𝑣(𝑟)

=

𝑅₀

⎡

⎣

ω(𝑅)

-

ω(𝑅₀)

⎤

⎦

sin(𝑙-𝑙₀)

,

(34.18)

где 𝑅 и 𝑅₀ — расстояния данного объёма и Солнца от галактического центра соответственно, ω(𝑅) — угловая скорость вращения, 𝑙-𝑙₀ — разность долгот данного объёма и центра Галактики (рис. 45). Если функция ω(𝑅) известна, то, пользуясь формулой (34.15), можно по наблюдённым профилям линий найти распределение водорода в Галактике. Такая работа, проделанная Оортом и его сотрудниками, привела к заключению о преимущественном нахождении водорода в спиральных рукавах. В настоящее время существуют подробные карты распределения водорода в галактической плоскости.

Рис. 45

Если проинтегрировать обе части формулы (34.15) по всем частотам, то мы получим

∞

∫

0

⎛

⎝

𝐼

_ν

́

-

𝐼

_ν

⎞

⎠

𝑑ν

=

ℎν₀

4π

𝐴

∞

∫

0

𝑛₁(𝑟)

𝑑𝑟

,

(34.19)

где 𝐴 даётся формулой (34.11). При получении формулы (34.19) использовано соотношение (8.12) и принято во внимание отрицательное поглощение. Мы видим, что при помощи формулы (34.19) по наблюдённой полной интенсивности линии можно определить полное число атомов водорода в столбе с сечением 1 см², расположенным вдоль луча зрения. Отсюда, задавая размеры Галактики, можно найти среднюю концентрацию атомов водорода. Для этой величины, как и другими методами, получается значение 𝑛₁≈1 см⁻³.

По профилям линии λ=21 см может быть также определена скорость галактического вращения в зависимости от 𝑅. Очевидно, что для данного луча наибольшей лучевой скоростью обладает тот объём, который находится на наименьшем расстоянии от центра Галактики, равном 𝑅₀sin(𝑙-𝑙₀). С другой стороны, скорость этого объёма определяется по смещению края линии относительно центральной частоты ν₀. Сопоставление между собой этих величин, полученных при наблюдениях в разных направлениях, даёт возможность найти функцию ω(𝑅).

Таким образом, путём анализа профилей линии λ=21 см получаются весьма важные результаты. В значительной мере это объясняется наличием больших градиентов скорости в межзвёздной среде, обусловленных галактическим вращением. Благодаря эффекту Доплера излучение в линии, идущее от разных частей Галактики, имеет разную частоту, и не поглощается на пути до наблюдателя. Поэтому каждый элемент профиля линии характеризует излучение, пришедшее от определённой части Галактики. Этим в сильной степени облегчается анализ профиля линии.

Кроме линии λ=21 см, межзвёздная среда излучает и другие линии в радиодиапазоне. В частности, водород даёт такие линии при переходах между уровнями тонкой структуры. Например, при переходе 2²𝑃_³/₂-2²𝑆_¹/₂ возникает линия с длиной волны 3 см. Однако интенсивность этой линии мала. Водород излучает также линии в радиодиапазоне при переходах между высокими уровнями с близкими главными квантовыми числами. Легко убедиться, что при переходах 𝑛→𝑛-1 образуются линии с длиной волны λ>1 см, если 𝑛>60. Как показали расчёты Н. С. Кардашева, интенсивности этих линий довольно велики и их можно обнаружить. Впоследствии они действительно наблюдались, и это позволило судить о населённости высоких уровней атома водорода.

Наряду с линиями водорода, в радиоспектре межзвёздной среды присутствуют эмиссионные линии многих молекул: гидроксила 𝙾𝙷, аммиака 𝙽𝙷₃, воды 𝙷₂𝙾, формальдегида 𝙷₂𝙲𝙾 и др. Вопрос о возникновении некоторых из этих линий будет подробно рассмотрен ниже.

Наличие в межзвёздном пространстве разного типа молекул (в частности, органической молекулы формальдегида) свидетельствует о весьма сложной химической эволюции межзвёздной среды.

