10.6 Наблюдения нейтрального водорода

Лекция 10. Вращение Галактики

10.6 Наблюдения нейтрального водорода

Наряду с лучевыми скоростями и собственными движениями звезд, туманностей и звездных скоплений, данные о кинематике Галактики поступают и из наблюдений межзвездного газа в радиодиапазоне, прежде всего нейтрального водорода, излучающего на волне 21 см. Преимуществом радионаблюдений, по сравнению с наблюдениями в оптическом диапазоне длин волн, является слабое поглощение энергии радиоизлучения в галактической среде, так что в радиодиапазоне мы <видим> Галактику практически насквозь.

Наблюдения проводят следующим образом. Направляют радиотелескоп на выбранную область неба и накапливают приходящую на антенну энергию, постепенно перестраивая частоту принимаемого сигнала. Эта небольшая расстройка принимающей аппаратуры Δλ/λ может быть выражена в единицах скорости. Результаты наблюдений публикуют в виде скоростных профилей - зависимостей энергии радиоизлучения от лучевой скорости в данном участке неба, размер участка при этом определяется шириной диаграммы направленности антенны.

Методику анализа получаемых профилей поясняет рис. 10-4. В силу дифференциального вращения Галактики линия 21 см будет смещена: для далеких облаков нейтрального водорода, находящихся на том же луче зрения, лучевые скорости будут отличны от скоростей, наблюдаемых у близких облаков. Для излучения с длинами волн, соответствующими лучевым скоростям далеких облаков, близкие облака будут прозрачны. Это позволяет регистрировать профили (часто очень сложные) от очень далеких облаков HI. Серию сложных профилей, полученных для разных направлений, можно интерпретировать следующим образом.

Примем общую схему вращения Галактики, задаваемую формулой Ботлингера со сделанными при ее выводе предположениями. Предположим, что в галактической плоскости на луче зрения имеется всего три облака водорода HI, находящиеся в точках B, Q и C и вращающиеся вокруг центра Галактики по круговым орбитам. Вдоль луча зрения, касательного к некоторому внутреннему по отношению к Солнцу кругу в точке Q, профиль линии покажет два максимума интенсивности излучения, соответствующих угловым скоростям вращения на расстояниях от центра Галактики R и R'. Очевидно, что максимальная лучевая скорость в данном направлении должна соответствовать точке Q, так как угловая скорость вращения убывает от центра Галактики, а точка Q находится на минимальном для данного луча зрения галактоцентрическом расстоянии, равном R = R₀ sin l . Для всех других точек луча зрения мы наблюдаем не полную вращательную скорость газового облака, а ее проекцию на луч зрения. Для этой же точки формула Δv_r = R₀(ω - ω₀)sin l дает возможность вычислить ω, а затем найти линейную скорость вращения Галактики. Точно также можно рассмотреть профиль линии 21 см для других направлений. При этом, наблюдая профили в направлении центра и антицентра Галактики и анализируя соответствующие профили линий, можно определить влияние хаотических движений атомов нейтрального водорода и облаков в целом, что позволяет уточнить получаемые результаты для других направлений. Таким методом практически можно определить кривую вращения только для газа в области 4 кпк < R < 8 кпк, то есть внутри солнечного круга (но не очень близко к галактическому центру, где наблюдается значительный дефицит газа - дыра в газовом диске). Однако если сделать предположения о плотности нейтрального водорода и распределении его по z-координате, то можно построить кривую вращения и для областей за пределами круга Солнца.

Интересно отметить, что уже первые попытки построения кривой вращения по радиоданным привели к тому, что кривые, построенные по наблюдениям в северном полушарии Земли, систематически на несколько километров в секунду отличались от данных, полученных в южном полушарии. Эту асимметрию север-юг удается объяснить только в связи с некруговыми движениями в диске Галактики, в частности - влиянием спиральной структуры на поле скоростей галактического диска.

Наряду с излучением нейтрального водорода, для изучения кинематики Галактики используется и излучение различных элементов и химических соединений от молекулярных облаков и зон HII. Расстояние до последних объектов определяют как расстояния до OB-звезд, связанных с туманностями, определяя эти расстояния методом спектральных параллаксов. Неточность определения расстояний до туманностей в этом случае компенсируется очень высокой точностью определения лучевых скоростей, достигающей долей км/с. Лучевые же скорости ОВ-звезд определяются с точностью, на порядок более низкой, вследствие малочисленности линий металлов в спектрах этих звезд и усложненности профилей линий сильным звездным ветром и другими явлениями на поверхностях звезд. Таким способом удается построить кривую вращения галактики по радионаблюдениям и для внешних по отношению к солнечному кругу областей Галактики.

Немаловажное достоинство кинематического метода заключается в возможности оценки расстояний до газовых облаков, тогда как астрофизические оценки расстояний крайне неточны. Он заключается в следующем. При известной кривой вращения формулы Ботлингера для данного направления в Галактике и данного расстояния от Солнца позволяют вычислить среднюю лучевую скорость объектов. При этом лучевая скорость очевидно определяется только галактической долготой и расстоянием от Солнца. В определенном направлении (для фиксированного значения галактической долготы) лучевая скорость является функцией только расстояния от Солнца. Для определения расстояния до объекта по его лучевой скорости (для газовых облаков координаты и лучевые скорости предполагаются известными) мы можем использовать диаграмму "лучевая скорость - галактическая долгота". На этой диаграмме зависимости лучевой скорости от галактической долготы для данного расстояния от Солнца будет выглядеть как двойная волна (см. формулу Оорта (10-13)). Такие зависимости можно построить для ряда значений расстояния от Солнца используя более точную формулу Ботлингера (10-5). Газовое облако, имеющее определенные галактическую долготу и лучевую скорость, на диаграмме "лучевая скорость - галактическая долгота" будет изображаться точкой, через которую пройдет вполне определенная двойная волна, соответствующая расстоянию до этого облака. Таким способом для газовых облаков диска Галактики точность определения расстояний достигает 10%, так как дисперсия остаточных скоростей - основной источник ошибок этого метода, невелика. Диаграмма "лучевая скорость - галактическая долгота" используется для исследования по радионаблюдениям структуры нашей Галактики. Такая диаграмма, построенная по данным радиообзора излучения молекул CО, показана на рис. 10-5.

Рис.6-5

В последующих лекциях, посвященным построению моделей распределения вещества в Галактике, а также кривым вращения других галактик, мы вернемся к вопросу об интерпретации формы кривой вращения нашей Галактики.

Публикации с ключевыми словами: звездная астрономия Публикации со словами: звездная астрономия
См. также: Конференция "Современная звездная астрономия" К 100-летию со дня рождения Петра Григорьевича Куликовского Лекции по Галактической Астрономии. 5–8 Лекции по Галактической Астрономии. 3–4 Лекции по Галактической Астрономии. 1–2 Будущие космические эксперименты и перспективы развития звездной астрономии