Звезды: их рождение, жизнь и смерть - Шкловский Иосиф Самуилович (читать книги онлайн без txt) 📗

Исключительно важное значение имеет вопрос об ионизации межзвездного газа и связанный с этим вопрос о его температуре. Необходимо, однако, подчеркнуть, что понятие «температура» применительно к межзвездному газу отнюдь не является элементарным. Дело в том, что это понятие, строго говоря, применимо только к телам, находящимся в состоянии термодинамического равновесия. Последнее предполагает одновременное выполнение целого ряда условий. Например, спектральная плотность излучения должна описываться формулой Планка, полная плотность энергии — законом Стефана — Больцмана, согласно которому последняя пропорциональна четвертой степени температуры, распределение скоростей различных атомов, ионов, а также электронов — законом Максвелла, распределение атомов, молекул и ионов по различным квантовым состояниям — формулой Больцмана. Во все эти законы и формулы, как известно, входит важный параметр, имеющий смысл температуры. Например, в распределение скоростей Максвелла входит кинетическая температура, в формулу Больцмана — температура возбуждения и пр. Если тело (или система) находится в состоянии термодинамического равновесия, то все эти параметры — «температуры» должны быть равны друг другу и тогда они называются просто температурой тела.

Легко убедиться, что даже в привычных для нас естественных земных условиях термодинамическое равновесие, как правило, не реализуется. Например, когда мы говорим о температуре воздуха, всегда следует уточнение: «в тени». Очень наглядно можно убедиться в полном отсутствии термодинамического равновесия на следующем простом примере. Зададимся вопросом: какова температура нашей комнаты солнечным днем? Казалось бы, ответить просто: около 20 градусов шкалы Цельсия или 293 градуса шкалы Кельвина — кельвинов (К). Но с тем же основанием я могу утверждать, что температура комнаты... 5700 К. Почему? Да потому, что вся комната наполнена прямым и рассеянным солнечным светом, спектральный состав которого примерно такой же, как у солнечного излучения. Ну, а спектр Солнца очень близок к спектру абсолютно черного тела, нагретого до температуры 5700 К. В то же время следует иметь в виду, что плотность энергии солнечного излучения в комнате может быть в сотню тысяч раз меньше, чем на поверхности Солнца: ведь по мере удаления от Солнца поток его излучения изменяется обратно пропорционально квадрату расстояния. Какой же смысл имеет бытующее представление о том, что температура комнаты 20 градусов Цельсия? Неявно мы при этом говорим о кинетической температуре, т. е. параметре максвеллова распределения скоростей молекул воздуха, заключенных в нашей комнате. Между тем 5700 К есть цветовая температура излучения, заполняющая эту комнату. Таким образом, на этом простейшем примере видно, сколь велики отклонения от термодинамического равновесия даже в самых обычных условиях. Заметим, кстати, что сама жизнь как весьма сложный физико-химический процесс возможна только при отсутствии термодинамического равновесия. Строгое термодинамическое равновесие — это смерть. Можно ли говорить о температуре в межзвездном пространстве, где отклонения от термодинамического равновесия исключительно велики? Оказывается, что можно, если каждый раз оговаривать, о какой «температуре» идет речь. Чаще всего приходится говорить о кинетической температуре межзвездной среды, которая может меняться в довольно широких пределах (см. ниже). С другой стороны, межзвездное пространство наполнено излучением от огромного количества звезд. Поэтому цветовая температура этого излучения такая же, как у звезд, т. е. измеряется тысячами и десятками тысяч кельвинов. Если мы рассматриваем, например, область межзвездного пространства на расстоянии нескольких десятков световых лет от горячей звезды — гиганта спектрального класса О—В (см. § 1), то цветовая температура там будет 20—40 тысяч кельвинов. Наоборот, на таком же расстоянии от красного сверхгиганта цветовая температура может быть около 3 тысяч кельвинов. В то же время плотность излучения в межзвездном пространстве исключительно мала. Она во столько же раз меньше плотности излучения на поверхности ближайшей звезды, во сколько раз телесный угол, под которым из какой-нибудь точки межзвездного пространства виден диск звезды, меньше, чем 2

