Курс теоретической астрофизики

Пользуясь формулой (33.18), находим

𝑊

=

π

𝑟

_∗

²

𝑛

_∗

(0)

β

×

×

1

∫

0

(1-𝑦)

^{(β/β_∗-1)}

𝐸₁

⎡

⎣

α

_ν

(0)

β𝑦

⎤

⎦

𝑑𝑦

.

(33.20)

Формулы (33.18) и (33.20) определяют искомую плотность излучения ρ_ν и ей соответствующий коэффициент дилюции 𝑊. Эта плотность обусловлена звёздами определённого спектрального класса (характеризуемыми величинами 𝑟_∗, 𝐼_ν⃰ и 𝑛_∗). Чтобы найти полную плотность излучения, надо просуммировать выражение (33.18) по всем спектральным классам.

В таблице 54 приведены значения коэффициента дилюции 𝑊, вычисленные по формуле (33.20), а также значения величины 𝑊𝐼_ν⃰, представляющей собой интенсивность излучения в межзвёздном пространстве, усреднённую по направлениям. Значения величины 𝑊𝐼_ν⃰ даны для трёх длин волн в ультрафиолетовом участке спектра. При вычислениях были использованы теоретические данные о распределении энергии в спектре звезды, полученные из расчётов моделей звёздных фотосфер. Как уже говорилось (в § 6), эти данные несколько отличаются от результатов наблюдений, выполненных с помощью ракет. Поэтому приведённые значения величины 𝑊𝐼_ν⃰ нуждаются в некотором пересмотре.

Таблица 54

Средняя интенсивность излучения

в межзвёздном пространстве

Спектр

𝑊

𝑊𝐼

_ν

⃰

912 Å

1500 Å

2000 Å

O5

2⋅10⁻²¹

O6-O8

3⋅10⁻²⁰

5,7⋅10⁻²²

4,4⋅10⁻²²

3,5⋅10⁻²²

B0-B2

10⁻¹⁷

4,1⋅10⁻²⁰

3,2⋅10⁻²⁰

2,5⋅10⁻²⁰

B3-B9

4⋅10⁻¹⁷

4⋅10⁻²⁰

4⋅10⁻²⁰

4⋅10⁻²⁰

A0-A9

10⁻¹⁵

1,2⋅10⁻²⁰

1,5⋅10⁻²⁰

1,3⋅10⁻²⁰

F-M

2⋅10⁻¹³

Сумма

1,0⋅10⁻¹⁹

0,9⋅10⁻¹⁹

0,8⋅10⁻¹⁹

Значения величины 𝑊𝐼_ν⃰ были вычислены для излучения в интервале длин волн от 912 до 2000 Å потому, что именно это излучение вызывает ионизацию атомов в зоне 𝙷 I. Напомним, что при λ<912 Å излучение в зоне 𝙷 I практически отсутствует, так как оно поглощается водородом в зонах 𝙷 II.

Если плотность излучения ρ_ν в данном месте известна, то можно легко определить степень ионизации любого атома. Для этого мы должны воспользоваться соотношением, выражающим собой равенство между числом ионизаций и числом рекомбинаций. Это соотношение имеет вид

𝑛_𝑒𝑛⁺

𝑛₁

=

∞

∑

1

𝐶

_𝑖

=

ν₁(𝙷)

∫

ν₁

𝑘₁

_ν

𝑐ρ_ν

ℎν

𝑑ν

,

(33.21)

где ₁ — частота ионизации рассматриваемого атома и ν₁(𝙷) — частота ионизации водорода. Входящая в (33.21) величина ρ_ν даётся формулой (33.19).

Плотность излучения ρ_ν в межзвёздном пространстве очень мала. Однако вместе с тем мала и концентрация свободных электронов 𝑛_𝑒. Поэтому степень ионизации многих атомов в межзвёздном пространстве оказывается гораздо больше единицы. Например, подсчёты по формуле (33.21) дают, что для кальция (потенциал ионизации 6,1 эВ) величина 𝑛⁺/𝑛₁ порядка 10⁵. Даже для ионизованного кальция (потенциал ионизации 11,9 эВ) степень ионизации, т.е. величина 𝑛⁺⁺/𝑛⁺, порядка 10².

Следует отметить, что концентрация свободных электронов в зонах 𝙷 I гораздо меньше, чем в зонах 𝙷 II (приблизительно на три порядка). Объясняется это тем, что водород, являющийся самым распространённым элементом в Галактике, в зоне 𝙷 I не ионизован. То же самое относится и к следующему по распространённости элементу — гелию. Свободные электроны возникают в зоне 𝙷 I лишь при ионизации элементов, относительное содержание которых невелико (углерод, натрий и др.).

3. Межзвёздные линии поглощения.

Присутствие газа в межзвёздном пространстве обнаруживается не только по его свечению, но также и по линиям поглощения в спектрах звёзд, возникающим при прохождении звёздного излучения через межзвёздный газ. Впервые межзвёздные линии поглощения (𝙷 и 𝙺 ионизованного кальция) наблюдались в спектре спектрально-двойной звезды δ Ориона Гартманом в 1904 г. Эти линии не меняли своего положения в спектре, в то время как другие линии периодически смещались вследствие вращения одной звезды вокруг другой. Позднее межзвёздные линии поглощения наблюдались и в спектрах одиночных звёзд. Сначала думали, что звёзды окружены облаками ионизованного кальция. Однако затем был открыт эффект увеличения интенсивности межзвёздных линий поглощения с увеличением расстояния до звезды. Это позволило выработать правильную точку зрения, заключающуюся в том, что газ заполняет все межзвёздное пространство. Упомянутый же эффект стал использоваться для приближённого определения расстояний до звёзд.

Межзвёздных линий поглощения в видимой части спектра обнаружено немного. Кроме уже упомянутых линий H и K ионизованного кальция, наблюдаются ещё линии D₁ и D₂ натрия и некоторые другие. Из молекулярных линий найдены только линии нейтральной и ионизованной молекулы 𝙲𝙷 и циана 𝙲𝙽. Все эти линии возникают из основных состояний атомов и молекул.