НОВОСТИ    БИБЛИОТЕКА    ССЫЛКИ    КАРТА САЙТА    О САЙТЕ







предыдущая главасодержаниеследующая глава

18. Ионизация межзвездного водорода

Рассмотрим теперь более подробно состояние ионизации основного элемента межзвездной среды - водорода. Эта проблема была изучена Б. Стремгреном. Раньше уже упоминалось, что около горячих звезд водород в основном ионизован, а на достаточно большом расстоянии - нейтрален. В частности, межзвездные линии поглощения показывают, что водород в типичных облаках не ионизован. Степень ионизации водорода около горячей звезды очень высока. В главе I было подсчитано, что в планетарных туманностях число протонов в тысячи раз превосходит число нейтральных атомов водорода. Аналогичный подсчет может быть сделан и для диффузных туманностей. Наблюдаются туманности, размером в несколько парсеков, содержащие около 10 атомов в 1 см3. Число протонов в столбе, сечение которого равно 1 см2 и длина - радиусу туманности, равно в данном случае приблизительно 1020. Число же нейтральных атомов не может быть существенно больше, чем 1017, так как оптическая толща за лаймановским пределом не может быть значительно больше единицы.

Следовательно, среднее число нейтральных атомов в светящейся части туманности в несколько сот раз меньше, чем число ионов.

Рассмотрим качественно, как меняется ионизация однородной среды концентрации n с расстоянием от звезды. Из условия баланса числа ионизации, пропорционального n1I (n1- концентрация нейтральных атомов, I - поток ионизующей радиации), и числа рекомбинаций, пропорциональных ninе, можно найти, что степень ионизации ni/n1 пропорциональна I/nе. В однородной среде, где водород ионизован достаточно сильно, nе можно считать постоянным, так что ионизация пропорциональна I. Поток радиации обратно пропорционален квадрату расстояния от звезды и, кроме того, ослабляется поглощением, которое становится существенным, когда оптическая толща становится сравнимой с единицей. Итак, внутри туманности ионизация, очень сильная около звезды, постепенно уменьшается, пропорционально потоку радиации. Число нейтральных атомов увеличивается, но, поскольку оптическая толща еще мала, поглощение не очень существенно. С приближением к границам светящейся части туманности доля нейтральных атомов увеличивается и в конце концов может стать заметной. Допустим, например, что на некотором расстоянии от звезды n1= 0,1ni, так что если ni ≈ 10 (обычное облако), то n1 ≈ 1. Слой, содержащий один нейтральный атом в 1 см3, будет иметь оптическую толщу, равную единице, если толщина слоя немного больше, чем 1017 см. Подобная толщина очень мала по сравнению с радиусом светящейся части облака, измеряемым парсеками (1 парсек равен 3 × 1018 см). Однако этот сравнительно тонкий слой уменьшит поток радиации и, следовательно, ионизацию в 2,7 раза. Таким образом, в следующем слое будет около двух нейтральных атомов на 1 см3 (здесь необходимо уже принять во внимание влияние nе на состояние ионизации). Толщина следующего слоя, имеющего оптическую толщу, равную единице, будет равна приблизительно 0,6 × 1017 см, т. е. 0,02 парсека. Поток радиации, пройдя этот второй слой, ослабится еще в 2,7 раза, так что концентрация нейтральных атомов в третьем слое будет уже около 4 на см3 и толщина третьего слоя будет около 0,01 парсека. Продолжая эти рассуждения дальше, мы придем к выводу, что еще через 0,02 - 0,03 парсека водород будет уже практически полностью нейтральным. Резюмируя, можно сказать, что звезда почти полностью ионизует вокруг себя водород до известного расстояния, называемого радиусом зоны ионизованного водорода (зоны Н II). У границ зоны Н II ионизация водорода очень быстро падает до нуля, так что переходный слой, где число ионов и нейтральных атомов сравнимо, очень тонок, а далее идет область нейтрального водорода Н I, куда уже не проникает ионизующая радиация. Если бы весь водород был нейтральным, то слой с оптической толщей, равной единице, имел бы толщину 1017/n см. Толщина переходного слоя в несколько раз больше этой величины. Интересно, что она не зависит от свойств звезды и от радиуса зоны ионизации, а определяется только плотностью.

