19. Температура межзвездного газа

Водород является самым распространенным элементом, и состояние его ионизации должно определять физические условия в газе. Можно поэтому думать, что физические условия в зонах Н I и Н II коренным образом различны. Л. Спицер (США) показал, что прежде всего резко различаются температуры. Он рассчитал температуру в областях HI и Н II, используя метод энергетического баланса, сходный с тем, который был использован для туманностей.

В области Н II приход энергии определяется ионизацией водорода - оторванный электрон получает избыток энергии кванта, который потом распределяется между несколькими электронами в результате столкновений. Нужно подчеркнуть, что ионизации водорода возможны только потому, что происходят рекомбинации, иначе водород был бы ионизован полностью и нагрев прекратился бы. Чем больше рекомбинаций происходит в единице объема, тем больше будет ионизации и тем больше энергии сообщается электронному газу. Напомним, что число рекомбинаций пропорционально квадрату плотности.

Охлаждение газа производится при возбуждении уровней ионов S II, N II и главное О II. Интенсивности линий вычислялись теоретически, так как из-за их слабости они трудны для наблюдения. Величина температуры почти не зависит от плотности, если удары второго рода несущественны, так как и нагрев и охлаждение пропорциональны n², которое сокращается в уравнении баланса. Поскольку освещающие звезды в областях Н II такие же, как в диффузных туманностях, температуры этих областей должны быть примерно такими же - от 7000 до 10 000° в зависимости от подкласса звезды. Эта оценка температуры подтверждается наблюдениями линии О II. При температуре ниже 7000 - 8000° ультрафиолетовая линия не может возбуждаться.

В областях Н I водород не ионизуется, туда не проникает излучение с длиной волны меньшей, чем у лаймановского предела. Поэтому там не могут быть ионизованы также кислород и азот, у которых энергия ионизации больше, чем у водорода. Из сравнительно обильных элементов только углерод, кремний, сера и железо должны быть в ионизованном состоянии, так как их ионизация может производиться квантами с частотой, меньшей частоты лаймановского предела. Излучение, ионизующее эти атомы, является не столь коротковолновым, как излучение, ионизующее водород (предел ионизации углерода равен 1105 Å), поэтому оно достаточно интенсивно и в спектрах более холодных и многочисленных звезд классов В1 - В5, которые играют здесь ту же роль, что звезды О и ВО для водорода. Так как атомов С, Si и других в тысячу раз меньше, чем водорода, поглощение ими радиации не очень существенно, и резко разделенных зон, например С I и С II и т. п., не должно быть. Более существенно поглощение пылью, из-за которого могут возникнуть зоны С I и другие внутри плотных газово-пылевых облаков.

Поскольку электроны в областях Н I образуются при ионизации углерода и других элементов, относительное содержание которых в тысячи раз меньше, чем водорода, концентрация электронов в областях Н I в тысячу раз меньше, чем в Н II при той же плотности газа.

Эти числа согласуются с упомянутыми выше данными Б. Стремгрена об электронной концентрации в облаках, найденными из сравнения межзвездных линий поглощения. Ввиду малой электронной концентрации рекомбинации в областях H I происходят реже, чем в областях Н II. Отсюда следует любопытный вывод, что степень ионизации металлов, С, Si и тому подобных элементов в областях H I выше, чем в областях НИ, несмотря на отсутствие там коротковолнового излучения.

Рассмотрим температуру областей Н I. Нагрев газа производится при ионизации С, Si, S и металлов, прежде всего Fe. Но из-за малого количества этих элементов и низкой электронной концентрации число рекомбинаций, а следовательно, и число ионизации, очень мало, так что приход энергии от фотоионизаций в 1 см³ в десятки тысяч раз меньше, чем в области Н II (при расчете надо принять во внимание, что при низкой температуре вероятность рекомбинации увеличивается). Поскольку приход энергии мал, нужно рассмотреть по возможности все механизмы нагрева и охлаждения, даже те, которые кажутся второстепенными, так как в сравнении с малым приходом от фото-ионизации эти механизмы могут оказаться существенными.

Одним из дополнительных факторов нагрева могут служить космические лучи. Подробнее о них будет говориться в следующей главе. Пока достаточно знать, что до того как космические лучи попадают в атмосферу Земли они представляют собой протоны и ядра других атомов, а также электроны, движущиеся в межзвездном пространстве с громадной энергией, в миллиарды раз превосходящей энергию теплового движения частиц в областях Н II. Двигаясь в межзвездном газе почти со скоростью света, такая частица ионизует атомы на своем пути. Вырванный электрон получает довольно значительную энергию, которая распределяется в газе в результате столкновений с другими электронами. Наиболее существенна ионизация атомов водорода. Концентрация космических лучей около Земли известна, и, сделав гипотезу, что она одинакова почти во всей Галактике (эта гипотеза теперь подтверждена данными радиоастрономии, о чем см. в главе IV), Спицер подсчитал, что нагрев космическими лучами составляет около 10% нагрева от фотоионизации атомов в обычных облаках Н I. Таким образом, в обычных облаках роль космических лучей не очень существенна. Однако в более плотных комплексах газо-пылевых облаков, куда излучение звезд проникает сильно ослабленным, космические лучи могут быть основным источником ионизации и нагрева.

