17.3. ИОНИЗОВАННЫЙ МЕЖЗВЕЗДНЫЙ ГАЗ

17.3.1. Тормозное излучение. Мы уже обсуждали некоторые детали этого механизма (разд. 3.3). Здесь только напомним, что спектр тормозного излучения плоский до частоты выше которого интенсивность экспоненциально падает, и что излучательная способность определяется комбинацией параметров Таким образом, интенсивность тормозного излучения, приходящего с некоторого направления, равна

В диффузных излучающих областях этот механизм наиболее важен в радио- и рентгеновском диапазонах. Сильными источниками тормозного радиоизлучения являются диффузные области ионизованного водорода с температурой Чем компактнее область, тем больше частота, ниже которой начинают сказываться эффекты самопоглощения, т. е. поглощения, обусловленного тем же процессом, что и излучение (закон Кирхгофа, п. 3.3.4). В самых компактных областях которые связаны с областями звездообразования, радиоспектр имеет вид даже в сантиметровом диапазоне, что свидетельствует о тормозном самопоглощении (см. п. 3.3.4 и рис. 3.3). Очевидно, если наблюдаемый спектр имеет вид, показанный на рис. 3.3, то в предположении однородности источника можно найти и и На сверхнизких радиочастотах важную роль играет тепловое тормозное поглощение диффузного межзвездного газа. В рентгеновском диапазоне наблюдается тормозное излучение остатков сверхновых, а также диффузного межгалактического газа в богатых скоплениях галактик. Надежность такой интерпретации следует из того, что в этих источниках видны линии сильно ионизованных элементов, таких, как подтверждающие присутствие очень горячего газа с температурой Весьма вероятно, что часть или даже все мягкое рентгеновское излучение диска Галактики является диффузным тепловым тормозным излучением горячей фазы межзвездного газа, которая также дает ультрафиолетовую линию Ее температура лежит в интервале К.

17.3.2. Разрешенные и запрещенные линии в газовых туманностях. Сильные линии излучения наблюдаются в областях с высокой плотностью межзвездного газа, который возбуждается ультрафиолетовым излучением молодых звезд, т.е. там, где недавно происходило звездообразование. Механизмом нагрева и ионизации газа является фотопоглощение — процесс, описанный в разд. 4.2, но происходящий при значительно меньших энергиях вблизи потенциала ионизации водорода Ионизация в основном производится фотонами энергичного хвоста планковского спектра, для которых эффективная температура атмосферы звезды. Причиной является большое сечение фотоионизации водорода фотонами с энергией Однако температура, которая поддерживается в межзвездном газе, много меньше Отчасти это объясняется тем, что в самом грубом приближении должно быть а отчасти связано с эффективностью охлаждения газа путем излучения в линиях. Таким образом, характерные температуры газа составляют что много меньше значения необходимого для столкновительной ионизации (т. е. Подробная теория этих областей является одним из красивейших разделов физики межзвездного газа. Я настоятельно рекомендую прочесть книгу Остерброка «Астрофизика газовых туманностей» [2], в которой наряду с ясным изложением необходимых разделов

атомной физики можно найти прекрасное описание методов использования линий излучения для определения физических условий в газовых туманностях, таких, как области планетарные туманности и остатки вспышек сверхновых.

Среди самых ярких линий, наблюдаемых в спектрах газовых туманностей, — рекомбинационные линии водорода, излучение которых в основном определяет охлаждение туманностей. Отношение интенсивностей бальмеровских линий, называемое балъмеровским декрементом, слабо зависит от физических условий, если концентрация частиц не настолько высока, чтобы стали существенны эффекты самопоглощения и столкновительной дезактивации бальмеровских уровней. По интенсивности рекомбинационных линий водорода непосредственно нельзя определить плотность излучающего газа. Например рассмотрим особенно полезную линию для которой излучательная способность равна

где коэффициент рекомбинации, соответствующий переходу объем источника, фактор заполнения, показывающий долю объема источника, занятую газом, коэффициент, учитывающий отклонение населенности верхнего уровня перехода от равновесной, Те — температура электронов в плазме. Если принять, что область равномерно заполнена газом, то Ясно, что по интенсивности линии можно определить величину Значения затабулированы [14]. При температурах величины в зависимости от конкретных условий лежат в интервале 0,1 — 0,4. Без дальнейшего физического анализа непосредственно извлечь из этих наблюдений значение нельзя.

Другим классом рекомбинационных линий водорода являются радиолинии, соответствующие переходам между высоковозбужденными уровнями Они обнаружены во многих областях и служат дополнительным средством диагностики плазмы. Поскольку радиоволны не поглощаются межзвездной пылью, эти линии позволяют изучать находящиеся на больших расстояниях области о существовании которых известно только по их тормозному радиоизлучению. Ширина этих линий мала, поэтому их можно использовать для измерения скоростей и разметки спиральных рукавов в весьма удаленных областях Галактики.

В оптических спектрах газовых туманностей наблюдается еще один класс сильных эмиссионных линий — запрещенные линии. Поскольку газ в туманностях относительно холодный столкновения могут возбуждать только уровни вблизи основного состояния. Для распространенных элементов, таких, как доступными являются только некоторые метастабильные состояния, энергия которых не превышает В этих элементах низколежащие уровни связаны с 2, 3 или 4 электронами в незаполненной -оболочке. В качестве примера на рис: 17.2 приведена схема уровней В соответствии с правилами отбора для

Рис. 17.2. (см. скан) Схема энергетических уровней дважды ионизованного кислорода Наблюдаемые в оптическом диапазоне запрещенные переходы связаны с нижними уровнями в электронной оболочке

электрических дипольных переходов переходы с этих уровней в основное состояние запрещены. Однако населенности этих уровней, возбуждаемых столкновениями, достаточно высоки, чтобы скомпенсировать малую

Таблица 17.1 (см. скан) Критические электронные концентрации для столкновителъной дезактивации [2]

вероятность спонтанного магнитодипольного или электрического квадрупольного переходов.

