32. Сферическая подсистема разреженного газа

Рассмотрим теперь более подробно свойства разреженного газа, образующего сферическую подсистему в Галактике. Эти свойства исследовались И. С. Шкловским и С. Б. Пикельнером, исходя из данных о нетепловом радиоизлучении. Из спектра радиоизлучения можно вывести, что излучение единицы объема пропорционально KH^1,8, где К - концентрация релятивистских электронов, а Н - напряженность поля¹. Из наблюдений следует, что мощность источников радиоизлучения очень медленно надает с удалением от плоскости Галактики. На "высоте" 10 000 парсеков излучается энергии лишь в несколько раз меньше, чем на "высоте" 1000 парсеков. Однако в слое толщиной около 500 парсеков излучение увеличивается еще в 10-20 раз. В центре мощность источников излучения увеличивается в 50-100 раз сравнительно со средним излучением в плоском слое.

¹ (Точнее говоря, нужно брать не напряженность поля, а ее составляющую, перпендикулярную скорости электрона. Это обстоятельство еще может несколько усилить зависимость излучения от напряженности)

Радиоизлучение позволяет оценить распределение релятивистских электронов и напряженности поля. Правда, мы не знаем, как изменяются К и Н в отдельности, но поскольку и концентрация космических лучей и напряженность поля должны падать с удалением от плоскости Галактики, а произведение КН^1,8 убывает при переходе от окрестностей Солнца к высоте 10 000 парсеков в 20-30 раз, можно принять, что К и Н уменьшаются приблизительно в три раза. Возможная ошибка здесь не может быть значительной. Так как и релятивистские электроны и быстрые протоны движутся по спиралям вокруг силовых линий, их распределение, по-видимому, одинаково, так что можно принять, что на высоте 10 000 парсеков плотность энергии всех космических лучей, а не только электронов, примерно в три раза меньше, чем в плоскости Галактики. В окрестностях Солнца давление космических лучей равно приблизительно 10^-12дин/_см², а напряженность поля - около 10^-5 эрстед.

Следовательно, вдали от галактической плоскости соответствующие числа равны приблизительно 0,3 × 10^-12дин/_см² и 3 × 10^-6 эрстед. Заметим, что если уменьшить одно из этих чисел, то другое нужно увеличить, так как величина KH^1,8 связана с радиоизлучением и не может быть уменьшена.

На газ сферической подсистемы действуют несколько сил. Сила тяжести, т. е. притяжение звезд Галактики, направлена "вниз". Ускорение силы тяжести известно, оно вычислялось из движений звезд. Кроме того, имеется несколько сил, действующих "вверх". Среди них нужно отметить давление поля, давление космических лучей и, если газ движется, то давление движущихся масс. В первом приближении можно принять, что эти силы уравновешиваются весом расположенного выше газа. Во всяком случае, разница между ними не должна быть велика, иначе газ был бы быстро выброшен из Галактики или опустился бы в нижние слои. Вес газа вверху зависит от его плотности и от ускорения силы тяжести. Из условия равновесия оказывается возможным оценить среднюю концентрацию газа в сферической подсистеме - около 6 × 10^-3 атомов в 1 см³.

Теперь нужно выяснить, движутся ли массы газа. Этот вопрос тесно связан с вопросом об образовании поля. Если в газе есть движения, то можно думать, что поле образовалось запутыванием из более слабого. Если же движений нет, то поле с самого начала должно было иметь оцененную выше напряженность и должно быть сравнительно регулярным. В последнем случае полный магнитный поток поля будет очень большим, значительно большим, чем в спиральных ветвях, так как толщина сферической подсистемы в сотни раз больше, чем толщина диска. Это ставит очень значительные трудности при объяснении образования поля.

