5.2. Межзвездный нейтральный водород

Атомарный водород в межзвездной среде наблюдается благодаря излучению и поглощению в линии 21 см. Эта линия образуется при переходе между подуровнями сверхтонкой структуры основного состояния атома водорода 1²S.

Распределение атомов по подуровням F = 0, 1 можно представить формулой Больцмана

, (5.3)

где n₁, n₀ – плотности атомов на подуровнях F = 1, 0; g₁, g₀ – статистические веса уровней, g_F = 2F + 1; точное значение частоты перехода n₁₀ = 1420405752 Гц. Величина T_s называется спиновой температурой, т.к. характеризует распределение атомов по спиновым состояниям. В случае излучения в линии l = 21 см в формулу для яркостной температуры (1.3) входит в качестве физической температуры облака именно спиновая температура.

Для частоты n₁₀ всегда выполняется условие hn₁₀ 0.1 см^–3, типичных для нейтральной межзвездной среды, это условие выполняется.

Решение уравнения переноса излучения в линии 21 см:

T_b(n) = T_s [1 – e^–t(n)]. (5.8)

В случае малой оптической толщи во всей линии [t(n) 800 пк. Но это так лишь в том случае, когда все атомы имеют одинаковую систематическую скорость относительно наблюдателя.

Линии поглощения l = 21 см. Пусть облако нейтрального водорода наблюдается в направлении на источник непрерывного спектра, который имеет на частоте линии яркостную температуру T₀. Тогда, согласно решению уравнения переноса (1.9), яркостная температура излучения на частоте линии

T_b(n) = T₀ exp[–t(n)] + T_s {1 – exp[–t(n)]}. (5.17)

Разность яркостных температур в линии и в соседнем участке непрерывного спектра фонового радиоисточника

DT_b(n) = (T_s – T₀){1 – exp[–t(n)]}. (5.18)

Множитель в фигурных скобках всегда заключен в пределах:

0 < 1 – exp[–t(n)] < 1. (5.19)

Таким образом, знак "добавки" DT_b(n), создаваемой к непрерывному спектру наличием линии, определяется знаком разности (T_s – T₀). При T_s > T₀ (водород в облаке "горячее" фона) получим линию излучения на фоне континуума; при T_s < T₀ (водород "холоднее" фона) – линию поглощения. Особенно удобно наблюдать в поглощении холодные облака (собственное излучение которых мало из-за низкой величины T_s) на фоне ярких нетепловых фоновых радиоисточников, так как в этом случае образуется глубокая линия поглощения с большим перепадом температур DT_b.

Если угловой размер облака больше углового размера фонового радиоисточника, можно сравнить профили линии поглощения 21 см в направлении на фоновый источник и линии собственного излучения облака в смещенной точке, вне источника континуума. В принципе линия поглощения должна быть зеркальным отражением линии излучения. На практике это никогда не наблюдается.

Обзоры в линии 21 см. Первый обзор в линии 21 см был выполнен в 1954–1957 гг. в Лейденской обсерватории (Нидерланды). Затем в 1960-е гг. последовали обзоры Мэриленд–Грин Бэнк (США) и, для южного неба, Паркс (Австралия).

При обработке профилей линии, измеренных в разных направлениях на небе, необходимо в первую очередь установить на профилях шкалу лучевых скоростей. Из наблюдаемых лучевых скоростей, обусловленных эффектом Доплера , необходимо исключить следующие составляющие:

1) 1) движение Солнца к апексу (приведение к Местному Стандарту Покоя – Local Standard of Rest, LSR) – максимально 19.5 км/с;

2) 2) орбитальное движение Земли – до 30 км/с;

3) 3) суточное вращение Земли –до 0.465 км/с;

4) 4) движение вокруг барицентра Земля–Луна – до 0.029 км/с.

Профиль линии определяется следующими факторами:

а) тепловое движение атомов;

б) хаотические движения облаков как целого и газа внутри облаков;

в) дифференциальное вращение Галактики;

г) систематические отклонения от кругового движения.

В предположении о чисто круговых движениях газа в Галактике (модель галактического вращения Шмидта) связь между лучевой скоростью V_r и положением излучающего элемента газа дается формулами Оорта (см. рис. 5.4):

, (5.20)

. (5.21)

Здесь R₀ – расстояние от центра Галактики до Солнца, R – расстояние от центра Галактики до элемента газа, r – расстояние от Солнца до элемента, l, b – галактические координаты элемента, w(R, z) – угловая скорость движения газа, функция, описывающая кривую вращения Галактики. Во второй формуле знак "плюс" берется для интервала долгот l = 270°–360° ® 0°–90°, знак "минус" – для l = 90°–270°.

. (5.22)

– формулу, выражающую градиент лучевой скорости вдоль луча зрения.

Формулы (5.20)–(5.22) связывают наблюдаемые параметры (галактические координаты, лучевая скорость) с расстоянием до объекта и с кривой вращения Галактики. Это позволяет по измеренной V_r оценить расстояние r от Солнца до объекта. Расстояние, найденное таким способом, называется кинематическим расстоянием. Для объектов, не имеющих оптических отождествлений, это в большинстве случаев единственный способ определения расстояния.

