Cтраница 3
Было найдено, что слой ионизованного водорода около плоскости Галактики толщиной 2 кпк, выявленный на основе наблюдений пульсаров и линии На, не однороден. [31]
Численное значение приведено для синусоидальной волны, начальной температуры, в точности равной нулю, и полного отсутствия теплоотдачи. Теплоемкость взята, как у полностью ионизованного водорода, пренебрегаем энергией ионизации, эквивалентной 158 000 К - В этих предположениях, вероятно, точность формулы порядка а или ц2), температура убывает не только во вновь сжимающихся слоях, но и в ранее сжатом веществе в силу адиабатического расширения. Температура вычислена в предположении быстрого обмена энергией между ионами и электронами. [32]
В диффузных излучающих областях этот механизм наиболее важен в радио - и рентгеновском диапазонах. Сильными источниками тормозного радиоизлучения являются диффузные области ионизованного водорода с температурой Т 10 К. На сверхнизких радиочастотах важную роль играет тепловое тормозное поглощение диффузного межзвездного газа. В рентгеновском диапазоне наблюдается тормозное излучение остатков сверхновых, а также диффузного межгалактического газа в богатых скоплениях галактик. [33]
Трю-мплор ( R. J. Trumpler), 1930 ], разработана теория свечения планетарных и газовых туманностей [ В, А. Рекомбинацион-ные радиолинии), сыгравшие исключительно важную роль в изучении распределения нейтрального и ионизованного водорода в нашей и др. галактиках; предсказана возможность наблюдений в радиодиапазоке линий, принадлежащих молекулам межзвездного пространства ( И, С. Шкловский, 1949), дана интерпретация нетеплового радиоизлучения Галактики как син-хротронного излучения ( X. [34]
Голландский радиоастроном Ван де Холст ( 1945) бвш перввш, кто указал на возможность излучения межзвездной средой спектральных линий в радиодиапазоне, образующихся при переходах между высоковозбужденными уровнями атома водорода. В своей классической работе, где была предсказана линия 21 см, он провел также расчеты радиоизлучения ионизованного водорода как при свободно-свободных, так и при связанно-связанных переходах. [35]
Уверенное отождествление затрудняется по меньшей мере двумя факторами: а) наблюдаемый спектр загрязнен другими звездами и не исключено, что он создается скоплением очень горячих, но в других отношениях нормальных звезд; б) отмечается заметное пекулярное поглощение света пылью. Однако наблюдения со спутника ШЕ показывают, что очень яркий голубой источник излучения в центре этой гигантской области ионизованного водорода представляет собой пекулярный горячий объект с мощным звездным ветром. Наблюденные спектры позволяют оценить, что скорость истечения ветра VM должна составлять 3500 км / с, а цветовая температура - около 60 000 К. [36]
Наблюдения РРЛ распространились до частоты 404 МГц, где была обнаружена линия водорода Н253о ( Пенфилд и др., 1967), а линия Н158о была зарегистрирована в 39 областях ионизованного водорода ( Дитер, 1967), что указывало на возможность использования РРЛ линий в астрономических обзорах. [37]
Хотя газопылевые облака скрывают спиральные ветви Галактики от непосредственного наблюдения, они не скрывают их структуры при исследовании спектроскопом. Атомы водорода га-збйылевой материи ионизированы ( они расщепляются на электрически заряженные субатомные частицы) излучением энергии ярких звезд первого поколения. Начиная с 1951 года пблосЫ Ионизованного водорода были обнаружены американским астрономом Уильямом Уилсоном Морганом. Их спектры были похожи на спектры спиральных ветвей галактики Андромеды. [38]
Из наблюдений линии Н157о в 9 направлениях галактической плоскости от i 9 4 до i 80 б, свободных от НП-областей, Гордон и Като ( 1972) нашли, что излучение линии формируется в поясе галактоцентрических расстояний R 3 - 9 кпк, т.е. там, где распологаются НП-области, как показано на рис. 3.14. Аналогичный вывод о корреляции в распределении РРЛ, принятых в направлении НП-областей и вне их, сделали Харт и Педлар ( 1976) на основании наблюдений в линии Шббо. Результаты обеих групп показали, что НП-области и ионизованный водород малой плотности, зарегистрированный по РРЛ, имеют в галактической плоскости одно и то же пространственное распределение и это распределение существенно отличается от распределения нейтрального водорода. [39]
Для определенности предположим, что шварцшильдовская черная дыра находится в состоянии покоя среди однородного ионизованного газа, состоящего из чистого водорода. Предположим, что покоящийся на бесконечности газ, имеющий температуру 7 и концентрацию частиц я, стационарно аккрецируется на черную дыру. Такая ситуация соответствует случаю аккреции в типичных межзвезгных областях НИ ( т.е. областях ионизованного водорода), где п - 1 см-3 и 7 - 104 К. [40]