4. Линии поглощения в радиодиапазоне.

Межзвёздный водород на волне λ=21 см может давать не только линию излучения, но и линию поглощения. Последняя образуется тогда, когда на луче зрения оказывается сильный источник радиоизлучения в непрерывном спектре. Вообще говоря, интенсивность излучения в линии определяется формулой

𝐼

_ν

́

=

𝐵

_ν

(𝑇

_𝑘

)

⎡

⎣

1

-

exp

⎛

⎝

-

𝑡

_ν

⁰

⎞

⎠

⎤

⎦

+

𝐼

_ν

ʺ

+

𝐼

_ν

⁰

exp

⎛

⎝

-

𝑡

_ν

⁰

⎞

⎠

,

(34.20)

где 𝐼_ν⁰ — интенсивность излучения источника, а 𝑡_ν⁰ — оптическое расстояние от источника до наблюдателя. Если источник отсутствует, то формула (34.20) переходит в ранее рассмотренную формулу (34.12). Если же источник очень сильный, то вместо (34.20) получаем

𝐼

_ν

́

=

𝐼

_ν

⁰

exp

⎛

⎝

-

𝑡

_ν

⁰

⎞

⎠

.

(34.21)

Формулой (34.21) и определяется профиль линии поглощения.

Рис. 46

Линия поглощения λ=21 см наблюдалась в спектрах очень ярких галактических источников радиоизлучения: Кассиопея А, Телец А и Стрелец А. На рис. 46 изображена схема расположения этих источников и спиральных рукавов, в которых преимущественно находится водород. По наблюдённым профилям и интенсивностям линии при помощи формулы (34.21) была определена концентрация атомов водорода в рукавах, а также кинетическая температура межзвёздного газа.

Особенно интересно то, что по линии поглощения λ=21 см можно определить напряжённость магнитного поля в Галактике. Эта возможность обусловлена тем, что верхний подуровень основного состояния атома водорода является тройным и линия λ=21 см расщепляется в магнитном поле на три компоненты (эффект Зеемана). Однако вследствие слабости галактического магнитного поля расстояние между крайними компонентами оказывается очень малым (при 𝐻≈10⁻⁵ эрстед оно порядка 30 герц, в то время как доплерова ширина линии порядка 10⁴ герц). Все же можно пытаться измерить величину расщепления, используя для этого поляризацию крайних компонент. Такая попытка была сделана в английской радиоастрономической обсерватории Джодрелл Бэнк. В результате было найдено, что в областях Галактики, лежащих в направлениях трёх упомянутых выше источников радиоизлучения, напряжённость магнитного поля составляет 10⁻⁶-10⁻⁵ эрстед.

Кроме линии поглощения λ=21 см, в радиодиапазоне наблюдаются также межзвёздные линии поглощения некоторых молекул. Первыми из них были обнаружены линии молекулы 𝙾𝙷. Измерение профилей и интенсивностей этих линий в направлении галактического центра позволило определить скорости движения облаков межзвёздного газа и концентрацию молекул 𝙾𝙷 в облаках.

5. Космические мазеры.

Обратимся опять к эмиссионным линиям молекул в спектре межзвёздной среды. Как показывают наблюдения в радиодиапазоне, излучение в линиях некоторых молекул идёт от очень небольших участков неба и характеризуется чрезвычайно высокой яркостной температурой (доходящей до 10¹²-10¹⁵ K). Вместе с тем ширины линий очень малы. Эти линии принадлежат в основном гидроксилу 𝙾𝙷 и воде 𝙷₂𝙾.

Для объяснения происхождения таких линий принимается, что в межзвёздных облаках действует мазерный эффект, заключающийся в усилении линий вследствие отрицательного поглощения (иначе называемого индуцированным излучением). Как уже говорилось выше (в §8), отрицательное поглощение состоит в том, что падающее на атом (или молекулу) излучение вызывает переход с верхнего уровня на нижний, при котором вместо одного падающего кванта появляются два кванта, летящие в том же направлении. Чтобы отрицательное поглощение преобладало над обычным поглощением, необходимо выполнение неравенства