Охлаждение в зонах Н I, так же как и в областях Н II, производится в основном при возбуждении уровней электронным ударом. Число ионов, которые могут возбуждаться ударом и охлаждать газ, сравнимо с концентрацией С, Si и др., ионизации которых нагревают газ. Это приводит к тому, что температура газа оказывается значительно ниже, чем в зоне Н II, где охлаждающих ионов в тысячи раз меньше, чем нагревающих (водород). При низкой температуре электроны не могут возбуждать уровни, переходы с которых вниз дают линии в видимой части спектра ([О II], [N II] и т. п.). Поэтому если бы атомы имели только такие уровни, то температура понизилась бы примерно до 3000°, после чего охлаждение уменьшилось бы в тысячи раз и баланс энергии восстановился бы. Однако у многих атомов и ионов основной уровень, который мы до сих пор рассматривали как слитный, на самом деле оказывается расщепленным, он состоит из двух-трех подуровней. Расщепление этих подуровней в сто-триста раз меньше, чем расстояние от первого до второго уровня ионов, излучающих обычные запрещенные линии. Поэтому длины волн, излучаемые при запрещенных переходах между подуровнями, лучше измерять не в ангстремах, а в микронах (1 мк равен 10^-4 см или 10⁴ Å). Из более обильных в области Н I ионов такие длинноволновые линии имеются у С II (переход между первым возбужденным и основным подуровнем дает линию с длиной волны 156 мк, т. е. 0,15 мм), у О I (6З мк), у Si II (35 мк), Fe II (26 мк) и др. У N I основной уровень не расщеплен. Возбуждение низких подуровней N II, С II и других происходит, конечно, и в областях Н II, но, поскольку каждое возбуждение уносит очень небольшую энергию, их влияние на температуру этих областей незначительно.

Чем больше длина волны линии, тем более медленные электроны могут ее возбуждать. При относительно высокой температуре, например 200-300° К¹, много энергии будет уносить возбуждение Fe II. При температуре меньше 200° К охлаждение на ионах железа начнет уменьшаться, и могло бы установиться равновесие, но ионы кремния будут еще легко возбуждаться, и температура будет продолжать опускаться. Нижний предел температуры определяется самым низким из перечисленных подуровней, принадлежащим С II. Если основная часть атомов углерода находится в состоянии С II, то равновесная температура по расчетам Спицера была бы всего 22° К². Однако некоторые данные наблюдений, о которых речь будет ниже, говорят о более высокой температуре. Кроме того, из теоретических соображений следует, что углерод в зоне Н I вряд ли будет весь в свободном состоянии. Часть его входит в состав молекул СН, CN и др. Кроме того, атомы углерода легко адсорбируются пылинками, поэтому в газово-пылевых облаках часть углерода должна войти в атомарном или молекулярном виде в состав пылинок. Процесс роста пылинок еще плохо изучен, и пока трудно сказать, насколько эта часть значительна. Некоторое указание может дать тот факт, что в более плотных облаках содержание Са по отношению к Na в несколько раз меньше обычного. Это было объяснено тем, что Са в таких условиях адсорбируется пылинками. Если поведение углерода сходно с поведением кальция, то содержание свободного углерода тоже должно уменьшиться в несколько раз, так что основным "нагревающим" элементом станет Si I, а охлаждающим - О I и Si II, у которых энергия возбуждения в несколько раз больше, чем у С II. В этом случае температура установится более высокой, например 40 - 50° К. Ошибка в температуре не может здесь быть очень большой, так как число возбуждений сильно зависит от температуры - изменение ее на 10° изменяет скорость охлаждения в два-три раза, и поэтому неточность в оценке относительного содержания элементов, эффективных сечений возбуждения и т. п. может изменить температуру не больше, чем на 20 - 30°.

¹ (Речь идет об абсолютной температуре, отсчитываемой от -273° С)

² (По новым расчетам - 18° К )

Рассмотрим теперь другие процессы, ведущие к охлаждению. Одним из таких процессов могут быть столкновения атомов с пылинками¹. При столкновении значительная доля кинетической энергии атома переходит к атомам холодной пылинки, которые начинают быстрее двигаться, т. е. пылинка нагревается, а энергия атома в результате столкновения уменьшается. Чтобы проиллюстрировать роль этого процесса, Спицер рассмотрел плотное газопы-левое облако, в котором относительная концентрация пылинок в десять раз больше, чем средняя концентрация в межзвездном газе. Предполагалось, что фотоионизация несущественна из-за поглощения света пылью, а нагрев и ионизация осуществляются космическими лучами. Тогда, если бы газ охлаждался только пылинками, т. с. без возбуждения ионов, температура его установилась бы около 70° К. Поскольку наличие в таком облаке атомов С I и других с очень низкими уровнями (для С I длина волны лики и равна 610 мк) понизит температуру до величины, по-видимому, меньшей, чем 20°, охлаждение при столкновениях с пылинками окажется несущественным, если не считать аномально плотные и богатые пылью облака.

