К.А. Постнов, А.В. Засов - Курс общей астрофизики (1110768), страница 18
Текст из файла (страница 18)
Это следствиетепловой неустойчивости МЗС, вызванной немонотонной зависимостью давления от плотности вещества P (n) в условиях МЗС.ln PPeq123n1n2n3ln nРис. 4.2. К тепловой неустойчивости МЗС. Участок кривой P (n) с отрицательнойпроизводной соответствует неустойчивому состоянию.Качественно эффект состоит в следующем. Вещество МЗС –идеальный разреженный газ с давлением P = nkT . Температурасреды находится из решения уравнений теплового и ионизационного баланса (см. выше) и является функцией плотности.
В результате быстрого роста λ(T ) в области T ∼ 104 K (см. рис. 4.1) получается, что зависимость P (n) в условиях МЗС немонотонна, нарядус участками роста давления от плотности есть участок, где давление падает с увеличением плотности из-за уменьшения температуры газа (рис. 4.2). Таким образом существует область давлений, вкоторой одному значению давления соответствует три решения системы уравнений теплового, ионизационного и гидростатическогоравновесия с разными n и T . Решение 2 на среднем участке (гдедавление падает с ростом плотности) неустойчиво относительномалых возмущений и флюктуация с плотностью ниже равновесной102Глава 4.
Межзвездная средабудет иметь большее давление, чем равновесное значение, и, значит, будет расширяться до тех пор, пока не достигнет равновесногозначения (решение 1). Обратно, флюктуация с плотностью больше равновесной имеет меньшее давление, чем равновесное, и будетсжиматься пока не достигнет равновесного давления при большейплотности (решение 3) 6 . Поэтому межоблачная среда (решение 1)может находиться в динамическом равновесии со средой в облакегаза (решение 3).4.4.
Ионизованный водород и зоны НIIВодород – самый распространенный элемент МЗС. Потенциалионизации водорода с основного уровня χ ≈ 13.6 эВ, поэтому водород может быть ионизован только излучением с длиной волны° (νc ≈короче предела лаймановского континуума λ(Lyc ) = 912 A153.29 · 10 Гц).Помимо ионизации фотонами, возможна ионизация электронным ударом.
Формально “температура ионизации”, соответствующая энергии 13.6 эВ, очень велика – около 158000 K, однако ионизация водорода становится ощутимой значительно раньше, начиная с температур около 3000 K, и к 10000 K водород практически полностью ионизован. Это связано с тем, что относительнаяконцентрация ионов определяется ионизационным равновесием вплазме, т.е. динамическим балансом процессов ионизации и рекомбинации, а ионизация может производиться электронами с энергией выше средней при данной температуре. Следует иметь в виду,что эффективное сечение столкновения электрона с нейтральныматомом, приводящее к его ионизации, значительно больше, чем эффективное сечение рекомбинации7.
Необходимые для поддержа6Здесь полная аналогия с уравнением Ван-дер-Ваальса для неидеального газа – немонотонная зависимость P (n) объясняет разбиение среды на две фазы,жидкую и газообразную7Физическая причина этого состоит в том, что “статистический вес” (совокупность возможных состояний) свободного электрона намного выше, чем электронов в связанном состоянии – при прочих равных условиях “найти” свободное ме-4.4.
Ионизованный водород и зоны НII103ния ионизационного равновесия возбуждение и ионизация атомовосуществляется электронами с энергией kT , т.е. малой долейвысокоэнергичных электронов из “хвоста” максвелловского распределения. Если выполняются условия ЛТР (например, в звездных атмосферах), равновесная степень ионизации ионов определяется по формуле Саха̀ (см. Приложение).Области ионизованного водорода (зоны НII) – очень распространенный вид эмиссионных туманностей, возникающих вокруггорячих звезд. В них имеет место практически полная ионизация° . Яркие гигантские зоны HII,водорода УФ излучением с λ < 912 Aотлично видимые даже в других галактиках, являются индикаторами зон активного звездообразования, где много молодых горячих звезд высокой светимости ранних спектральных классов.
УФквантов может быть так много, что весь водород в облаке вокругзоны звездообразования ионизован, так что граница таких зон HIIимеет размытый клочкообразный характер, отслеживающий распределение плотности водорода. Но значительно чаще объем зоны HII определяется мощностью УФ излучения центрального источника и резко ограничен.
Толщина переходной области порядка0.1/ne пк, в сотни раз меньше характерных размеров самой туманности. Резкость границы обусловлена лавинообразным характеромнарастания оптической толщи для Lyc квантов в переходной области из-за большого эффективного сечения взаимодействия атом–фотон.Физические условия в зонах HII далеки от термодинамического равновесия, поэтому ионизация элементов рассчитывается наоснове условий ионизационного равновесия (из условия балансафотоионизации и радиационной рекомбинации).
Температура зонHII определяется балансом нагрева УФ излучением (при фотоионизации часть энергии фотона E = hν − χ переходит в кинетическую энергию оторванного при фотоионизации электрона, который при дальнейших соударениях передает эту энергию другим часто в континууме электрону гораздо легче, чем осуществить обратный переход всостояние с небольшим “статвесом”.Глава 4. Межзвездная среда104стицам) и охлаждения (преимущественно в запрещенных линияхтяжелых элементов OII, OIII, NII).
Электроны затрачивают тепловую энергию на возбуждение метастабильных уровней этих элементов, а испускаемый квант выходит из туманности, и тем самымпроисходит охлаждение. В зависимости от температуры центральной звезды и содержания тяжелых элементов температура зон HIIсоставляет 6000–12000 K.Радиус стационарной зоны HII RHII определяется равенством° , испускаемой центральной звездойчисла Lyc квантов с λ < 912 A(звездами) за единицу времени NLyc , числу рекомбинаций водорода за единицу времени на все уровни, выше первого, во всем объеметуманности:∞4π 3 Rαi ne np = NLyc .(4.10)3 HIIi=2Здесь αi – коэффициент спонтанной радиационной рекомбинациина i-й уровень, ne ≈ np – концентрация электронов и протонов, соответственно.
Рекомбинация на первый (основной) уровень при° , который поводит к испусканию нового Lyc кванта с λ < 912 Aглощается внутри туманности, вызывая ионизацию другого атомаводорода, т.е. не изменяет число ионизованных атомов по туманности в целом. Она должна быть исключена из баланса, поэтомусуммирование начинается с i = 2.Сделаем численную оценку. Число Lyc квантов, испускаемоезвездой с радиусом R∗ за единицу времениNLyc =4πR∗2∞πFν3.3·1015dν,hνгде πFν – поток излучения с единичной площади поверхности заезды. Тогда для T∗ = 3 эВ (∼ 35000 K) и R∗ 1011 см получаем ввиновском приближенииNLyc 16π2R∗c2 kT∗hνc3hνcνc3 e− kT∗ ∼ 3 · 1042 [кв./c].Молекулярные облака, звездообразование и мазеры105∞−13 [cм3 /c]/ T /104 ,=При T ∼ 3 · 104 K αt i=1 αi 4 · 10α1 1.55 · 10−13 [cм3 /c]/ T /104 , и при ne ∼ np ∼ 1 см−3 получаем RHII 3 · 1018 см.
C ростом температуры центральной звездырадиус стационарной зоны HII очень резко возрастает.° способны ионизовывать геКванты с длиной волны λ < 504 Aлий, так что вокруг самых горячих звезд наблюдаются зоны HeII.4.5. Молекулярные облака, области звездообразования икосмические мазерыМолекулярные облака. Внутри протяженных областей нейтрального водорода HI с характерной концентрацией атомовnHI 10 см−3 со сложной структурой расположены плотные холодные облака молекулярного водорода – гигантские молекулярные облака (ГМО) с массой до 105 M и характерными размерами до 40 пк.
В них сосредоточена основная часть молекулярного газа H2 (полная масса молекулярного газа в Галактике около2·109 M ). ГМО – самые массивные гравитационно-связанные объекты в Галактике. Большинство из них сосредоточено в кольцена расстоянии от 4 до 8 кпк от центра Галактики. Они встречаются как в спиральных рукавах, так и (реже) между ними. Облака неоднородны, в них часто наблюдаются холодные уплотнения(n ∼ 100 − 1000 г/cм3 , T ≈ 10 K, l ∼ 0.3 − 1 пк).