Разбор этих трудностей привел к заключению, что поле должно, по-видимому, запутываться движением. В этом случае кинетическая энергия должна быть близка к магнитной. Отсюда можно найти дисперсию скоростей движения газа - около 100 ^км/_сек. Столь большое значение скорости приводит к противоречию, указанному Л. Спицером (США). Если температура газа не очень высока (например, ниже, чем миллион градусов), то движения оказываются сверхзвуковыми, т. е. они должны порождать ударные волны. В ударных волнах резкое сжатие газа приводит, как уже говорилось, к сильному нагреву, так что кинетическая энергия волны быстро переходит в теплоту. Следовательно, для поддержания движений нужны очень мощные источники энергии, в тысячи раз превосходящие мощность излучения горячих звезд. Такие источники в настоящее время неизвестны, и найти их трудно. Кроме того, если газ будет все время нагреваться с такой интенсивностью, то он не будет успевать остывать, температура его будет все повышаться и достигнет миллиона градусов. Но при такой температуре газовая "атмосфера" Галактики будет очень протяженной просто за счет больших тепловых скоростей частиц, т. е. быстрые движения газовых масс уже не необходимы для ее поддержания. Поэтому Л. Спицер считает, что газ в сферической подсистеме имеет температуру около миллиона градусов, а движения в нем почти отсутствуют.

Чтобы давление горячего газа не было больше, чем в облаках (иначе облака не расширялись бы, а сжимались), Л. Спицеру приходится принять, что концентрация газа равна примерно 5 × 10^-4 атома в 1 cм³. Теория Л. Спицера не объясняет, по какой причине в покоящемся газе возникает такое сильное поле. Кроме того, разреженный газ весит так мало, что давление поля и космических лучей вытолкнет его из Галактики. Поэтому нужно искать другой путь.

И. С. Шкловский и С. Б. Пикельнер приняли во внимание, что при наличии магнитного поля, энергия которого сравнима с кинетической энергией, сжатие газа в волне будет не таким сильным, как без поля (упругость поля противодействует сжатию его вместе с газом), и нагрев сильно уменьшится. Расчет показал, что при движениях поперек такого поля он уменьшится в несколько десятков раз¹. Это соответственно снижает необходимую мощность источников энергии и предотвращает нагрев газа до высокой температуры.

¹ (При наклонных движениях эффект будет меньше)

При указанных условиях в разреженном газе средняя температура будет около 10 000-15 000°, а ионизация водорода должна быть значительной, но далеко не полной - от 10% до 90% в зависимости от физических условий.

Последнее обстоятельство дает в принципе возможность прямой наблюдательной проверки изложенных представлений. Наличие нейтрального водорода проявляется в излучений линии 21 см. Если газ частично ионизован, то должна наблюдаться линия, хотя бы слабая. Если же температура достигает миллиона градусов, то нейтральных атомов практически не будет и линия не будет излучаться. Ближайшие к нам галактики, называемые Большим и Малым Магеллановым Облаками, обнаруживают газовые короны протяженностью более 10 000 парсеков. Концентрация нейтральных атомов на периферии Большого Магелланова Облака - около 8 × 10^-3 атомов в 1 см³, дисперсия скоростей равна примерно 50 ^км/_сек. Однако Магеллановы Облака принадлежат не к спиральным галактикам, как наша, а к неправильным галактикам. Более интересны наблюдения спиральных галактик. Голландские ученые исследовали ближайшие к нам спиральные туманности и не обнаружили, в пределах точности измерений, излучения 21 см от сферической подсистемы. К сожалению, доступная в настоящее время точность еще недостаточна для окончательного решения вопроса. Отсутствие излучения означает, что концентрация нейтральных атомов меньше 4 × 10^-3 в 1 см³, что не противоречит "динамической" картине короны Галактики. Необходимо раз в десять повысить точность измерений, чтобы получить более определенные результаты.

Вернемся к источникам кинетической энергии газа. Несмотря на значительное уменьшение потерь при наличии магнитного поля, они все еще очень велики. В настоящее время еще мало данных, чтобы думать о решении этой задачи, но некоторые возможности здесь имеются. Они основаны на том, что при определенных условиях газ, поддерживаемый полем и космическими лучами, неустойчив, в нем могут появиться движения за счет энергии космических лучей.