Этот вид потерь энергии очень важен для широкого круга астрофизических проблем помимо излагаемого в данном курсе их непосредственного применения к космическим лучам. Где бы ни наблюдался горячий ионизованный газ, он везде дает свободно-свободное, или тормозное излучение. В астрофизике особенно важны радиоизлучение компактных областей ионизованного водорода с температурой Т - 104 К, рентгеновское излучение рентгеновских двойных систем с Т 107 К и диффузное рентгеновское излучение горячего межгалактического газа в скоплениях галактик, где Т 108 К. Таким образом, тормозное излучение - один из наиболее важных процессов в современной астрофизике, и мы выведем все формулы, которые будут полезны при изучении космических лучей, а также при рассмотрении общих астрофизических вопросов. [41]
В галактической плоскости из-за сильного межзвездного поглощения в видимом диапазоне преимущества линии На при наблюдениях слабого излучения ионизованного водорода во многом не реализуются. Однако на высоких галактических широтах, где поглощение мало, наблюдения в этой линии оказались весьма эффективными. Они показали, что линия На излучается повсеместно из любого направления в Галактике с интенсивностью от 0 25 - 0 8 R около полюса до 3 - 12 R при приближении к галактическому экватору. Из наблюдений следовало, что над галактической плоскостью имеется слой ионизованного водорода, который простирается до высоты z - 1000 пк, т.е. значительно выше НП-областей, излучающих РРЛ. [42]
Изучение природы межзвездного газа и его движений проводится в настоящее время самыми различными методами. Сюда входят: наблюдения оптических линий поглощения и излучения межзвездного газа; наблюдения в радиодиапазоне ( особенно ценные данные дало исследование радиолинии водорода 21 см) наблюдения межзвездного поглощения света звезд и его поляризации; наблюдения движения и структуры туманностей, а также поляризации их излучения; наблюдения межзвездной среды в других галактиках. К сожалению, эти данные не только разнородны, но и отрывочны. В линиях поглощения мы наблюдаем только мало обильные элементы: натрий, кальций, калий, железо и титан, а также молекулы СЫ и CN; в линиях излучения: ионизованный водород, азот, углерод, сера. В туманностях наблюдаются также линии ряда других элементов, в радиолинии X - 21 см наблюдается нейтральный водород. Совсем не наблюдается второй по обилию элемент - гелий; нет никаких наблюдательных данных о наличии в межзвездном пространстве молекул Н2, которые, вероятно, также встречаются в межзвездном пространстве в большом количестве. [43]
Некоторые виды облучения могут вызвать потемнение лунных силикатов по сравнению с земными. Буттнер [45] и Платт [108] предположили, что потемнение лунного вещества вызвано космическими лучами. Уиппл [131], проводя аналогию с золотой чернью, у которой темный налет образован распылением металлического золота, высказал предположение, что протоны солнечного ветра своим распыляющим действием вызывают потемнение лунной пыли. Однако следует отметить, что аналогия Уиппла мало применима к Луне, так как для получения золотой черни необходимо высокое давление окружающей среды - порядка 10 - 2 мм рт. ст; если золото распыляется в высоком вакууме, получается гладкий яркий налет. Венер [127] указывал, что солнечный ветер является в основном ионизованным водородом и сильно восстанавливающим агентом. Таким образом, силикаты, которые по существу являются окислами кремния и металлов, могли бы потемнеть из-за частичного восстановления окислов в металлы и обогащения более тяжелыми атомами металлов благодаря более легкому распылению элементов с малым атомным весом. [44]
Принимая типичные для облаков, из которых образуются звезды, значения Т - 100К и N - 100 см 3, получим М - 104М0, что соответствует скорее массе скопления, нежели одной звезды. По мере сжатия облака его температура определяется скоростью охлаждения газа. Охлаждение осуществляется в результате излучения квантов при переходах в основное состояние атомов и молекул, возбуждаемых столкновениями. Расчеты показывают, что температура в облаке должна уменьшаться в ходе сжатия до тех пор, пока оно остается прозрачным для собственного излучения. С увеличением плотности масса Джинса уменьшается как р - / 2, поэтому в коллапсирую-щем облаке образуются более мелкие конденсации. Процесс фрагментации продолжается до тех пор, пока отдельные фрагменты не станут оптически толстыми. Тогда они перестают освобождаться от своей внутренней энергии и происходящий в ходе дальнейшего сжатия нагрев вещества прото-звезды препятствует продолжению фрагментации. Эти соображения согласуются с наблюдениями, показывающими, что молодые звезды находятся в скоплениях вместе с обширными облаками пыли и нейтрального или ионизованного водорода. [45]