К особенно ценным результатам привели наблюдения резонансных линий различных атомов и ионов в ультрафиолетовой части спектра, выполненные с помощью космических аппаратов. Оказалось, что число атомов многих элементов (𝙲, 𝙽, 𝙾 и др.) по отношению к числу атомов водорода в межзвёздных облаках приблизительно в 10 раз меньше, чем в атмосфере Солнца.

Определение величины Δλ_𝐷 по наблюдённым значениям 𝑊_λ и по кривой роста может быть сделано в том случае, когда заранее оценена величина 𝑁. Существует также способ совместного определения величин Δλ_𝐷 и 𝑁. Он основан на том, что резонансные линии 𝙽𝚊 I и 𝙲𝚊 II являются дублетами с известным отношением сил осцилляторов, равным 2. Поэтому если оптическое расстояние от звезды до наблюдателя для одного компонента дублета равно τ₀, то для другого компонента оно равно 2τ₀. Очевидно, что по отношению эквивалентных ширин компонент дублета можно найти величину τ₀. Далее по формуле (33.28) определяется величина Δλ_𝐷 и по формуле (33.27) — величина 𝑁.

Знание доплеровской полуширины линии Δλ_𝐷 даёт, возможность по формуле (33.26) найти величину 𝑣, т.е. среднюю скорость хаотического движения межзвёздного газа. Для этой величины получено значение 𝑣≈10 км/с.

Как уже говорилось, в первом приближении межзвёздный газ имеет облакообразную структуру. Проявлением этой структуры является тот факт, что межзвёздные линии поглощения иногда состоят из нескольких компонент. Объясняется это тем, что в таких случаях на пути от звезды до наблюдателя находится несколько облаков с разными лучевыми скоростями. По смещениям компонент линии друг относительно друга можно определить относительные скорости движения облаков. Таким способом для скорости 𝑣 также получается значение порядка 10 км/с.

При определении эквивалентных ширин межзвёздных линий поглощения выше мы считали, что скорости хаотического движения межзвёздного газа распределены по закону Максвелла. Однако из рассмотрения профилей линий поглощения получаются другие выражения для функции распределения скоростей (которая падает более медленно, чем функция Максвелла, с увеличением скорости). Иногда эти эмпирические выражения используются и при построении теоретических кривых роста.

Необходимо ещё отметить, что межзвёздный газ участвует в галактическом вращении. Этот эффект сказывается на профилях межзвёздных линий поглощения при больших расстояниях до звёзд, причём он различен для разных направлений. При построении теоретических кривых роста его также необходимо принимать во внимание.

4. Физическое состояние межзвёздного газа.

Как мы видели выше, межзвёздный газ является чрезвычайно разреженным. По свечению газа в зонах 𝙷 II было найдено, что в 1 см³ межзвёздного пространства находится в среднем всего 1 атом водорода. Примерно такой же результат получается и по межзвёздным линиям поглощения. Правда, в этом случае непосредственно из наблюдений находится концентрация других атомов (в частности, натрия и кальция) и при переходе к концентрации атомов водорода приходится делать предположения об относительном содержании, элементов в межзвёздном пространстве. Очень подробные сведения о концентрации межзвёздного водорода и о его распределении в пространстве дают наблюдения галактического радиоизлучения с длиной волны 21 см, о чем будет сказано в следующем параграфе.

Рассмотрим теперь кратко вопрос о температуре межзвёздного газа. В зонах 𝙷 II температура определяется методами, изложенными в гл. V, и оказывается порядка 10 000 K. Для нахождения температуры в зоне 𝙷 I также может быть применён один из указанных методов, основанный на рассмотрении энергетического баланса газа. Однако в зоне 𝙷 I газ приобретает и расходует энергию иначе, чем в зоне 𝙷 II. Как мы помним, в зоне 𝙷 II нагревание газа происходит в основном при фотоионизации атомов водорода (и отчасти атомов гелия). Но в зоне 𝙷 I ионизуются лишь те атомы, потенциал ионизации которых меньше 13,6 эВ. При этом, как показывают простые оценки, больше всего энергии газ получает при ионизации атомов углерода (потенциал ионизации которого равен 11,3 эВ). А так как число атомов углерода приблизительно в 10⁴ раз меньше числа атомов водорода, то единичный объём газа в зоне 𝙷 I получает гораздо меньше энергии, чем в зоне 𝙷 II. Вследствие этого в зоне 𝙷 I играют роль такие механизмы охлаждения газа, которые совершенно не существенны в зоне 𝙷 II. Из них на первое место надо поставить электронные столкновения, возбуждающие уровни тонкой структуры основных термов некоторых ионов (в частности, 𝙲 II и 𝙵𝚎 II). Из сказанного следует, что температура газа в зоне 𝙷 I должна быть весьма низкой.

