Звезды: их рождение, жизнь и смерть | страница 27

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.