¹ (В межзвездном газе, так же как в туманностях, пыли в среднем в 200 раз меньше по массе, чем газа)

Охлаждение межзвездного газа может быть связано также с наличием в нем молекул водорода Н₂. Диссоциация этих молекул на атомы (один из которых после диссоциации оказывается возбужденным) может производиться лишь излучением с длиной волны меньшей, чем 850 Å, т. е. за лаймановским пределом. Следовательно, диссоциация может происходить только в областях Н II. Обратный процесс - соединение двух свободных атомов водорода в молекулу - мог бы произойти только если один из атомов возбужден или если энергия столкновения атомов значительно больше энергии возбуждения. Поскольку число возбужденных атомов водорода в межзвездном пространстве ничтожно мало, образование молекул так происходить не может. Но если атом водорода приближается к другому атому, находящемуся на поверхности пылинки, то соединение их в молекулу может произойти и без предварительного возбуждения, пыль служит как бы катализатором, способствующим химической реакции. Между прочим, аналогичную роль пыль может играть и при рекомбинациях - если ион находится на поверхности пылинки, то вероятность рекомбинировать с ним для пролетающего мимо электрона гораздо больше, чем в случае свободного иона. Таким образом, наличие пыли уменьшает степень ионизации газа.

При соединении двух атомов водорода в молекулу выделяется энергия связи подобно выделению энергии при рекомбинации. Если реакция происходит на поверхности пылинки, то выделившаяся энергия переходит в тепло, участок пылинки, прилегающий к молекуле, как показал А. И. Лебединский (СССР), нагревается и частично испаряется, а сама молекула отделяется от пылинки и переходит в газ. Таким образом, в более плотных облаках, содержащих достаточно пыли, должен присутствовать молекулярный водород. Молекулы, так же как и атомы, имеют многочисленные уровни. У атома уровни соответствовали значениям энергии электрона. У молекулы имеются три вида энергии: энергия электрона, энергия колебаний ядер составляющих ее атомов около их среднего положения и энергия вращения молекулы как целого. Каждый из этих видов энергии может принимать только определенные значения. Изменения энергии электронов обычно велики, они соответствуют переходам, дающим кванты в видимой или в прилегающих частях спектра. В условиях низкой температуры электроны возбуждаться не могут. Самые маленькие измзнения энергии соответствуют вращательному движению. Обычно молекула в межзвездном пространстве имеет самые низкие значения электронной, колебательной и вращательной энергии. Столкновения с нейтральными атомами водорода увеличивают вращательную энергию, возбуждают соответствующие подуровни. При обратном переходе излучаются длинноволновые кванты, которые уносят часть энергии газа. Таким образом, этот процесс подобен охлаждению газа при возбуждении подуровней атомов. Пока температура меньше 40° К, возбуждения молекул практически не происходит. При повышении температуры до 50° охлаждение резко возрастает и дальше растет очень быстро. Поэтому температура газа внутри плотных облаков, где имеется молекулярный водород, не может быть больше 50 - 55°. Однако другие факторы, действующие в плотных облаках, приводят к еще более низким температурам, так что возбуждение молекул, по-видимому, не играет существенной роли. Но оно может стать основным фактором охлаждения, если какая-нибудь причина поднимет на некоторое время температуру облака до более высокого значения.

Подведем итоги. Недостаток данных о физических условиях в Н I областях --о содержании атомов разных элементов, в первую очередь свободного углерода, о количестве пыли, молекул Н₂ и т. д.- не позволяет дать достаточно точные значения для температуры. Однако можно считать доказанным, что температура областей Н I резко отличается от температуры областей Н II. В стационарных условиях температура нейтрального водорода при средней плотности, по-видимому, не превышает 60 - 70° К, а в плотных областях 40 - 50° К. Почему подчеркивается стационарность условий и что это означает? Дело в том, что большинство процессов, охлаждающих газ, действует сравнительно медленно; они могут заметно изменить температуру только за десятки и сотни тысяч лет, а в некоторых случаях за миллионы лет. Следовательно, чтобы температура приблизилась к оцененным выше значениям, все внешние факторы должны мало меняться в течение миллионов лет. Это условие не всегда выполняется. Горячие звезды приближаются к облакам и удаляются от них, вблизи облака может вспыхнуть новая звезда и т. д. Наконец, сами облака находятся в постоянном движении, они сталкиваются, деформируются, причем часть их кинетической энергии переходит в тепло. Поэтому температура зависит не только от факторов, нагревающих и охлаждающих газ, но и от истории данной массы газа. К этому вопросу мы вернемся после того как рассмотрим некоторые наблюдения, позволяющие судить о температуре межзвездной среды.