К.А. Постнов, А.В. Засов - Курс общей астрофизики (1110768), страница 15
Текст из файла (страница 15)
Поэтому приударном возбуждении атомов для распределения частиц по энергиям можно пользоваться формулой Больцмана.4.1. Физические особенности разреженной космическойплазмы4.1.1. Запрещенные линииОтличительной характеристикой излучения, возникающего воптически тонкой разреженной среде, является излучение в запрещенных линиях атомов. Запрещенные спектральные линии –линии, образующиеся при переходах в атомах с метастабильныхуровней (т.е. запрещенные правилами отбора для электрическихдипольных переходов). Характерное время жизни атома в метастабильном состоянии – от 10−5 c до нескольких суток и более. Привысоких концентрациях частиц (n ∼ 1019 см−3 в земной атмосфере, ne ∼ 1016 см−3 в солнечной фотосфере) столкновения частиц(т.н.
удары второго рода) снимают возбуждение атомов, и запрещенные линии не наблюдаются из-за крайней слабости.При малых плотностях интенсивность излучения в линиях независит от вероятности перехода (которая равна обратному времени жизни возбужденного электрона на метастабильном уровне),а определяется только квадратом плотности среды, т.е. частотой2В полностью ионизованной плазме концентрация электронов и ионов одинакова ne = ni , а время установления изотропного Максвелловского распределения для электронной и ионной компонент равны, соответственно, τe,i ∼√me,i (kT )3/2 /(ln Λe,i Zi2 e4 ni ), где e, me – заряд электрона и его масса, Zi , mi –атомный номер иона и его масса, ln Λe,i ∼ 2 − 20 – кулоновский логарифм, учитывающий дальнодействие кулоновских сил.
Например, для чисто водороднойплазмы (Zi = 1) с параметрами n = 1 cм−3 , kT = 1 эВ (T ∼ 104 K) находимτe ∼ 105 c86Глава 4. Межзвездная средастолкновения частиц. В условиях ЛТР относительная заселенность энергетических уровней ионов определяется формулой Больцмана, не зависит от концентрации свободных электронов и экспоненциально спадает для высоких уровней. Если ЛТР нет, то заселенность энергетических уровней следует рассчитывать из баланса элементарных процессов возбуждения и деактивации. Рассмотрим, например, корональное приближение, когда возбуждение атомов осуществляется только электронными ударами. Это приближение применимо к разреженной плазме солнечной короны (отсюда название) и в плазме вокруг источников, у которых фотоионизацией можно пренебречь (например, внутри остатков сверхновых).Для грубых оценок оно может быть применено к межзвездным областям HII.
В этом приближении стационарная населенность любого (скажем, k-го) уровня Nk одного атома или иона элемента Xбудет прямо пропорциональна числу его столкновений с электронами в единицу времени, которая прямо пропорциональна плотности свободных электронов ne , и обратно пропорциональна полнойвероятности перехода (в единицу времени) на нижележащие уровни:Aki ,Nk ∝ n e /1≤i<kгде Aki [1/с] – вероятность перехода на i-й уровень (т.е. обратноевремя жизни электрона в возбужденном состоянии). Мощность излучения на частоте перехода νkj с уровня k на уровень j < k из единицы объема составляет Lkj = (Nk Akj )nX hνkj [эрг/(см3 ·c)], гдеnX − концентрация атомов (ионов) элемента α, которую обычнозаписывают через относительную долю αX к концентрации атомовводорода, nX = αX nH .следует, что L ∼ nH ne ∼ n2e .
Фактор ветвления ОтсюдаA kjможет быть порядка 1 (например, для нижних возбужденi Akiных уровней). Это означает, что мощность излучения как в разрешенных, так и в запрещенных линиях в корональном приближениив основном определяется величинойОсобенности космической плазмыMV =87n2e dV,(4.1)которая называется объемной мерой эмиссии.
Интенсивность линийизлучения (поверхностная яркость) газового образования определяется в этом случае линейной мерой эмиссииME =n2e dl(4.2)и измеряется в единицах [пк/cм6 ]. Методы современной астрономии позволяют наблюдать объекты с ME> 30 а в ряде случаев – сME∼ 1 − 10 пк/cм6 . Для ярких областей НII МЕ может достигать106 .Наиболее яркие запрещенные линии, встречающиеся в газовыхпланетарных туманностях и зонах ионизованного водорода НII вокруг горячих звезд, – дублет дважды ионизованного кислорода° , N2 λ5007 A° ), УФ линии однократно ионизован[OIII] (N1 λ4959 A°ного кислорода [OII] λ3727 A, а также ионов SII, NII и др. Сравни° (метастабильный тревая интенсивности линий иона OIII λ4363 Aтий уровень) и дублета N1 и N2 (метастабильный второй уровень),можно определить температуру газа, т.к.
относительная заселенность этих уровней определяется тепловыми скоростями электронов.Эмиссионные линии в спектре солнечной короны удалось расшифровать лишь в 1942 г. как запрещенные эмиссии многократно (от 12 до 15 раз) ионизованных атомов Fe, Ni, Ca (температура короны превышает млн. K, поэтому степень ионизации тяжелых ионов очень велика, есть атомы водородоподобного и гелиеподобного железа). Наиболее характерная оптическая запрещенная°. Влиния солнечной короны – зеленая линия [FeXIV] λ5302.86 Aрентгеновском спектре короны видна запрещенная, резонансная, иинтеркомбинационная (переход с изменением спина) линии гелияпримерно равной интенсивности.Глава 4.
Межзвездная среда884.1.2. Излучение нейтрального водорода в линии 21 смВажнейшей запрещенной линией МЗС является радиолиниянейтрального (атомарного) водорода 21 см. Эта линия возникаетпри переходе между подуровнями сверхтонкой структуры 12 S1/2уровня водорода, связанного с наличием cпина у электрона и протона (верхний подуровень соответствует параллельным спинамэлектрона и протона, нижний – антипараллельным спинам, частота перехода ν10 = 1420.40 МГц). Линия была теоретически предсказана Ван ден Хюлстом (Голландия) в 1944 г.
и независимо рассчитана И.С. Шкловским в 1949 г., обнаружена в 1951 г. Радиолиния водорода 21 см остается одной из основных линий для исследования газа в нашей и других галактиках.Вероятность этого перехода составляет A10 = 2.9·10−15 c−1 (т.е.1 раз в 11 млн. лет!). Возбуждение происходит через столкновениянейтральных атомов друг с другом. Расчет населенностей уровнейдает n1 = nH /4, n2 = 3nH /4, где nH – концентрация атомов водорода.Объемный коэффициент излучения в линии записывается какhν10n1 A10 φ(ν) ,4πгде φ(ν) – профиль линии, а фактор 4π предполагает изотропноеизлучение. В оптически тонкой среде интенсивность линии излучислу атомов водородачения Iν ≈ jν dl и т.о. пропорциональнана луче зрения: Iν ∝ NH = nH dl.Если облако нейтрального водорода оптически толстое, то Iν Bν (см. главу 2), и по измерениям интенсивности линии водорода 21 см можно получить оценку физической температуры газа Ts ,которая оказывается порядка 100 К.Если сквозь облако HI наблюдается радиоисточник с яркостной температурой Tb,0 Ts , то измеряемая яркостная температураjν =Tb = Ts (1 − e−τν ) + Tb,0 e−τν Tb,0 e−τν ,и вместо линии излучения видна линия поглощения 21 см.
Измеряя яркостную температуру в спектре радиоисточника вне линииОсобенности космической плазмы8921 см и сравнивая ее с яркостной температурой внутри линии, можно определить τν .Исследования радиолинии 21 см позволили установить, чтонейтральный водород в галактике в основном заключен в оченьтонком (с полутолщиной около 200 пк) слое около плоскости Галактики. На периферии (10-12 кпк от центра) слой изгибается иего толщина возрастает до 1 кпк. В распределении HI отчетливо прослеживаются спиральные рукава Галактики. Внутри рукавов водород распределен неравномерно, образуя вытянутые комплексы размером в несколько сотен пк. Зеемановское расщепление абсорбционных компонент линии 21 см у сильных радиоисточников используются для оценки магнитного поля внутри облаков(10−4 − 10−5 Гс).
Излучение HI наблюдается от многих других галактик. По его интенсивности определяют отношение массы нейтрального водорода к общей массе галактики, а по измерению скорости вращения оценивают полную массу Галактики.У других химических элементов также существует сверхтонкоерасщепление основного уровня, однако попытки обнаружить соответствующие (слабые) линии пока не привели к успеху.4.1.3. Вмороженность магнитного поляВажнейшей компонентой МЗС, во многом определяющей еединамику, является крупномасштабное магнитное поле галактики.
Среднее значение магнитного поля вблизи плоскости Галактики около 10−6 Гс. В условиях космической плазмы магнитноеполе в подавляющем большинстве ситуаций можно считать вмороженным в среду. Вмороженность магнитного поля означает сохранение магнитного потока через любой замкнутый проводящий S = const. В лабораторных услоконтур при его деформации: BdSвиях сохранение магнитного потока возникает в средах с высокойэлектропроводимостью σ (это величина, обратная удельному сопротивлению среды). Напомним, что электропроводимость – макроскопическая характеристика среды, входящая в закон Ома. Приотсутствии магнитного поля плотность тока пропорциональна на-Глава 4.
![](https://s.studizba.com/z.php?f=/templates/si/i/noavatar.png&w=100&h=100&t=1"){kind=avatar}
