и СН II, можно оценить отношение их содержаний, т. е. степень ионизации данного атома или молекулы. Степень ионизации определяется балансом между ионизациями и рекомбинациями. Ионизации производятся излучением звезд, и число их может быть рассчитано, поскольку количество звезд разных классов и распределение энергии в их спектре приблизительно известны. Подобные расчеты проводились в последние годы С. А. Капланом (СССР) и X. Ламбрехтом и X. Циммерманом (ГДР). Число же рекомбинаций зависит от концентрации свободных электронов, которая таким образом может быть вычислена. Для среднего облака она оказалась равной приблизительно 0,005 электронов на 1 см³. Поскольку в таком облаке находится около десяти атомов водорода в 1 см³, это означает, что водород в типичных межзвездных облаках не ионизован.

Изложенная картина распределения в пространстве и движения облаков, конечно, очень груба. В частности, она совершенно не связывает облака со спиральными ветвями, которые, как будет показано ниже, в значительной степени определяют распределение газа.