Иосиф Шкловский - Звезды: их рождение, жизнь и смерть

• Название: Звезды: их рождение, жизнь и смерть
• Автор: Иосиф Шкловский
• Издательство: Наука
• Жанр: Физика

Книга посвящена центральной проблеме астрономии — физике звезд. Заключительный этап звездной эволюции представляет особенно большой интерес, так как он имеет прямое отношение к таким интереснейшим объектам современной астрономии, как пульсары, рентгеновские звезды и черные дыры. Проблемы, связанные с этими объектами, пока далеки от решения. Поэтому автор стремился осветить фактическое состояние вопроса, давая лишь общее представление о существующих: теориях и гипотезах. В книге рассматривается также проблема образования звезд.

Книга рассчитана на широкий круг лиц со средним образованием. Специальный интерес она представляет для студентов, лекторов, преподавателей, специалистов в области смежных наук.

---

Находящийся на верхнем уровне сверхтонкой структуры атом водорода с гораздо большей вероятностью перейдет на нижний уровень без излучения кванта 21 см. Это будет иметь место при обычных столкновениях между атомами водорода. Для атома водорода, находящегося в облаке межзвездного газа, промежуток времени между двумя такими столкновениями будет «всего лишь» несколько сотен лет — срок относительно ничтожный. С другой стороны, такие же столкновения будут приводить к возбуждению верхнего уровня сверхтонкой структуры. В результате установится некоторое равновесное распределение атомов по уровням сверхтонкой структуры, при котором на верхнем уровне атомов будет в три раза больше, чем на нижнем. Имея в виду это обстоятельство, можно написать выражение для излучения единицы объема в квантах линии 21 см:

(2.4)

где A21 = 1/ — вероятность перехода, сопровождающегося излучением кванта 21 см, h — энергия этого кванта, nH — концентрация атомов водорода. Интенсивность этого излучения найдется по обычной формуле:

(2.5)

где, как и раньше, R означает протяженность излучающей области по лучу зрения. Формула (2.5) справедлива только тогда, когда излучение не поглощается самими излучающими атомами. В нашем случае, как оказывается, это не так. Однако даже с учетом самопоглощения интенсивность линии 21 см настолько велика, что чувствительность послевоенной радиоастрономической аппаратуры была вполне достаточна, чтобы эту линию обнаружить.

Рис. 2.6: Профиль радиолинии 21 см.

Линия 21 см должна иметь совершенно определенный профиль (т. е. не быть бесконечно узкой). Дело в том, что излучающие эту линию атомы межзвездного нейтрального водорода участвуют в нескольких движениях, что по причине эффекта Доплера приводит к расширению линии. Атомы межзвездного водорода, во-первых, имеют тепловые скорости, соответствующие их кинетической температуре, во-вторых, отдельные облака межзвездного газа движутся как целое со скоростью около 10 км/с. Наконец межзвездный газ, так же как и звезды, участвует в галактическом вращении. Скорость галактического вращения весьма велика — в окрестностях Солнца она около 200 км/с, причем само вращение носит довольно сложный, отнюдь не «твердотельный» характер. На профиль радиолинии 21 см должно влиять дифференциальное галактическое вращение, точнее, обусловленная этим вращением разность лучевых скоростей какой-нибудь области межзвездной среды и Солнца. Дифференциальное галактическое вращение зависит от галактической долготы.

После того как она была теоретически предсказана и рассчитана, линия 21 см была обнаружена в 1951 г. в США, Австралии и Голландии, На рис. 2.6 приведено несколько профилей радиолинии водорода 21 см. Типичная ширина линии (в шкале частот) порядка нескольких десятков килогерц. Из таких профилей можно было получить исключительно богатую информацию о зонах HI, Прежде всего оказалось, что кинетическая температура там около 100 К, причем местами она опускается до немногих десятков градусов[ 7 ]. Низкая температура зон Н I объясняется отсутствием там процессов фотоионизации водорода, В результате фотоионизации в газе появляется значительное количество довольно энергичных, фотоэлектронов, которые, сталкиваясь с атомами и ионами, передают им свою энергию, т. е. «греют» их (см. выше). Такой мощный «нагреватель» в зонах Н I отсутствует.

Не следует, однако, думать, что в зонах Н I совсем нет свободных электронов. Они есть, но их там в тысячи раз меньше, чем в зонах Н II, В зонах Н I электроны образуются, главным образом, по причине ионизации атомов космическими лучами сравнительно небольших энергий (порядка нескольких миллионов электрон-вольт), которых там довольно много[ 8 ], а также мягким рентгеновским излучением, пронизывающим всю Галактику (см. § 23). Кроме того, электроны в зонах Н I будут образовываться и путем обычной фотоионизации элементов, у которых потенциал ионизации меньше, чем у водорода, К числу таких элементов в первую очередь относится углерод.

Этот элемент играет особенно большую роль в тепловом балансе зон Н I, так как действует там как весьма эффективный «холодильник». Дело в том, что если бы энергия образующихся при ионизации электронов в конце концов не покидала бы облака межзвездной среды в виде излучения, даже ничтожно малая ионизация, действуя длительное время, разогрела бы холодный газ до высокой температуры, определяемой условием kT = (где  — средняя энергия фотоэлектронов). Образующиеся при ионизации электроны, сталкиваясь с атомами, непрерывно передавали бы им свою кинетическую энергию, а следовательно, нагревали бы. Но этого не происходит. Ведь наряду с «упругими» столкновениями между электронами и атомами, сопровождающимися передачей кинетической энергии от электронов к атомам, будут иметь место и «неупругие» столкновения, приводящие к возбуждению атомов и последующему излучению квантов. Благодаря таким столкновениям кинетическая энергия электронов трансформируется в излучение.

