Курс теоретической астрофизики

Рассмотрим два частных случая формулы (34.4). При τ_ν⁰≫1 из этой формулы вытекает:

𝑇

_ν

≈

𝑇

_𝑒

,

(34.5)

а при τ_ν⁰≪1:

𝑇

_ν

≈

𝑇

_𝑒

τ

_ν

⁰

~

ν⁻²

.

(34.6)

По наблюдённой зависимости яркостной температуры 𝑇_ν от частоты ν можно легко отличить один случай от другого. Если наблюдения дают, что 𝑇_ν не зависит от ν, то оптическая толщина облака велика (τ_ν⁰≫1). В этом случае измеренная яркостная температура просто равна электронной температуре облака, которая таким путём и определяется. Если же согласно наблюдениям 𝑇_ν~ν⁻², то оптическая толщина облака мала (τ_ν⁰≪1). В данном случае по измеренной яркостной температуре можно определить величину интеграла

𝑠₀

∫

0

𝑛

_𝑒

𝑛⁺

𝑑𝑠

(называемого иногда «мерой эмиссии»). Знание величины этого интеграла и толщины облака 𝑠₀ позволяет оценить среднюю концентрацию свободных электронов в облаке (так как приближённо 𝑛_𝑒=𝑛⁺).

Как видно из формулы (34.3), оптическая толщина туманности убывает с ростом частоты. Поэтому при наблюдениях в радиодиапазоне может оказаться, что яркостная температура в области малых частот будет постоянной, а в области больших — пропорциональной ν⁻². Иными словами, при некоторой частоте (которую мы обозначим через ν₁) может наблюдаться излом в радиоспектре туманности. Очевидно, что частота ν₁ определяется из условия

ν₁²

=

2⁴π²𝑒⁶𝑔_ν

3√3𝑐(2π𝑚𝑘𝑇_𝑒)³^/²

𝑠₀

∫

0

𝑛

_𝑒

𝑛⁺

𝑑𝑠

.

(34.7)

Приближённо (при 𝑇_𝑒≈10⁴) вместо (34.7) имеем

ν₁²

≈

10⁻⁷

𝑠₀

∫

0

𝑛

_𝑒

𝑛⁺

𝑑𝑠

.

(34.8)

Формула (34.8) позволяет найти меру эмиссии по наблюдённой частоте ν₁.

Приведённые формулы можно применить лишь к тем туманностям, для которых измерена интенсивность радиоизлучения 𝐼_ν Для большинства же туманностей измеряется не интенсивность, а поток 𝐻_ν. Чтобы получить теоретическое выражение для 𝐻_ν, надо выражение (34.2) для 𝐼_ν проинтегрировать по координатам в картинной плоскости. При этом обычно предполагается, что туманность имеет сферическую форму.

Указанными способами (или их различными модификациями) были определены значения электронных температур и концентраций для многих диффузных туманностей. В качестве примера можно привести работу Ю. Н. Парийского, который подробно исследовал радиоизлучение туманности Ориона. В частности, для электронной температуры туманности он получил значение 11 750 K. Была также определена масса туманности, оказавшаяся равной 116 𝑀_☉.

2. Нетепловое излучение.

Из формулы (34.4) видно, что в случае теплового излучения яркостная температура 𝑇_ν не может превосходить температуру электронного газа 𝑇_𝑒. Если же наблюдения дают, что 𝑇_ν>𝑇_𝑒 то надо сделать заключение о наличии нетеплового излучения.

Как мы знаем, электронная температура в зонах 𝙷 II составляет примерно 10 000 K. Однако яркостная температура радиоизлучения Галактики в метровом диапазоне оказывается гораздо больше, достигая значений порядка сотен тысяч градусов. Поэтому необходимо считать, что часть галактического радиоизлучения в непрерывном спектре имеет нетепловую природу.

Этот вывод подтверждается найденной из наблюдений зависимостью интенсивности радиоизлучения от частоты. Обычно интенсивность радиоизлучения и его яркостная температура представляются в виде

𝐼

_ν

~

ν⁻

^𝑛

,

𝑇

_ν

~

ν⁻

^𝑛-2

,

(34.9)

где 𝑛 — некоторая постоянная. Для теплового излучения 𝑛≤0 (в случае непрозрачности излучающего слоя 𝐼_ν убывает с ростом длины волны, а в случае его прозрачности 𝐼_ν=const). Однако для галактического радиоизлучения в метровом диапазоне получено, что 𝑛≈0,5, т.е. интенсивность возрастает с ростом длины волны.

Таким образом, галактическое радиоизлучение состоит из двух частей: теплового и нетеплового. В метровом диапазоне нетепловое излучение преобладает над тепловым. Однако с уменьшением длины волны интенсивность нетеплового излучения падает и в дециметровом диапазоне она оказывается такого же порядка, как и интенсивность теплового излучения. В сантиметровом диапазоне преобладает уже тепловое излучение, идущее, как было выяснено выше, от зон ионизованного водорода.

Следует отметить, что облака ионизованного водорода иногда наблюдаются и в метровом диапазоне, но не по их излучению, а по поглощению. Это происходит тогда, когда облако 𝙷 II проектируется на область Галактики, излучающую на метровых волнах с очень большой яркостной температурой.

В результате многочисленных наблюдений были составлены подробные карты радиоизлучения Галактики. Из них видно, что излучение на сантиметровых волнах идёт к нам от узкой полосы, расположенной вдоль галактического экватора. Оно возникает в зонах 𝙷 II, находящихся в спиральных рукавах. Излучение же на метровых волнах идёт как от узкой галактической полосы, так и от очень протяжённой области, интенсивность излучения которой медленно убывает с удалением от галактической плоскости. Эта область имеет приблизительно сферическую форму и представляет собой корону Галактики.