20. Радиоизлучение межзвездного газа

До сих пор говорилось о данных наблюдений, полученных только в видимой и прилегающих ультрафиолетовой и инфракрасной областях спектра. Объяснялось это отчасти тем, что имеющиеся приемники радиации (фотопластинки, фотоэлемент) чувствительны в основном к этим лучам. Но главная причина заключалась в том, что атмосфера Земли поглощает электромагнитное излучение в значительной части спектра. В частности, она поглощает ультрафиолетовое излучение с длиной волны короче, чем 2900 Å. Поднимая приборы при помощи ракет на высоту 100 км и более, где атмосфера сильно разрежена, удалось исследовать спектр Солнца в значительно более далекой ультрафиолетовой области. В инфракрасной части спектра, в области длин волн больше 10⁴ Å (1 мк), начинает сказываться поглощение в полосах молекулы воды1, так что излучение с длиной волны больше 13 мк вообще не проходит через атмосферу, а от 1 до 13 мк проходит в отдельных, довольно узких "просветах" между полосами.

Поглощение молекулами воды (водяных паров) и кислорода 02 сказывается вплоть до волн длиной около 1 см. Начиная с 1,25 см и до 13 м электромагнитные колебания практически не поглощаются атмосферой. Для более длинных волн начинает сказываться действие ионосферы - высоко расположенных слоев атмосферы, в которых часть атомов ионизована ультрафиолетовым излучением Солнца. Ионосфера является проводником электричества и отражает, частично поглощая, волны более длинные, чем 13 - 30 м (предел пропускания зависит от состояния ионосферы и от наклона луча). На этом основана коротковолновая радиосвязь - излучение передатчика отражается от ионосферы и возвращается к поверхности Земли на некотором расстоянии, затем вновь отражается вверх и вниз и таким образом может обогнуть значительную часть земного шара.

¹ (Молекулы поглощают не в отдельных линиях, как атомы, а целыми полосами из-за большого количества колебательных и вращательных уровней)

Итак, атмосфера имеет, кроме оптического, еще одно "окно прозрачности", расположенное в области ультракоротких радиоволн. Для регистрации излучения в этой области служат весьма чувствительные радиоприемники, появление которых было связано с потребностями радиолокации. Антенной обычно служит или металлический параболоид, фокусирующий лучи на диполь, похожий на антенну телевизора, или система таких диполей, расположенных на определенных расстояниях.

Применение радиометодов значительно расширило возможности астрофизики. Нецелесообразно подробно останавливаться здесь на всех результатах радиоастрономии, так как с ними можно познакомиться по популярной книге И. С. Шкловского ¹. Рассмотрим только те данные, которые позволяют судить о физическом состоянии межзвездной среды.

¹ (И. С. Шкловский. Радиоастрономия. М., Гостехиздат, 1957)

Наблюдения на волнах от 1 до 10 м показали, что радиоизлучение исходит практически из всех точек неба. Лишь относительно небольшая часть его порождается Солнцем. Остальное излучение образуется в Галактике и отчасти приходит из метагалактического пространства. Анализ данных наблюдений с учетом спектра радиоизлучения от разных областей неба позволил И. С. Шкловскому разделить излучение Галактики на две основные части. Первая излучается тонким слоем (200-300 парсеков) близ галактической плоскости, вторая исходит из некоторой сферической подсистемы с радиусом более 10 000 парсеков. Кроме того, радиоизлучение заметно усиливается вблизи галактического центра - согласно новым данным, в области с диаметром 300 и толщиной 150 парсеков, оно усилено в 50 - 100 раз сравнительно с плоским слоем (Г. Вестерхоут, Голландия).

В пределах плоской составляющей имеются отдельные более яркие области - в созвездиях Лебедя, Парусов и др. Интенсивность их радиоизлучения почти не зависит от частоты. Интенсивность же сферической составляющей, центра и многочисленных небольших источников радиоизлучения, расположенных в различных областях неба, растет с длиной волны. Поэтому на более коротких волнах (до 1-3 м) яркие области заметнее.

Оказалось, что излучение источников, интенсивность которых не зависит от частоты, имеет тепловую природу. Оно порождается ионизованным межзвездным газом, т. е. областями Н II. При рассмотрении различных механизмов излучений непрерывного спектра (раздел 2) говорилось об излучении при свободно-свободных переходах, возникающих при прохождении электронов вблизи ионов. Энергия излучаемых при этом квантов значительно меньше, чем энергия электрона, поэтому газ, находящийся при температуре около 10 000°, должен излучать в инфракрасной и еще более длинноволновой радиочасти спектра. Расчет показывает, что пока слой остается оптически тонким, т. е. пока поглощение излучения в самом слое невелико, интенсивность его не должна зависеть от частоты. Если слой становится оптически толстым, излучение его будет подобно излучению черного тела, имеющего температуру газа.