Молекулярные облака меньшей массы образуют плотные глобулы (глобулы Бока),видимые как черные пятна на фоне Млечного Пути или областейHII (например, Конская Голова или Угольный Мешок), с массамидо нескольких сотен M . В некоторых из них идет звездообразование.В молекулярных облаках обнаружены более 100 различных молекул. После H2 Наиболее обильна молекула CO. Ее концентрацияпропорциональна количеству молекул H2 : n(H2 )/nCO ≈ 104 . Наблюдать излучение молекулы H2 трудно (у нее нет линий в оптическом или радио диапазонах), а другие молекулы наблюдаются поИК- и радиоизлучению, в которых молекулярные облака прозрач-106Глава 4. Межзвездная среданы.
Поэтому масса H2 обычно оценивается по массе СО, измеряемой по радиоизлучению.Космические мазеры (КМ) – нетепловые источники радиоизлучения, в которых тепловая эмиссия газа в спектральных линияхмолекул усиливается за счет преобладания индуцированного излучения над поглощением (ср. с лабораторными лазерами8). Мазерные источники отличаются высокой яркостной температурой ивысокой степенью поляризации в линиях. Наиболее известные КМнаблюдаются в линиях гидроксила ОН (λ = 18 см, Tb ∼ 1013 K), воды H2 O (λ = 1.35 см, Tb ∼ 1015 − 1016 K), моноокиси кремния SiO(2–7 мм, Tb ∼ 1010 K) и метанола СН3 OH (1.2 см). Мазерные источники обычно ассоциируются либо с областями звездообразования, где они представляют собой скопления маленьких (1–10 а.е.)источников, образующих “гнезда” с размерами 1016 − 1017 см, либо с областями вблизи активных ядер галактик (т.н.
мегамазеры). Полная светимость в мазерной конденсации обычно составляет 1028 − 1031 [эрг/с], а в случае мегамазеров может достигать1035 эрг/с. Это означает, что в узком спектральном диапазоне КМизлучают 1044 − 1051 “радиофотонов” в секунду. Концентрация частиц газа в КМ n = 107 − 1011 см−3 , массы КМ в областях звездообразования порядка масс планет 1027 − 1030 г (возможно, это протопланетные сгущения). Более слабые КМ встречаются в областяхвзаимодействия оболочек сверхновых с молекулярными облакамии в околозвездных оболочках вокруг старых звезд поздних спектральных классов (К,М) с сильным истечением вещества.Для функционирования КМ необходима, как и в случае лабораторных лазеров, инверсная заселенность атомных уровней (отрицательный коэффициент поглощения): n2 /g2 > n1 /g1 , где g1,2 –статвеса уровней перехода.
Высокая мощность выходящего излучения возникает за счет индуцированных переходов с верхнего ме8Имеется в виду физическая природа излучения; расхожее представление олазерах как об узконаправленных пучках когерентного света не соответствуетКМ – в них отсутствует искусственно создаваемая в лабораторных условиях высокая степень направленности излучения. КМ излучают вполне изотропно!Молекулярные облака, звездообразование и мазеры107тастабильного уровня “2” на нижний “1”, стимулированных фотонами, которые рождаются в среде за счет тепловой энергии (столкновение атомов, рекомбинация).
Индуцированное излучение возникает на той же частоте, с той же фазой и распространяется в ту жесторону, что и вызвавший его фотон. Образно говоря, КМ непрерывного действия представляет собой тепловую машину, перерабатывающую с коэффициентом полезного действия η < 1 энергиюнакачки, поступающего от внешнего источника, в энергию мазерного излучения.9Накачка и сток энергии в КМ осуществляется либо через радиативные (R) или столкновительные (C) процессы, либо за счетхимических процессов.
![](https://s.studizba.com/z.php?f=/templates/si/i/noavatar.png&w=100&h=100&t=1"){kind=avatar}
