ЭЛЕКТРОНЫ В МЕЖЗВЕЗДНОМ ПРОСТРАНСТВЕ. ОБЛАСТИ HII И HI

В межзвездном газе количественное содержание разных элементов, линии которых наблюдаются в спектрах звезд, может быть найдено, если известно ионизационное состояние этих элементов, а оно определяется электронной концентрацией и температурой. Удобным средством для нахождения электронной концентрации служит сравнение интенсивности резонансных линий нейтрального и ионизованного CaII Н и К, так как при соблюдении некоторых предосторожностей оно дает сразу отношение чисел n атомов и ионов CaI : CaII и т. д. В то же время теоретически оно подчиняется уравнению Саха {см. § 2, уравнение (2.21)) с учетом отклонений от термодинамического равновесия, характерных для межзвездного пространства (см. дальше формулу (28.2)). Тогда удается установить, что в межзвездном пространстве кальций находится преимущественно во второй стадии ионизации (CaIII), а натрий — в первой (NaII), и это осуществляется при электронной концентрации . Если ионизация кальция и натрия является единственным поставщиком электронов в межзвездном пространстве, то столь высокая электронная концентрация невозможна: как мы видели выше, абсолютное содержание этих газов в межзвездном веществе на много порядков ниже! Других же элементов, которые давали бы в этих условиях высокую ионизацию и были бы богато представлены в космосе, мы не знаем.

Не знаем, за исключением одного, — водорода. Водород имеет местами концентрацию до двух-трех атомов в 1 см3, как это следует из радионаблюдений. Но это — нейтральный водород, а для получения двух электронов в 1 см3 нужны два атома водорода, подвергшихся ионизации. Существуют ли в межзвездном пространстве области, где водород полностью ионизован? Частичный ответ на этот вопрос дают эмиссионные туманности нашей Галактики, в которых источником свечения является как раз ионизованный водород, когда ионы НИ в процессе рекомбинации превращаются в атомы HI. Конечно, здесь находятся и другие атомы и их ионы из числа широко распространенных во Вселенной (Не, С, N, О, Ne и др.). Кроме того, существуют обширные области ионизованного водорода — области НII, как их называют, с невысокой концентрацией ионов водорода. Они располагаются или рядом, или внутри областей HI и все вместе составляют подлинный галактический субстрат, хотя и лишенный однородности.

Совершенно новый и весьма эффективный метод определения электронной концентрации в межзвездном пространстве выявился после открытия пульсаров. Он основан на дисперсии радиоволн при их распространении в ионизованной среде.

Оказывается, содержание электронов вблизи плоскости симметрии Галактики колеблется от 0,002 до составляя в среднем

Конечно, это относится к областям HI. В этих областях отношение

Для ионизованной среды показатель преломления определяется формулами (5.1) и (5.2). Напоминаем, что в них — число электронов в 1 см3, — заряд и масса электрона, — критическая частота. Для частоты показатель , а при меньших частотах он становится мнимым. При Гц, т. е. для всех частот радиодиапазона, где межзвездная среда имеет и групповая скорость распространения их есть . С достаточной степенью приближения , следовательно,

Наблюдаемый на частоте v импульс от пульсара, находящегося на расстоянии L, приходил бы к нам через с секунд, если бы он распространялся в вакууме. На самом деле он придет к нам за время как на путь между пульсаром и наблюдателем встречаются различные сгущения межзвездной плазмы, правильнее будет определить величину запаздывания как

Подставляя численные значения постоянных, получим окончательно

    (27.15)

если v выражать в МГц, , то получится в секундах. Интеграл в правой части называют мерой дисперсии.

В начале нашего столетия дисперсией видимого света в межзвездной среде пытались объяснить эффект Тихова — Нордманау заключавшийся в том, что у некоторых затменных переменных визуально наблюдаемые минимумы происходили раньше, чем минимумы, наблюдаемые фотографически. Но величина запаздывания, пропорциональная , при очень больших частотах могла быть значительной лишь в случае невероятно большой плотности межзвездной среды. Гипотеза была оставлена, эффект Тихова — Нордмана получил объяснение в физических процессах внутри затменной системы.

Иначе обстоит дело в случае пульсаров. Самая фиксация моментов импульсов осуществляется здесь с очень большой точностью (до миллисекунд), а сравнительно небольшие значения v делают величину запаздывания заметной даже при незначительном изменении частоты.

Действительно, дифференцируя (27.15), находим пропорционально , т. е. очень быстро. Для пульсара при ; при частоте, вдвое меньшей, она оказывается в восемь раз больше и между частотами 74—111 МГц достигает 24 с — около 800 периодов пульсара. Поскольку закон подтверждается, можно полагаться и на формулу (27.15).

Формула (27.15) позволяет определять расстояние до пульсара, если интеграл известен. Она же позволяет определить электронную плотность в межзвездной среде, если известно расстояние до пульсара. Фактически она применялась для решения и той и другой задачи.

Выражая расстояния l в парсеках, мы можем переписать выражение для меры дисперсии так:

Беря разность времен прихода импульса пульсара при и , найдем для меры дисперсии (DM) выражение

Если принять среднее значение , то расстояние до пульсара . Для NP 0532 полученное таким образом расстояние . Но мы знаем, что расстояние до Крабовидной туманности близко к 2000 пк. Очевидно, значение завышено даже для галактического диска. К такому же заключению приводят DM у других пульсаров, у которых наблюдается в поглощении линия 21 см. Величина поглощения позволяет судить об интеграле , а доплеровское смещение этой линии позволяет приближенно вывести расстояние до пульсара, исходя из геометрии галактического вращения. Но на пути пульсарного излучения могут попадаться области НИ, в которых содержание выше среднего. Эти области встречаются только в галактическом диске и могут быть учтены. Фактически наибольшие запаздывания получены у пульсаров с малыми галактическими широтами . Значение найдено для пульсара MP 1240, у которого и луч зрения пересекает две или три области НИ. Еще больше у пульсара MP 1154 и, наконец, 1140±50 у пульсара 1728—23.

Воспринимаемый наблюдателем радиопоток от пульсара имеет очень малое поперечное сечение, вследствие малых размеров источника, — обстоятельство, которое успешно используется для просвечивания межзвездной плазмы. Интенсивность излучения пульсара испытывает быстрые мерцания и медленные изменения, из которых можно заключить о встрече луча с неоднородностями среды.

Эти неоднородности бывают размером от до см (т. е. до 0,1 а. е.), и флуктуации плотности , столь малые, как электронов/см3, уже улавливаются.

Мы отложим сейчас рассмотрение общих вопросов физики межзвездного вещества. Нам будет удобнее сначала рассмотреть физику газовых галактических туманностей как особых уплотнений межзвездной среды.