Таким образом, интенсивность излучения оптически тонкого слоя должна быть меньше, чем интенсивность излучения черного тела той же температуры. Излучение слоя газа при свободно-свободных переходах пропорционально n_in_е1 = n₂l, т. е. мере эмиссии, причем коэффициент пропорциональности зависит от температуры и от длины волны. С другой стороны, излучение в бальмеровских линиях также пропорционально мере эмиссии. Мы пришли к важному выводу, что пока слой остается оптически тонким, его тепловое радиоизлучение пропорционально излучению в линиях водорода.

С увеличением длины волны коэффициент поглощения растет, так что достаточно яркие туманности (с большой мерой эмиссии) будут уже непрозрачны для волн длиной 15 - 20 м. Интенсивность их радиоизлучения, совпадающего с излучением черного тела, позволяет сразу определить температуру газа.

Наблюдения оказались в хорошем соответствии с теорией. Основные источники радиоизлучения, интенсивность которых не зависит от частоты, действительно являются эмиссионными туманностями или большими областями Н II, причем их яркость в лучах Н_α, исправленная за межзвездное поглощение, действительно пропорциональна радиояркости. В тех случаях, когда оптическая толща велика, радиояркость соответствует излучению черного тела с температурой около 10 000°.

Максимумы в созвездиях Лебедь и Парус, которые находятся в противоположных областях неба и имеют спектр "газового" типа, были объяснены И. С. Шкловским как излучение ионизованного газа, концентрирующегося в спиральной ветви. В направлении этой ветви находится большое число туманностей (см. рис. 14), часть которых не видна в Н_α из-за сильного межзвездного поглощения, и их радиоизлучение сливается. Источник в созвездии Единорога является, по-видимому, ионизованным газом в более далекой от Солнца спиральной ветви. Что касается яркой полосы, тянущейся вдоль галактического экватора, то выяснить, имеет ли она "газовую" природу труднее, так как излучение далеких областей Н II в линиях водорода поглощается пылью и не может быть сравнимо с радиоизлучением. Б. Миллс (Австралия) нашел другую возможность проверки. На длинных волнах излучение сферической составляющей значительно интенсивнее, чем излучение черного тела с температурой 10 000°. В таком случае газ будет поглощать из этого излучения больше энергии, чем он сам излучает, и мы должны наблюдать в этих волнах не светлую полосу, а относительно темную. Опыты такого рода, проведенные недавно в Австралии (С.Шейн), говорят о том, что большая часть излучения яркой полосы образуется не газом, а имеет нетепловую природу - поглощение имеет вид не сплошной полосы, а более "темных" отдельных пятен вдоль экватора, тогда как между ними имеется довольно сильное излучение. Сравнивая радиоизлучение на волне 22 см, где области Н II больше излучают, и на волне 3,5 м, где они больше поглощают, Г. Вестерхоут (Голландия) смог определить положение основных областей Н II и концентрацию водорода в них. В окрестностях Солнца типичные области Н II содержат 5 - 10 протонов в 1 см³, диаметры их составляют от 5 до 30 парсеков, что согласуется с результатами, основанными на оптических данных.

Более интересны сведения о далеких от Солнца областях, не доступных другим методам. В ядре Галактики, вплоть до 2000 парсеков от центра, ионизованного газа практически нет. Затем плотность его растет, на расстоянии 3000 - 3500 парсеков достигает значительной величины (n_е= 0,2 в 1 см³), в семь раз большей, чем средняя концентрация в окрестностях Солнца, и затем медленно падает. По-видимому, в этом кольце находится большое число горячих звезд, ионизующих водород. В самом центре находится очень плотная зона НИ, по существу гигантская туманность, диаметром около 80 парсеков, толщиной 35 парсеков и концентрацией около 100 частиц в 1 см³. Масса этой туманности - около 300 000 масс Солнца.

Ю. Н. Парийский (СССР) исследовал область центра на волне 10 см с помощью большого Пулковского радиотелескопа, позволяющего обнаруживать мелкие детали. Он нашел у края этой туманности еще более плотное образование диаметром около 7 парсеков, с концентрацией около 500 частиц в 1 см³. Итак, наблюдения радиоизлучения "газовой" природы подтверждают представления о физическом состоянии газа в областях Н II.

Сферическая составляющая радиоизлучения не может быть излучением межзвездного газа уже хотя бы из-за высокой температуры - на волнах около 30 м радиояркость центральной части Галактики соответствует температуре около миллиона градусов. Даже если бы в Галактике и было некоторое количество газа с такой температурой, он был бы прозрачен, так как с ростом температуры поглощение быстро падает, и его излучение все равно было бы значительно слабее, чем излучение черного тела с температурой миллион градусов. Кроме того, излучение такого слоя не зависело бы от длины волны. Механизм излучения сферической составляющей излучения и отдельных источников со сходным спектром будет рассмотрен в главе IV.