Найдем теперь, как зависит радиус зоны ионизации водорода s от плотности газа, а также от температуры и размеров звезды. Для этого напомним, как происходит излучение водородных линий. Ультрафиолетовые кванты от звезды ионизуют атомы водорода, после чего свободные электроны рекомбинируют, излучая, помимо других квантов, один квант бальмеровской серии. Следовательно, полное число рекомбинаций (и излученных бальмеровских квантов), во всей зоне Н II за 1 сек равно числу ионизующих квантов, испущенных звездой. Число рекомбинаций в 1 см3 пропорционально n2, и, поскольку среда предполагается однородной, полное число рекомбинаций во всем объеме пропорционально n2s3. Для данной звезды полное число ионизующих квантов постоянно, следовательно, n2s3 постоянно, так что s пропорционально n-2/2, т. е. радиус зоны ионизации уменьшается с увеличением плотности газа. Полная масса ионизованного газа пропорциональна ns3, т. е. n-1.

Следовательно, чем больше плотность, тем меньшую массу газа может ионизовать данная звезда. Физически это объясняется тем, что при большой плотности рекомбинации происходят чаще и большее число квантов необходимо, чтобы поддерживать водород в ионизованном состоянии.

Однако, несмотря на меньшую массу газа, излучение зоны Н II при большой плотности заметить легче. Действительно, поверхностная яркость, от которой зависит возможность обнаружить туманность на фоне неба, пропорциональна мере эмиссии, т. е. пропорциональна n2 s ∞ s-2. Следовательно, поверхностная яркость обратно пропорциональна квадрату радиуса зоны Н II, или ее площади. Этот результат может быть более наглядно получен из других соображений. Полное излучение зоны Н II определяется только излучением звезды и не зависит от плотности среды. Это излучение распределяется на всю площадь зоны, следовательно, количество энергии, приходящееся на 1 см2, обратно пропорционально общей площади. Отсюда следует, что если плотность газа около звезды данного класса низка, так что радиус зоны ионизации велик, то излучение газа распределяется по очень большой площади и может быть недоступно для наблюдений.

Рассмотрим теперь, как зависит радиус зоны ионизации от свойств звезды. Если при такой же температуре звезды увеличить ее поверхность в N раз или предположить, что вместо одной звезды имеется группа из iV звезд той же температуры, то число ионизующих квантов увеличится в N раз, так что в N раз увеличится и число рекомбинаций (∞ n2s3). При той же плотности s увеличится в N 1/3 раз, а объем зоны в N раз, что вполне естественно. Остается выяснить, как зависит радиус зоны ионизации от температуры звезды. Очевидно, что при том же размере звезды он должен быть пропорционален кубичному корню из числа ионизующих квантов (за пределом серии Лаймана), излучаемых единицей поверхности. Эта величина очень быстро растет с повышением температуры, так что, например, объем зоны, ионизуемой звездой 05 (температура около 45 000°), в несколько миллионов раз больше, чем объем, ионизуемый звездой АО. Расчет показывает, что в среде, содержащей один атом в 1 см3, радиус зоны ионизации для звезды 05 равен приблизительно 70 парсекам, для звезды ВО - 20 парсекам и для звезды АО - 0,5 парсека. Мера эмиссии даже для звезды 05 будет равна 140, т. с. значительно ниже, чем можно обнаружить при обычной технике. В случае если плотность среды больше, величина s соответственно уменьшится. Например, если n = 10, то радиус зоны Н II для звезды 05 будет 15 парсеков и мера эмиссии равна 3000, так что излучение будет легко наблюдаемо. Эмиссия зоны Н II около звезды ВО будет весьма слабой. Из приведенных расчетов ясно, почему не наблюдаются водородные поля с концентрацией меньшей, чем пять частиц в 1 см3.

Хотя горячих звезд очень мало сравнительно с обычными звездами классов A, F, G и других, но общий объем создаваемых ими зон Н II значительно больше, чем для этих обычных звезд. Поэтому ионизация водорода в Галактике производится именно горячими звездами, прежде всего класса О. Зная количество этих звезд, можно очень грубо подсчитать, какую долю межзвездного водорода они ионизуют все вместе. Оказывается, что зоны Н II составляют около 10% объема облаков. Это согласуется с тем, что среднее облако не ионизовано. Более разреженный газ между облаками должен быть в основном ионизован. Для ионизации второго по обилию элемента - гелия требуются кванты с энергией почти в два раза большей, чем для ионизации водорода. Поэтому зоны ионизации гелия должны быть меньше, чем зоны Н II. Линии излучения Не наблюдались только в центральных областях нескольких самых ярких диффузных туманностей. Слабость линий гелия отчасти связана также с тем, что концентрация его меньше, чем у водорода, и, кроме того, видимой области спектра соответствуют переходы между высокими термами, которые и у водорода дают более слабые линии.

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