Применение формул (5.20)–(5.22) в принципе дает возможность найти распределение нейтрального водорода. Осложнение с двойственностью расстояний во внутренней области Галактики можно разрешить, наблюдая точки с некоторым смещением по b: более удаленные области имеют меньшую протяженность по широте.

Еще одна трудность: для определения расстояний необходимо знать кривую вращения w(R), которая заранее не известна. Преодолевается это для внутренней области Галактики так. Для любого направления l имеется так называемая тангенциальная точка, где луч зрения проходит по касательной к линии равных лучевых скоростей V_r. В тангенциальной точке наблюдается максимальное значение V_rmax, и бoльших значений V_r на той же l быть не должно. Скорость V_rmax должна быть скоростью обрыва профиля линии 21 см. Построив зависимость V_rmax(l), можно проследить кривую вращения w(R). На самом деле трудность устраняется лишь частично. Наблюдаемые профили обычно не показывают крутого спада к краю (V_rmax) из-за наличия у облаков водорода пекулярных скоростей (до 10 км/с), а также из-за некруговых составляющих скорости.

В пределах Dl = ±15° от направлений на центр (l = 0°) и антицентр (l = 180°) скорости чисто кругового движения направлены перпендикулярно лучу зрения, и теоретически весь газ должен иметь V_r = 0. По этой причине кинематический метод определения расстояний не работает в данном секторе Галактики. Все скорости, наблюдаемые в этих направлениях, относятся только к пекулярным движениям газа.

Связав лучевую скорость и расстояние до излучающего элемента газа, можно по отдельным пикам в профиле линии 21 см найти распределение n_H(r), в частности, по локальным максимумам n_H(r) выделить газовые рукава Галактики. Тем самым, можно найти распределение полной массы в Галактике (включая звезды) и распределение гравитационного потенциала (поскольку нейтральный водород – индикатор потенциала).

На рис. 5.6 представлена кривая вращения Галактики [линейная скорость орбитального движения V(R), V(R) = w(R)R], найденная по обзорам в линии 21 см. Для чисто кругового (кеплеровского) движения , где M(R) – полная масса вещества Галактики, заключенная внутри круга радиусом R. Следовательно, кривая вращения непосредственно описывает распределение массы в Галактике. Согласно последним данным обзоров в линии молекулы CO, функция V(R) остается неубывающей до расстояний R ~ 18 кпк, что может указывать на присутствие значительной скрытой массы в Галактике.

Расстояние Солнца от центра Галактики R₀ в первых обзорах в линии 21 см было найдено равным 8.2 кпк. С тех пор величина R₀ неоднократно пересматривалась в пределах от 6 до 10 кпк. В последние годы с применением независимых методов определения расстояния по мазерным источникам линий OH и H₂O (см.

Полная масса нейтрального водорода в Галактике ~1.4?10⁹M¤, или ~2% от общей массы Галактики.

Ширина спиральных рукавов ~400 пк. Толщина водородного диска по половинной плотности меняется в пределах от 0.5 кпк во внутренней части Галактики до 2 кпк во внешней.

Отклонение от модели кругового вращения Шмидта в Галактике – скорее правило, чем исключение. Некруговые движения получают естественное объяснение в теории волновой структуры, которая трактует спиральные рукава как волны плотности в галактическом диске (модель Лина и Шу). Следствие этой модели – наличие потоков газа вдоль краев спиральных ветвей, что и наблюдается в виде размытия края профиля 21 см вблизи скорости в тангенциальной точке V_rmax.

Физические характеристики межзвездной среды, определяемые по излучению 21 см. Средняя температура облаков нейтрального водорода T_s ~ 125 K. Однако исследования линий поглощения HI конца 1960–начала 1970-х гг. привели к пересмотру T_s нейтрального водорода и вообще пересмотру взглядов на структуру межзвездной среды. Выше упоминалось о наблюдениях линий 21 см в близких направлениях: на фоне источников радиоконтинуума в поглощении и рядом, на "чистом небе", в излучении. Пусть T_b – яркостная температура на частоте линии в направлении на фоновой радиоисточник, T_b¢ – яркостная температура на частоте линии в точке неба рядом с фоновым источником, T₀ – температура в континууме источника на частоте рядом с линией. Тогда на фоне континуума источника наблюдается линия поглощения глубиной

DT = T_b – T₀= (T_s – T₀){1 – exp[–t(n)]}.(5.23)

В то же время в соседней точке неба, свободной от радиоконтинуума, наблюдается эмиссионная линия:

T_b¢ = T_s{1 – exp[–t(n)]}, (5.24)

т.е. профили излучения и поглощения должны быть зеркально симметричны. Зачастую это не выполняться. Раньше объясняли этот факт тем, что излучение и поглощение происходят в разных облаках газа. Однако различие можно объяснить также вариациями T_s в межзвездной среде. На практике встречаются два варианта:

1) эмиссия рядом с источником слабая, но поглощение в направлении на источник сильное, t >> 1; как видно из формулы, в этом случае T_s = T_b ® T_s < 125 K (до 30 K);

2) слабое поглощение (t ~ 0.03), но эмиссия рядом с источником неожиданно сильная; при t