[ 5 ]. Если подсчитать это отношение, то окажется, что оно около 10^-15. В межзвездном пространстве средняя плотность лучистой энергии около 1 электронвольта на кубический сантиметр или 10^-12 эрг/см³. Следовательно, так как энергия каждого из световых квантов около 3 электронвольт, на кубический сантиметр межзвездного пространства приходится меньше одного кванта. В то же время энергии этих квантов примерно такие же, как в звездных атмосферах, где плотность квантов неизмеримо больше. В этом смысле образно говорят, что поле излучения в межзвездном пространстве сильно «разжижено». Заметим, что и в нашей комнате, и вообще на Земле, излучение также «разжижено». Температура межзвездной среды, определяемая по плотности заполняющего ее излучения, исключительно низка — порядка нескольких кельвинов. Именно такую температуру должны иметь поверхности твердых пылинок, находящиеся в межзвездном пространстве в тепловом равновесии с окружающим их полем «разжиженного» излучения: ведь такие пылинки должны поглощать ровно столько же, сколько они излучают.

Крайнее несоответствие между высокой цветовой температурой излучения, заполняющего межзвездную среду, и его очень низкой плотностью являетcя едва ли не основным фактором, определяющим своеобразие физических условий в этой среде. Рассмотрим конкретный, очень важный для дальнейшего, пример. Речь пойдет о фотоионизации межзвездных атомов при поглощении ими ультрафиолетовых квантов «разжиженного» излучения. В процессе такой ионизации «освободившиеся» от атомов электроны приобретают кинетическую энергию, определяемую известным уравнением Эйнштейна:

(2.1)

где

 — частота кванта поглощенного излучения,  — потенциал ионизации, определяющий энергию связи электрона в атоме. Из этой формулы, опирающейся на основные представления квантовой теории, следует, что кинетическая энергия фотоэлектрона определяется только частотой поглощенного кванта. Она совершенно не зависит от плотности таких квантов в окружающем пространстве. Поэтому кинетические энергии фотоэлектронов в межзвездном пространстве будут такими же, как в атмосферах звезд, т. е. довольно высокими, порядка нескольких электронвольт. Сталкиваясь между собой, эти электроны сравнительно быстро установят максвеллово распределение скоростей, следовательно, можно будет говорить об их кинетической температуре. С другой стороны, по причине неупругих столкновений с атомами электроны будут непрерывно терять энергию. В результате «баланса» между «потерянной» таким образом и «приобретенной» (при фотоионизации) энергиями температура межзвездной среды около горячих звезд устанавливается на довольно высоком уровне около 10 000 К.

Низкая плотность излучения в межзвездном пространстве в сочетании с крайне низкой плотностью межзвездного газа имеет и другое очень важное следствие, о котором мы уже упоминали раньше. Так как по этой причине процессы поглощения излучения атомами будут происходить очень редко, возбужденные каким-либо образом атомы и молекулы будут без всяких препятствий переходить в основное состояние, излучая при этом соответствующие кванты. Это будет иметь место и тогда, когда возбужденные уровни «метастабильны», т. е. атомы могут находиться на них аномально долго. В условиях земных лабораторий благодаря столкновениям и процессам поглощения света, связанным с переходами атомов на «вышележащие» уровни, переход с метастабильного уровня на основной не сопровождался бы излучением квантов соответствующей частоты. В условиях же межзвездной среды находящийся на метастабильном уровне атом может достаточно долго «ждать» — ведь ему никакие столкновения или поглощения не мешают — ив конце концов перейти на основной уровень, излучив квант спектральной линии, называемой у спектроскопистов «запрещенной» [ 6 ].