Не все атомы «равноценны» для неупругих столкновений. Очевидно, что если энергия возбуждения у какого-нибудь сорта атомов слишком велика, только ничтожная доля электронов будет обладать кинетической энергией, достаточной для возбуждения. Поэтому механизм «оттока» энергии путем возбуждения этих атомов будет неэффективен. Наиболее эффективными для охлаждения газа будут такие атомы (или молекулы), у которых энергия возбуждения близка к тепловой энергии электронов, хотя таких атомов может быть сравнительно немного. Именно такими свойствами обладают атомы углерода — как ионизованного, так и нейтрального. В зонах Н I, как уже говорилось выше, атомы углерода ионизованы. Их уровень возбуждения соответствует тепловой энергии частиц при температуре 92 К. В межзвездной среде в зонах Н I должно быть тепловое равновесие — сколько энергии газ приобретает по причине нагрева из-за ионизации, столько же он должен терять из-за излучения возбужденных столкновениями атомов углерода. В результате такого равновесия и устанавливается некоторая постоянная кинетическая температура порядка нескольких десятков градусов. Именно такая температура и получается из анализа профилей радиолинии 21 см в облаках. Таким образом, атомы углерода как бы «термостатируют» эти облака.

Заметим в этой связи, что в «горячих» зонах H II также имеет место тепловое равновесие. Однако в этом случае роль «термостата» выполняют ионизованные атомы кислорода и азота, у которых возбужденные уровни расположены значительно выше, чем у углерода. При возбуждении этих уровней как раз излучаются запрещенные линии, о которых речь шла раньше. В результате теплового равновесия в зонах H II кинетическая температура устанавливается на уровне около 10 000 К, что соответствует средней кинетической энергии имеющихся там частиц (ионов, электронов) около 1 электронвольта. Между тем средняя кинетическая энергия электронов, образовавшихся после ионизации водорода «ультрафиолетовыми» квантами, в несколько раз выше.

Рис. 2.7: Зависимость давления в облаках межзвездного газа от плотности.

Вернемся, однако, к зонам Н I, где нагрев газа осуществляется главным образом благодаря его ионизации «мягкими» космическими лучами и рентгеновскими квантами. Если бы мы знали концентрацию космических лучей и рентгеновских квантов, то могли бы точно вычислить кинетическую температуру газа и степень ионизации в зависимости от его плотности. С другой стороны, температура и плотность облаков известны из радиоастрономических наблюдений, поэтому не представляет труда рассчитать концентрацию космических лучей и рентгеновских квантов. Если известны температура и плотность газа, то тем самым известно его давление. Вычисленная таким образом зависимость давления межзвездного газа от его плотности (точнее, от пропорциональной ей концентрации частиц газа) приведена на рис. 2.7. Эта кривая имеет довольно своеобразный вид, напоминающий известную из молекулярной физики кривую ван дер Ваальса. Мы сейчас увидим, что это сходство далеко не случайно.

Из этой кривой следует, что при малых концентрациях межзвездного газа (до 0,1 см-3) давление растет с ростом концентрации, причем кинетическая температура держится на характерном для зон Н II уровне 7000—10 000 К. При концентрациях, превышающих 0,1 см-3, температура газа резко падает до значения, характерного для зон Н I, что приводит к уменьшению давления с ростом концентрации. При дальнейшем увеличении концентрации температура газа, почти достигая своего минимального значения, уменьшается медленно. Поэтому рост плотности «перевешивает» уменьшение температуры и давление снова начнет расти. Из этой кривой видно, что существует такой интервал давлений (от 3 10-13 до 10-14 бар), при котором одному определенному значению давления соответствуют три значения плотности газа (BC). Состояние газа, как известно, считается заданным, если для него известны давление и плотность (или температура). Мы можем, следовательно, сделать вывод, что одному определенному значению давления межзвездного газа соответствуют три его различных состояния. На том участке изображенной на рис. 2.7 кривой, где давление падает с ростом плотности, состояние газа является неустойчивым: любое случайное малое уплотнение какой-нибудь части газа будет сильно расти, так как при таком уплотнении внутреннее давление этой части газа уменьшается, а оставшееся «нескомпенсированным» внешнее давление от окружающего газа (которое не изменилось) начнет ее сжимать. Сжатие будет происходить до тех пор, пока точка, описывающая состояние сжимаемого газа, не переместится вдоль изображенной на рис. 2.7 кривой в области, где давление начнет расти с ростом плотности. Таким образом, межзвездный газ находится в состоянии тепловой неустойчивости: первоначально однородный, он неизбежно должен разделиться на две «фазы» — сравнительно плотные облака и окружающую их весьма разреженную среду. Тепловая неустойчивость межзвездного газа является, таким образом, одной из важнейших причин его «клочковатой», облачной структуры. Такая структура хорошо наблюдается на волне 21 см. Размеры, плотность и скорость облаков нейтрального водорода сходны с облаками ионизованного водорода в зонах H II. Следовательно, природа облачной структуры как в областях межзвездной среды, где водород нейтрален, так и областях ионизованного водорода должна быть одинаковой. Обрисованная выше картина тепловой неустойчивости межзвездного газа, развитая трудами известного советского астронома С. Б. Пикельнера, дает этому вполне удовлетворительное объяснение.