Иосиф Шкловский - Звезды - их рождение, жизнь и смерть

(2.2)

где R — радиус зоны ионизации, которую мы предполагаем сферической, N e N 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 e 1 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 e 2. 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 e 2 R , 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.

Зная из астрономических наблюдений поверхностную яркость туманности, всегда можно получить соответствующую ей меру эмиссии. Если при этом известна ее протяженность по лучу зрения R , то сразу же определяется величина N e , т.е. плотность межзвездного газа. Следует, однако, подчеркнуть, что по причине весьма неоднородного распределения межзвездного газа таким образом определенная плотность имеет смысл некоторого среднего значения. Оказывается, что в облаках межзвездного газа средняя плотность — около 10 ионизованных атомов водорода на кубический сантиметр. Отдельные, очень плотные облака имеют концентрацию атомов порядка нескольких тысяч на кубический сантиметр и больше. Такие плотные облака наблюдаются как очень яркие туманности. Концентрация атомов в межзвездном пространстве между облаками по крайней мере в сотню раз меньше, чем в облаках. Концентрации атомов в облаках межзвездного газа, где водород не ионизован (зоны Н I), с большой надежностью находятся из анализа ультрафиолетовых линий поглощений этого газа в спектрах звезд, получаемых на орбитальных астрономических обсерваториях. В частности, по спектрограммам, полученным на спутнике «Коперник», можно сделать количественный химический анализ межзвездной среды. Для исследовавшихся таким образом облаков, проектирующихся на сравнительно близкие к нам звезды, концентрация водорода оказалась порядка нескольких сотен на кубический сантиметр.