Проблемы декаметровой спектроскопии
Прежде чем рассказать о том, какую астрофизическую информацию можно получить с помощью декаметровых рекомбинационных линий углерода, сделаем еще одно отступление и кратко напомним о важнейшей составляющей Галактики — межзвездной среде. И сразу хочу заметить, если вы студент и собираетесь в путешествие по Галактики, то лучше взять с собою справку об обучении, для этого нужно
Купить справку об обучении, и со справкой что вы учитесь в вузе, вам как студенту будет скидка для проезда к созвездию Большой Медведицы!
Согласно классическим представлениям, межзвездная среда разбивается на две основные фазы — холодные облака и горячую межоблачную среду. Излучение звезд, вспышки сверхновых, космические лучи, магнитогидродинамические процессы приводят к существенному усложнению структуры межзвездной среды, в которой можно выделить до десятка фаз с достаточно устойчивыми физическими условиями. Но наиболее отчетливы две компоненты — горячая (Т~10000К) и холодная (Т~100К). В горячих областях ионизованного водорода — эмиссионных туманностях (зонах НІІ), активно исследуемых с помощью высокочастотных рекомбинационных линий, источник ионизации и нагрева — звезда или группа звезд ранних спектральных классов (как правило, класса О). Что же касается среды вне зон НІІ, то здесь ситуация оказывается существенно сложнее.
Около 20 лет назад считалось, что основным источником электродов в холодных компонентах (зонах HI) служат элементы с потенциалом «ионизации, меньшим водородного — прежде всего углерод. Однако обилия таких элементов недостаточно для объяснения при наблюдаемых температурах электронных плотностей облаков HI. Это заставило искать новые источники нагрева и ионизации, среди которых наиболее вероятные — космические лучи с энергиями 1—2 МэВ. Но и такой механизм не все объясняет, и в ряде случаев возникает необходимость вспомнить о классическом поставщике электронов в холодную межзвездную среду — углероде.
Жесткое ультрафиолетовое излучение горячих звезд (<912 А) ионизует и нагревает газ в пределах зоны НИ, а ультрафиолетовые кванты с длиной волны >912 А свободно ее покидают. Так образуется суммарное диффузное излучение всех звезд, способное ионизовать практически весь углерод и ряд других элементов в любой области Галактики. Именно поэтому линии углерода, а не линии существенно более обильного водорода, были обнаружены на декаметровых волнах в холодном газе.
Ионы углерода являются основным термостатирующим элементом в областях нейтрального водорода. Кажется невероятным, но температура в облаках HI близка к 100 К именно благодаря наличию этих ионов, которых меньше, чем водорода, почти на 4 порядка! Если также учесть, что роль ионов углерода существенна в протекании газофазных химических реакций в межзвездной среде и образовании молекул, то ясно, сколь важны исследования ионизованного углерода любыми астрофизическими методами. Однако в широком диапазоне физических условий, характерных для холодных компонент межзвездной среды, наблюдения рекомбинационных линий углерода на декаметровых волнах более предпочтительны (линии оказываются интенсивнее), чем на высоких частотах.