Другим классом нарушающих правила отбора переходов являются «полузапрещенные» переходы, в которых не выполняется только одно правило отбора, поэтому вероятности не так малы. Соответствующие им интеркомбинационные линии играют важную роль в изучении спектров квазаров. Самый известный пример — это переход в дважды ионизованном атоме углерода, обозначаемый

Запрещенные линии являются чувствительным инструментом диагностики плазмы, позволяющим определить плотности и температуры в излучающей области, поскольку возможность их наблюдения сильно зависит от этих параметров. Интенсивность линий определяется конкурирующим процессом столкновительной дезактивации возбужденных уровней. Если плотность мала, происходит дезактивация с излучением фотона, и в этом случае интенсивность линии пропорциональна скорости столкновительного возбуждения. Но при высокой плотности дезактивация происходит преимущественно за счет столкновений, и в результате интенсивность излучения сильно уменьшается. Поэтому существует критическая плотность, выше которой запрещенные линии сильно подавлены, ее значения для наиболее распространенных ионов приведены в табл. 17.1 [2]. Можно также определить подобные критические плотности для полузапрещенных линий, которые позволяют изучать более плотную плазму, поскольку вероятности спонтанных переходов для них выше. Например, критическая плотность для составляет около Таким образом, просто по наличию или отсутствию определенных запрещенных линий в спектрах активных ядер можно примерно накладывать пределы на плотность плазмы в излучающих областях.

В более подробных исследованиях используются отношения интенсивностей запрещенных линий в конкретных ионах, которые чувствительны и к

плотности, и к температуре. Мы не будем подробно описывать, как это делается, и снова отсылаем читателя к книге Остерброка, где приведено изложение этого метода. Отметим, что в отличие от других этот метод позволяет определить концентрацию частиц в изучаемой области непосредственно. Однако его можно применять только к областям, плотность в которых выше, чем обычно в межзвездной среде,

17.3.3. Мера дисперсии пульсаров. Число электронов на луче зрения можно определить по запаздыванию радиосигналов на разных частотах. В плазме волновой пакет распространяется с групповой скоростью которая зависит от частоты. В пределе где гирочастота, групповая скорость равна

где

есть плазменная частота. Для радиочастот следовательно,

Поэтому, если в момент был испущен радиосигнал, то время его прихода будет зависеть от частоты:

Таким образом, измеряя время прибытия импульса Та на разных частотах можно найти число электронов на луче зрения до источника

Для практического применения этого метода необходимо использовать источник, излучающий узкие импульсы в широком диапазоне частот. Идеальными объектами являются пульсары (п. 16.5.1), для них величина называемая мерой дисперсии, определяется без труда. По этим данным получены оценки примерно для 150 различных направлений в Галактике.

17.3.4. Фарадеевское вращение плоскости поляризации радиоволн. Частично ионизованный межзвездный газ пронизан силовыми линиями галактического магнитного поля и, следовательно, представляет собой намагниченную плазму, которая является магнитоактивной средой. При обычных для межзвездной среды условиях как плазменная частота Гц, так и гирочастота В Гц (где В измеряется в гауссах), значительно меньше характерных радиочастот Гц. В таком случае электрический вектор линейно поляризованной волны при распространении через область галактического диска с однородным

магнитным полем будет вращаться. Это явление называется фарадеевским вращением.

Дело в том, что нормальные моды электромагнитных колебаний в замагниченной плазме представляют собой две эллиптически поляризованные волны, у которых плоскости поляризации вращаются в противоположные стороны. Поскольку электроны под действием возмущающего электрического поля вынуждены двигаться по винтовым траекториям вдоль силовых линий магнитного поля, линейно поляризованная волна в магнитоактивной среде разлагается на две эллиптически поляризованные моды одинакфвой амплитуды с разными направлениями вращения плоскости поляризации. В пределе показатели преломления этих волн определяются соотношением

где — угол между направлением магнитного поля и направлением распространения волны. Поскольку фазовые скорости нормальных волн различны, поляризация одного знака будет опережать другую. После прохождения расстояния сумма обеих эллиптически поляризованных нормальных волн даст линейно поляризованную волну, вектор электрического поля которой будет повернут относительно первоначального положения. Из приведенных выше выражений для дисперсии следует, что при разность показателей преломления равна

На расстоянии набегает разность фаз

При сложении двух эллиптически поляризованных мод вектор электрического поля результирующей линейно поляризованной волны повернется на угол т. е.

Подставляя вместо в величину Гц, где параллельная лучу зрения составляющая магнитного поля, получим

Перепишем эту формулу в более удобных для астрономии единицах:

Здесь в измеряется в радианах, X — в метрах, в частицах на кубический сантиметр, в гауссах, в парсеках. Таким образом, измеряя величину называемую мерой вращения, мы определяем

Кроме того, знак в дает информацию об усредненном с некоторым весом направлении магнитного поля относительно луча зрения. Если то магнитное поле направлено от наблюдателя, если к наблюдателю.

К счастью, излучение многих галактических и внегалактических радиоисточников линейно поляризовано, поэтому, измеряя угол поворота электрического вектора волны в зависимости от частоты, можно оценить в различных направлениях.

Привлекательный способ оценки напряженности галактического магнитного поля заключается в совместном использовании наблюдений фарадеевского вращения линейно поляризованного радиоизлучения пульсаров и измерения их мер дисперсии. Первое дает оценку а второе — Поэтому можно получить взвешенное значение напряженности магнитного поля вдоль луча зрения: