23. Температура нейтрального водорода

Вернемся теперь к температуре областей Н I. Как известно, тепловое излучение оптически толстого слоя представляет собой излучение черного тела, по которому можно определить температуру. Для того чтобы по интенсивности линии 21 см определить температуру в областях нейтрального водорода, нужно, чтобы излучающий слой был достаточно непрозрачен.

Каждый атом поглощает в узком интервале длин волн, и положение этого интервала зависит от лучевой скорости. Поглощение в данной частоте зависит не от того, сколько на луче зрения находится вообще атомов в основном состоянии, а от того, сколько находится атомов, способных поглощать данную частоту. Следовательно, поглощение зависит от ширины полосы частот, в которой происходит поглощение, от различия скоростей. Ясно, что в случае, подобном рис. 16, б, в каждой частоте поглощение не слишком велико, так как частоты для разных слоев газа не совпадают. Напротив, в случае рис. 16, а почти все атомы сгрудились в узком спектральном интервале и поглощение тут больше.

Дифференциальное вращение Галактики как бы просветляет ее в тех направлениях, где оно существенно влияет на лучевые скорости. Поэтому и оказалось возможным исследовать структуру этих частей Галактики. В направлениях на центр и антицентр вращение не действует на относительные лучевые скорости. Там профиль линии имеет почти симметричную форму, ширина ее определяется хаотическими скоростями облаков - около 8 ^км/_сек. Следовательно, в указанных направлениях поглощение должно быть больше.

Но настолько ли оно велико, чтобы сделать слой непрозрачным? Если бы оптическая толща была меньше единицы, то интенсивность излучения зависела бы только от числа атомов водорода на луче зрения. Водород сконцентрирован в тонком слое, толщиной около 200 парсеков. В то же время расстояние до центра Галактики - около 8000 парсеков. Луч зрения, лежащий точно в плоскости Галактики, пронизывает все это расстояние, но если отойти от этой плоскости всего на 1 - 2°, то он выйдет из слоя на более близком расстоянии, и интенсивность радиации будет меньше. Наблюдения показывают, что это не так - интенсивность вблизи центра и антицентра убывает с удалением от плоскости Галактики медленно.

Это означает, что приходящее из указанных направлений излучение образуется не слишком протяженным слоем газа, т. е. что поглощение велико. В этом случае интенсивность излучения должна соответствовать температуре. Оказалось, что температура излучения равна приблизительно 125° К. Это значение является слишком высоким, расчеты Л. Спицера дают в два раза меньшую величину, и никаким приемлемым изменением химического состава и других параметров нельзя добиться согласия, так как охлаждение быстро растет с ростом температуры, и при 125° оно будет почти в сто раз превышать нагрев. Следовательно, для того чтобы объяснить радионаблюдения, нужно найти дополнительный источник нагрева областей Н I, более мощный, чем ионизация С, Si и других элементов.

В связи с этим Ф. Канн (Англия) указал, что столкновения газовых облаков должны приводить к их нагреву. Если столкновения являются полностью неупругими, т. е. вся кинетическая энергия столкнувшихся масс переходит в тепло, то температура двух облаков, движущихся со средней скоростью, должна в результате удара повыситься до 3000 - 4000°. Дальнейшую судьбу нагретых облаков рассчитал М. Ситон (Англия). Газ будет охлаждаться из-за возбуждения ионов Fe II, а затем, когда температура снизится в два-три раза,- ионов S II. Возбуждение С II существенно только при температуре, не превосходящей 125° К. При высокой температуре охлаждение происходит гораздо интенсивнее, и температура сначала падает быстрее, чем в более поздней стадии. Таким образом, разные облака, столкнувшиеся в разное время, имеют в данный момент весьма различную температуру - от 3000 до 25° К, так что понятие температуры областей Н I становится несколько неопределенным. Можно подсчитать, что облака должны сталкиваться в среднем один раз в десять миллионов лет. За это время более плотное облако может охладиться до равновесной температуры, а у менее плотных облаков новое столкновение поднимет температуру несколько раньше, чем закончится процесс охлаждения.

Итак, на луче зрения будет множество облаков с различной температурой, причем горячих будет относительно немного, так как первая фаза остывания проходит сравнительно быстро. Теперь нужно определить, какова будет средняя интенсивность (или температура) излучения, выходящего из такого многослойного газа, непрозрачного в целом. Поскольку излучение атомов не зависит от температуры, задача сводится к тому, чтобы определить, сколько атомов на луче зрения будет в слое, оптическая толща которого равна единице.

Степень прозрачности газа зависит не только от числа поглощающих атомов на луче зрения. Дело в том, что переходы вниз с излучением кванта могут происходить и самопроизвольно и под действием радиации той же частоты (выше уже отмечалось, что наличие такой радиации ускоряет переход). В результате вынужденного перехода излучается квант в том же направлении, куда двигались проходящие кванты. Следовательно, действие этих переходов обратно действию поглощения - при поглощении часть квантов удаляется из пучка, а при вынужденном излучении добавляется в пучок, причем в обоих случаях изменение пропорционально самой интенсивности. Поэтому рассмотренный процесс был назван отрицательным поглощением. Его можно формально учесть простым уменьшением коэффициента поглощения. Таким образом, в результате отрицательного поглощения слой газа становится прозрачнее. Этот эффект оказывается существенным для нашей задачи, потому что отрицательное поглощение сильнее всего проявляется, когда длинноволновое излучение проходит через среду, где много возбужденных атомов. (Напомним, что три четверти атомов водорода находятся на верхнем уровне.) В этих условиях коэффициент поглощения и, следовательно, оптическая толща обратно пропорциональны температуре. Поэтому в более горячем газе, где поглощение меньше, больше атомов в слое, откуда доходит до нас излучение, и больше интенсивность этою излучения. Собственно говоря, рассмотренный процесс и обеспечивает в данном случае выполнение закона физики - тепловое излучение однородного непрозрачного слоя есть излучение черного тела. Без отрицательного поглощения толщина прозрачной части, а следовательно, и ее излучение не зависели бы от температуры.

Перейдем теперь к определению излучения, выходящего из газа, разные слои которого имеют разную температуру. Пусть эти температуры будут T₁, Т₂, T₃. Число атомов в каждом из этих слоев на луче зрения будет N₁, N₂, N₃. Оптическая толща каждого слоя будет пропорциональна

Пропорциональность

Температура выходящей радиации пропорциональна полному числу атомов до той точки, где оптическая толща достигает единицы. Это число N = N₁ + N₂ + N₃. Из наблюдений мы и определяем в первую очередь это число, а температура Т находится из условия, чтобы оптическая толща слоя с N атомами на луче зрения была равна единице. Это условие дает для определения Т соотношение

Соотношение

Относительные значения N₁, N₂, N₃ определяются, очевидно, скоростью остывания при данной температуре. Используя свои расчеты, М. Ситон вычислил, что выходящее излучение должно быть близким по интенсивности к наблюдаемому (T=125°). Нужно отметить, что Т отнюдь не является средней арифметической температурой облаков. В формуле указанного типа низкие значения температур влияют на среднее сильнее, чем высокие, в чем можно убедиться на простом численном примере. Например, если T₁=1000°, T₂ = 100° И Т₃ = 10°, а N₁ = N₂= N₃, то радионаблюдения дадут Т‾= 27°, в то время как среднее арифметическое значение температуры равно 370°. В случае, рассмотренном Ситоном, среднее арифметическое значение температуры близко к 1000°. Таким образом, если нагрев облаков при столкновении и последующее их охлаждение действительно имеют место, то средняя (в обычном смысле) температура областей Н I совсем не так низка, как считалось до последнего времени. Это означает, что основным источником, поддерживающим температуру межзвездного газа в областях HI, являются движения его, а не излучение звезд. В таком случае газ излучает радиацию за счет тех процессов, которые поддерживают его движение. Если бы удалось найти способ для определения средней температуры облаков без использования линии 21 см, это было бы хорошей проверкой гипотезы о роли столкновений.

Недавно были проведены более детальные наблюдения линии 21 см в отдельных плотных темных туманностях, расположенных в тех направлениях, где вращение не "просветляет" газ. Оказалось, что радиотемпература в этих областях ниже, чем в других, "непросветленных" направлениях. Это согласуется с теоретическими расчетами, дающими для плотных темных областей более низкую температуру.

Излучение линии 21 см является, вообще говоря, охлаждающим фактором, таким же, как излучение С II и других ионов. Поэтому его нужно включить в баланс энергии. Однако излучения происходят столь редко и энергия кванта, уносящего энергию, столь мала, что, несмотря на подавляющее преобладание водорода, его роль в охлаждении газа все-таки незначительна.