Более подробное рассмотрение вопроса показывает, что нагревание газа в зоне 𝙷 I вызывается не столько излучением звёзд, сколько космическими лучами и рентгеновским излучением от различных источников. Учёт этих механизмов нагрева в уравнении энергетического баланса приводит к температуре газа порядка 30—80 K. Эта температура относится к облакам межзвёздного газа. Между же облаками, где плотность гораздо меньше, температура должна быть порядка 5000—7000 K. Эти теоретические заключения подтверждаются измерением профилей межзвёздной линии водорода с длиной волны 21 см.

При условиях, существующих в зонах нейтрального водорода, в них должно присутствовать значительное число разных молекул. При термодинамическом равновесии концентрация молекул определяется формулой (14.20). Так как в межзвёздном пространстве нет термодинамического равновесия, то для нахождения концентрации молекул приходится использовать условие равенства между числом образующихся и числом диссоциирующих молекул. Таким путём, в частности, найдено, что в межзвёздных облаках должно быть много молекул водорода 𝙷₂. Однако эти молекулы в течение долгого времени не были обнаружены, так как все их линии, возникающие из основного состояния, расположены в ультрафиолетовой области спектра. Лишь при внеатмосферных наблюдениях с борта космических аппаратов эти линии удалось зарегистрировать. По их эквивалентным ширинам получено, что количество молекул водорода 𝙷₂ составляет заметную долю количества атомов водорода 𝙷 (порядка 5—50%).

Кроме молекулы 𝙷₂, при наблюдениях в видимой и ультрафиолетовой областях спектра обнаружены в межзвёздном пространстве также молекулы 𝙲𝙷, 𝙲𝙷⁺, 𝙲, 𝙲𝙾. Линии очень многих молекул наблюдаются в радиодиапазоне (о них см. ниже).

5. Движение межзвёздного газа.

Как показывают наблюдения межзвёздных линий поглощения, газовые облака в межзвёздном пространстве движутся со скоростями порядка 10 км/с. Наблюдения светящихся газовых облаков приводят приблизительно к таким же результатам. В этом случае скорости движения облаков определяются по смещению эмиссионных линий в их спектрах. Вместе с тем внутри облаков существуют и беспорядочные (турбулентные) движения. Это проявляется в том, что лучевые скорости разных элементов газового облака различны. В частности, внутренние движения были подробно изучены в случае туманности Ориона. Оказалось, что средняя скорость таких движений порядка 7 км/с.

Исследование движения межзвёздного газа производится методами газовой динамики (см. [6] и [7]). Здесь мы отметим лишь некоторые результаты.

Если газовое облако находится в вакууме, то оно, естественно, должно расширяться. Как показал Риман, скорость расширения равна

𝑣

=

2𝑣_𝑠

2γ-1

(33.31)

где 𝑣_𝑠 — скорость звука и γ — показатель адиабаты.

Скорость звука, как известно, даётся формулой

𝑣

_𝑠

=

⎛

⎜

⎝

γ𝑘𝑇

μ𝑚_𝙷

⎞½

⎟

⎠

,

(33.32)

где μ — средняя молекулярная масса. Межзвёздный газ является в основном одноатомным, вследствие чего γ=⁵/₃. Можно считать, что μ=1 и 𝑇=100 K в зоне 𝙷 I и μ=½ и 𝑇=10 000 K в зоне 𝙷 I. Поэтому для скорости звука в этих зонах получаем значения 𝑣_𝑠=1,2 км/с и 𝑣_𝑠=19 км/с соответственно.