Звезды: их рождение, жизнь и смерть

Области межзвездного газа, расположенные в сравнительной близости от горячих звезд-гигантов спектральных классов О и В, обязательно должны быть полностью ионизованными. Будет ли, однако, ионизован весь межзвездный газ? Расчеты, подкрепленные наблюдениями (см. ниже), показывают, что в большей части межзвездной среды водород будет не ионизован. Горячие звезды способны ионизовать водород вокруг себя только до определенного расстояния, зависящего как от мощности ультрафиолетового излучения звезды, так и от плотности межзвездной среды. Таким образом, «топология» ионизации межзвездной среды выглядит весьма своеобразно: вокруг горячих звезд имеются замкнутые полости (в идеальном случае постоянной плотности межзвездной среды — сферы), где водород ионизован, в то время как между полостями водород нейтрален. Области межзвездной среды, где водород ионизован, называются «зоны Н II», а области нейтрального водорода — «зоны Н I». Радиус какой-нибудь зоны Н II определяется из баланса ионизации внутри нее: количество поглощенных в этой зоне за единицу времени ультрафиолетовых квантов (которые излучаются горячей звездой) равно количеству рекомбинаций между протонами и электронами. Так как каждый поглощенный квант приводит к появлению пары ионов, в тс время как каждый акт рекомбинации уничтожает пару ионов, наше условие просто означает неизменность состояния ионизации со временем. Запишем это условие математически:

(2.2)

где R — радиус зоны ионизации, которую мы предполагаем сферической, N_eN_i — число рекомбинаций в единице объема за секунду, N_e = N_i — концентрации электронов и ионов,  — коэффициент рекомбинации, L(T) — мощность ультрафиолетового излучения звезды, зависящая от температуры ее поверхности, h — средняя энергия ультрафиолетовых квантов. Из формулы (2.2) следует, что

(2.3)

Расчеты показывают, что при N_e1 см^-3 (величина, недалекая от действительности; см. ниже) для звезд спектральных классов О и В величина R может достигнуть многих десятков парсек. Внутри этой огромной области находятся десятки тысяч звезд. Интересно, что переход между зонами H II и Н I очень резок: на протяжении каких-нибудь сотых долей парсека межзвездный водород из состояния почти 100%-ной ионизации переходит в нейтральное состояние.

Все поглощенное ультрафиолетовое излучение центральной горячей звезды зона H II «перерабатывает» в «видимые» и «инфракрасные» кванты бальмеровской и пашеновской серий водорода и в запрещенные линии, а также в ультрафиолетовые кванты линии «лайман-альфа». Поэтому для наблюдателя такая зона должна представлять собой неправильной формы протяженный объект, более или менее сильно излучающий в отдельных спектральных линиях. Но это есть не что иное, как газовые туманности, наиболее яркие из которых (например, в созвездии Ориона) уже очень давно известны астрономам. Излучение единицы объема такой туманности обусловлено различного рода столкновениями между электронами и ионами, приводящими к появлению атомов и ионов в возбужденных состояниях. Поэтому указанное излучение должно быть пропорционально квадрату плотности N_e². Основной характеристикой, определяющей условия наблюдения туманностей, является их поверхностная яркость, которая пропорциональна произведению излучения единицы объема на протяженность излучающей области по лучу зрения R. Следовательно, поверхностная яркость туманности I пропорциональна величине N_e²R, называемой «мерой эмиссии».

На рис. 2.3—2.5 приведены несколько фотографий областей Н II— газовых туманностей. Эти фотографии получены через фильтр, пропускающий красную водородную линию H. Хорошо видно сложное распределение яркости у этих объектов. Следует, однако, иметь в виду, что «клочковатая» структура поглощающих свет пылевых облаков (проектирующихся на туманности либо находящихся в них) сильно искажает действительную картину распределения яркости.

Рис. 2.3: Фотография туманности Ориона.

Рис. 2.4: Фотография туманности W 3.