ЭНЕРГЕТИЧЕСКИЙ БАЛАНС У ЧАСТИЦ МЕЖЗВЕЗДНОЙ СРЕДЫ

Важную роль в этих процессах играют столкновения атомов, ионов и электронов между собой, так как при этом происходит обмен энергиями. В межзвездной среде благодаря большому разрежению газов столкновения редки, состояние равномерного распределения энергии между частицами достигается после какого-либо нарушения не сразу и лишь при достаточном преобладании упругих столкновений.

Когда оно наступает, распределение частиц по скоростям становится максвелловским [формула (2.20)], а средняя кинетическая энергия частиц определит кинетическую температуру согласно равенству

[ср. формулу (2.19)]. При знакомых нам концентрациях атомов и ионов как в зонах HI, так и в зонах НII, неупругие столкновения бывают несравненно реже упругих (которыеслучаются один раз за 7—15 дней). Число и роль неупругих столкновений может заметно возрасти при значительном содержании в межзвездном газе молекул водорода. В условиях межзвездного пространства они легко возбуждаются электронным ударом на запрещенные уровни (энергия больше 0,5 эВ). Если принять концентрацию молекул На , то все же число неупругих столкновений будет во много сотен раз меньше числа упругих. Таким образом, максвелловское распределение скоростей устанавливается быстро, и даже пылевые частицы скоро приобретают скорости, подчиняющиеся условию (29.11).

Кроме оптического излучения значительную роль в физике межзвездной среды играет коротковолновое излучение в рентгеновском и гамма-диапазонах. Кроме дискретных, немногочисленных сравнительно со звездами, упоминавшихся выше источников, имеется фоновое излучение, более или менее изотропное. У рентгеновского излучения с энергией фотонов между 0,5 и 100 кэВ наблюдаемый поток подчиняется степенной зависимости

где — энергия фотонов, а , что соответствует механизму обратного комптон-эффекта, при котором космические лучи рассеиваются на фотонах миллиметрового фонового излучения (см. дальше) и передают им часть огромной своей энергии. Вносит ли сюда что-либо пространство между галактиками — вопрос остается открытым. Для значения изотропное излучение достигает .

Очень мягкое рентгеновское излучение (до 0,3 кэВ) квазиизотропно, т. е. оно испытывает небольшие флуктуации, имеющие отношение к структуре Млечного Пути. В частности, в северном галактическом полушарии оно сильнее, чем в южном. В среднем оно дает в интервале 90—150 эВ (140—90 А) поток . Это излучение соответствует тепловому излучению горячей, малоплотной межзвездной плазмы с .

Гамма-излучение с энергией от 1 до 1000 МэВ обнаруживается у очень немногих дискретных источников (они упоминались выше), что может быть связано с очень низкой разрешающей способностью гамма-телескопов.

Действительно, часто наблюдаемые кратковременные вспышки -излучения, конечно, связаны с какими-то дискретными, отдельно неразличимыми источниками, может быть, с акрекцией на черные дыры, термоядерными взрывами на поверхности нейтронных звезд или распадом -мезонов при гибели быстрых протонов из космических лучей (см. формулу 31.4). По спектру излучения в мягком -диапазоне можно даже думать о тепловом излучении с температурой 10 К. Как видим, вопрос об источниках -излучения пока неясен.

Электроны, выброшенные из атома при ионизации, обладают высокой кинетической энергией, которую они при упругих столкновениях передают атомам, ионам, молекулам, так что температура среды повышается. Наоборот, при неупругих столкновениях энергия электрона передается атому для возбуждения его на один из верхних уровней, откуда атом возвращается к начальному состоянию посредством излучения строго определенного кванта. Последний уходит прочь и таким образом энергия электрона-возбудителя безвозвратно теряется. В этом состоит другой механизм охлаждения межзвездного вещества, действующий особенно эффективно у газов, тогда как у пылевых частиц действует охлаждение излучением; неупругие столкновения с ними электронов и атомов также способствуют охлаждению газа.

В областях НII особенно эффективно происходит охлаждение через возбуждение уровня 3,31 эВ у ионизованного кислорода OII. По истечении нескольких часов будет излучен квант А, 3727, и, таким образом, газ теряет много энергии, о чем говорит высокая яркость планетарных туманностей и волокнистых туманностей (рис. 160) в Я 3727 А.

В областях HI излучение (13,54 эВ) полностью отсутствует, кислород неионизован и главным поставщиком электронов служит углерод, чей ионизационный потенциал на 2,3 эВ ниже, а также менее распространенные кремний и металлы. Обратный процесс возбуждения ионов столкновениями может привести к очень сильному охлаждению, если соответствующий уровень невысок. Так, CII имеет уровень 0,0079 эВ, возбуждение на который могут осуществлять даже очень медленные электроны. Если ионизация невелика, то эффективными охладителями могут быть ионы (возбуждение до 0,035 эВ) или Fe (0,05 эВ).

В самых плотных местах областей HI, как мы видели выше, все же есть некоторое количество электронов. Они появляются в результате ионизации углерода и металлов Са, Na, Mg и др. с низким потенциалом ионизации, но этот процесс дает на несколько порядков меньше электронов, чем наблюдается фактически. Излучение же, способное ионизовать водород, внутрь такой области проникнуть не может. Иначе обстоит дело с космическими лучами, которые свободно проходят через межзвездную среду. Обладая огромной энергией, они способны ионизовать и водород и гелий. Мягких космических лучей достаточно много, чтобы процесс шел результативно и способствовал нагреву газа. Еще один ионизующий агент можно видеть в рентгеновском излучении, которое изотропно заполняет межзвездное пространство в Галактике. Оно также сравнительно легко проникает через газовые сгущения, и его плотность в области энергий около 1 кэВ довольно высока, хотя и ниже, чем у космических лучей соответствующей энергии.

