ГАЗОВЫЙ ГАЛАКТИЧЕСКИЙ СУБСТРАТ

Вернемся к атомным и молекулярным линиям. Их хорошая корреляция с расстоянием до звезды породила идею равномерного распределения галактического субстрата из атомов Са, Na и др. в основной плоскости Галактики, что получило подтверждение и в наблюдениях галактического вращения.

Наблюдаемые с Земли лучевые скорости звезд, вследствие дифференциального вращения Галактики, содержат вращательную компоненту, равную в первом приближении

а если звезда находится не точно в плоскости Галактики, а на галактической широте то в правой части формулы добавляется еще фактор . В формуле есть долгота звезды, — долгота центра Галактики, а r — расстояние звезды от наблюдателя; А — постоянная галактического вращения, близкая к 15 км/с на килопарсек расстояний r. В настоящее время общепринятой стала система галактических координат , в которой долгота .

Связь со старой системой такова: , если .

Таким образом, у группы звезд, приблизительно одинаково удаленных от Солнца, вдоль всего пояса Млечного Пути в лучевых скоростях наблюдается двойная волна с амплитудой 15r км/с, которая принимает нулевые значения при 4-270°.

Рис. 144. Межзвездные лннии в спектрах некоторых далеких звезд (сверху вниз): . Слева показана область линии . Внизу отдельно область линии

Такая же двойная волна, но с половинной амплитудой, наблюдается в лучевых скоростях межзвёздных линий этих же звезд. Отсюда вывод — эффективное расстояние до облаков межзвездного кальция или натрия равно половине расстояния до звезды, в спектре которой видны эти линии.

Все же идею сплошного галактического субстрата пришлось отбросить, когда применили высокие спектральные дисперсии и оказалось, что во многих случаях межзвездная линия К или D, если она сильная, слагается из нескольких — двух, трех, четырех и даже пяти составляющих, что указывает на существование вдоль луча зрения нескольких сблаков CaII или NaI, чьи абсорбции дифференцируются в спектре из-за различия скоростей по лучу зрения (рис. 144).

Эти различия могут быть довольно велики — до 40—60 км/с, а одно из облаков CaII в Стрельце показывает даже скорость +96 км/с, но в общем дисперсия этих скоростей невелика. Средняя случайная собственная скорость облака составляет 10 км/с относительно окружающей его совокупности звезд или других облаков. На протяжении 1 кпк луч зрения встречает в плоскости Галактики от 8 до 12 облаков.

Из рассмотрения таблицы 16 невольно возникает вопрос: почему в межзвездном газе преобладают мало распространенные в космосе элементы и не наблюдаются сравнительно обильные Н, Не, С, N, О в атомной форме? Ответ таков: наблюдаемые линии соответствуют электронному переходу либо с самого низкого уровня (т. е. резонансному переходу CaII, NaI, CaI), либо с уровня, имеющего очень невысокое возбуждение (FeI и TiII и молекулярные), так что соответствующие атомы относительно многочисленны. В то же время резонансные линии водорода, гелия и т. д. находятся в далекой ультрафиолетовой области спектра. Для обнаружения межзвездного водорода необходимы заатмосферные или радиоастрономические средства.

В последние годы заатмосферные спектральные наблюденияж показали существование сильной межзвездной линии в абсорбции у ряда горячих звезд, входящих в комплекс туманности Ориона. По эквивалентной ширине этой линии — от 8 до 12 А — можно вывести, что на пути от звезды до наблюдателя лежат атомов Н в столбе сечением Зная расстояние до туманности ( см), легко находим, что в среднем плотность водорода в данном направлении составляет 0,1 атомов/см3. Конечно, это непростая задача — отделить звездную резонансную линию , присутствующую почти во всех звездных спектрах, от межзвездной.

Гораздо раньше вопрос о межзвездном водороде был решен радиоастрономическими методами.