Межзвездный газ

Газовые туманности. Самая известная газовая туманность — в созвездии Ориона, протяженностью свыше 6 пс, заметная в безлунную ночь даже невооруженным глазом. Не менее красивы туманности Омега, Лагуна и Трехраздельная в созвездии Стрельца, Северная Америка и Пеликан в Лебеде, туманности в Плеядах, вблизи звезды  Киля, Розетка в созвездии Единорога и многие другие. Всего насчитывают около 400 таких объектов. Естественно, что полное их число в Галактике значительно больше, но мы их не видим из-за сильного межзвездного поглощения света.

В спектрах газовых туманностей имеются яркие эмиссионные линии, что доказывает газовую природу их свечения. У наиболее ярких туманностей прослеживается и слабый непрерывный спектр.

Как правило, сильнее всех выделяются водородные линии Н_ и Н_ и знаменитые небулярные линии с длинами волн 5007 и 4950 Å, возникающие при запрещенных переходах дважды ионизованного кислорода О III. До того, как эти линии удалось отождествить, предполагалось, что их излучает гипотетический элемент небулий. Интенсивны также две близкие запрещенные линии однократно ионизованного кислорода О II с длинами волн около 3727 Å, линии азота и ряда других элементов.

Внутри газовой туманности или непосредственно вблизи от нее почти всегда можно найти горячую звезду спектрального класса О или В0, являющуюся причиной свечения всей туманности. Эти горячие звезды обладают очень мощным ультрафиолетовым излучением, ионизующим и заставляющим светиться окружающий газ точно так же, как это имеет место в планетарных туманностях

Поглощенная атомом туманности энергия ультрафиолетового кванта звезды большей частью идет на ионизацию атома. Остаток энергии расходуется на придание скорости свободному электрону, т.е. в конечном счете превращается в тепло. В ионизованном газе должны также происходить и обратные процессы рекомбинации с возвращением электрона в связанное состояние. Однако чаще всего это реализуется через промежуточные энергетические уровни, так что в итоге вместо первоначально поглощенного жесткого ультрафиолетового кванта атомы туманности излучают несколько менее энергичных квантов видимых лучей (этот процесс называется флуоресценцией). Таким образом, в туманности происходит как бы “дробление” ультрафиолетовых квантов звезды и переработка их в излучение, соответствующее спектральным линиям видимого спектра.

Излучение в линиях водорода, ионизованного кислорода и азота, приводящее к охлаждению газа, уравновешивает поступление тепла через ионизацию. В итоге температура туманности устанавливается на некотором определенном уровне порядка , что можно проверить по тепловому радиоизлучению газа.

Количество квантов, излучаемых в какой-либо спектральной линии, в конечном счете пропорционально числу рекомбинаций, т.е. количеству столкновений электронов с ионами. В сильно ионизованном газе концентрация и тех и других одинакова, т.е. Поскольку согласно (7.18) частота столкновений одной частицы пропорциональна п, общее число столкновений всех ионов с электронами в единице объема пропорционально произведению n_in_e, т.е. Следовательно, общее число квантов, излучаемых туманностью, или ее яркость на небе — пропорциональна , просуммированному вдоль луча зрения. Для однородной туманности протяженностью L, это дает . Произведение называется мерой эмиссии и является важнейшей характеристикой газовой туманности: ее значение легко получить из непосредственных наблюдений яркости туманности. Вместе с тем мера эмиссии связана с основным физическим параметром туманности — плотностью газа.

Таким образом, измеряя меру эмиссии газовых туманностей, можно оценить концентрацию частиц п_е, которая оказывается порядка 10 ²-10 ³ см ^-3 и даже больше для самых ярких из них.

Как видно, концентрация частиц в газовых туманностях в миллионы раз меньше, чем в солнечной короне, и в миллиарды раз меньше, чем могут обеспечить лучшие современные вакуумные насосы.

Необычайно сильная разреженность газа объясняет появление в его спектре запрещенных линий, сравнимых по своей интенсивности с разрешенными. В обычном газе возбужденные атомы не успевают излучить запрещенную линию потому, что гораздо раньше, чем это произойдет, они столкнутся с другими частицами (в первую очередь электронами) и отдадут им свою энергию возбуждения без излучения кванта. В газовых туманностях при температуре 10⁴ °K средняя тепловая скорость электронов достигает 500 км/сек и время между столкновениями, вычисленное по формуле (7.17) при концентрации n_e = 10² см ^-3, оказывается 210⁶ сек, т.е. немногим меньше месяца, что в миллионы раз превышает “время жизни” атома в возбужденном состоянии для большинства запрещенных переходов.