Если усматривать в космических лучах основной источник ионизации водорода в плотных облаках, то можно построить два уравнения, одно из которых фиксирует наличие равновесия между числами ионизаций и рекомбинаций, а другое — между нагревом и охлаждением. Эти уравнения связывают плотность атомов и электронов с температурой среды Т и потерей энергии q частицами космических лучей при ионизации и возбуждении одного атома водорода. Уравнения теплового равновесия между приходящей и теряемой энергией предоставляют свободу выбора двух из этих четырех параметров и тогда в разумных предположениях относительно содержания водорода и электронов, выводимых из других соображений и наблюдений получается на 1 атом водорода (или в эрг/с ) на все атомов, содержащихся в Галактике). С этим значением можно подсчитать количество Для разных значений температуры. Оказывается, что давление газа достигает максимума при температуре , и оно оказывается в равновесии с газом при 60 К, При таких характеристиках газ успешно сопротивляется сжатию со стороны окружающей среды. В промежуточном интервале температуры водородный газ будет неустойчив. Темпы охлаждения почти неизменны между 5000 и 500 К. Следовательно, если в разреженном газе с 7000 К создается небольшое повышение плотности, оно будет усиливаться и сопровождаться охлаждением до тех пор, пока не будет достигнута плотность около при температуре около 100 К и меньше. Здесь скорость охлаждения резко уменьшается, а давление сравнивается с давлением окружающей среды, имеющей температуру тыс. Кельвинов.

В результате нейтральный водородно-гелиевый газ в межзвездном пространстве разобьется на отдельные холодные сгущения, погруженные в горячую разреженную среду. Там, где плотность ниже , температура разреженных водородных масс может быть еще выше, давление меньше и включенные сюда плотные облака также менее плотны. Такая ситуация осуществляется между спиральными рукавами Галактики, где плотность раза в 3—4 меньше, чем в рукавах.

Учет различных тонких и грубых факторов, влияющих на баланс энергии межзвездных частиц, приводит к значению температуры в областях НИ около 10 000 К, а в областях HI — около 50 К, но только в плотных. В разреженных она, как мы видели, может достигать 6—8 тыс. Кельвинов. В то же время, мы узнали, что температуры, определенные по излучению нейтрального водорода на волне см, достигают и превышают значение 100 К. Причина такого нагрева лежит в механизме совсем иного рода: в столкновениях облаков межзвездного вещества между собой.

Как мы уже видели выше, и пылевые и газовые облака, как сгущения межзвездного вещества, достаточно многочисленны, особенно в основной плоскости Галактики, и движутся по отношению друг к другу со скоростями км/с беспорядочно (мы отвлекаемся от отдельных высоких скоростей). Встреча двух облаков на таких скоростях случается в среднем один раз в лет. При этом кинетическая энергия поступательного движения переходит в энергию теплового движения, достигающую на грамм вещества значения , где V — средняя квадратическая скорость относительного движения облаков. При это дает или ; формула (29.11) дает тогда значение соответствующей температуры . Если столкновение затронет часть облака, то между разогретой и холодной частями его начнется выравнивание давления, проходящее со скоростью звука. Для зоны HI эта скорость равна а для и за время лет способна охватить около в зоне HI и около в зоне . Последние две величины имеют тот же порядок, что и размеры облаков. Наряду с этим действует один из механизмов охлаждения, рассмотренных выше, в первую очередь от возбуждения молекулы и особенно быстро в интервале от 3000 до 500 К благодаря большому количеству электронов.

За последние годы приведенные здесь расчеты подверглись коррек тировке, а именно: дифференциация межзвездного газа и пыли на облачные структуры представляется теперь более резкой. Это значит, что пространство между облаками еще более разрежено, чем думали, и, как следует из предыдущего, оно горячее — значительно горячее, о чем свидетельствует квазиоднородное мягкое рентгеновское излучение в Галактике (см. с. 382). Измерения излучения линии от a Центавра показали, что в самообращенном ядре линии интенсивность далеко не равна нулю, что очень сходно с линией у Солнца. Отсюда вытекает, что на протяжении 1,3 пк, отделяющих нас от а Центавра, нейтральные атомы водорода совсем не обильны и их средняя концентрация . Тот же результат был получен по двум горячим белым карликам , а у семи В-звезд вблизи галактического экватора не была обнаружена линия в поглощении. Недавно открытые при заатмосферных наблюдениях резонансные линии и 1037, 627 А) в спектрах многих горячих звезд выглядят мелкими широкими линиями поглощения. Они коррелируют по интенсивности с расстоянием до звезды, но лучевые скорости совершенно независимы, т. е. OVI находится в межзвездной плазме, конечно, горячей (потенциал ионизации 138 эВ), температура которой оценивается между и . Как мы видели выше, эта температура по мягкому рентгеновскому излучению оценена в . Итак, огромные пространства в Галактике содержат вещество в особом состоянии — высокого разрежения и высокой температуры.

В частности, это состояние свойственно пространству между рукавами Галактики. Источником нагрева для них могут служить ударные волны, исходящие из взорвавшейся сверхновой, и рентгеновское (а также ) излучение, для которого плотные межзвездные облака не являются помехой.