---

<< 4.1 Космической плазмы | Оглавление | 4.3 Тепловая неустойчивость >>

4.2 Радиолиния нейтрального водорода 21 см.

Важнейшей запрещенной линией МЗС является радиолиния нейтрального водорода 21 см. Эта линия возникает при переходе сверхтонкой структуры уровня водрода, связанного с наличием cпина у электрона и протона (верхний подуровень соответствует параллельным спинам электрона и протона, нижний - антипараллельным спинам, частота перехода МГц). Была теоретически предсказана Ван ден Хюлстом (Голландия) в 1944 г. и независимо рассчитана И.С.Шкловским в 1949 г., обнаружена в 1951 г. и остается одной из основных радиолиний для исследования нейтрального водрода в нашей и других галактиках.

Переход разрешен магнитодипольно с вероятностью  c (т.е. 1 раз в 11 млн. лет!). Температура возбуждения перехода K. Возбуждение происходит через столкновения нейтральных атомов друг с другом с кинетической температурой , и расчет заселенностей уровней дает , , где - концентрация атомов водорода.

Рассчитаем интенсивность линии излучения нейтрального водорода для случая малой оптической толщи. Для излучения в линии важно индуцированное излучение. Уравнение переноса с учетом индуцированного излучения

где [эрг/ссм/Гц/стер] - объемный коэффициент спонтанного излучения, [см] - линейный коэффициент истинного поглощения. Уравнение переноса принимает обычный вид (см. Лекцию 2)

если мы введем оптическую толщину через эффективный коэффициент поглощения . Можно показать, что скобка в последнем равенстве есть , поэтому эффективный коэффициент поглощения с учетом вынужденного излучения в линии

Излучение тепловое, следовательно функция источника ( - функция Планка) (см. Лекцию 2) и решение уравнения переноса для однородного облака

В радиодиапазоне (приближение Рэлей-Джинса) интенсивность часто записывают через яркостную температуру и решение уравнения  (4.6) переписывается в виде

Например, в случае малой оптической толщи (линия излучения 21 см) , и

т.е. пропорциональна числу атомов водорода на луче зрения ^4.5.

Если облако нейтрального водорода оптически толстое, то по измерениям интенсивности линии водорода 21 см можно получить оценку физической температуры газа (см. (4.7)), которая оказывается порядка 100 К.

Если облако HI подсвечивается нетепловым радиоисточником с яркостной температурой , наблюдаемая яркостная температура

и вместо линии излучения видна линия поглощения 21 см. Измеряя яркостную температуру в спектре радиоисточника вне линии 21 см и сравнивая ее с температурой внутри профиля линии, можно определить .

Исследования радиолинии 21 см позволили установить, что нейтральный водород в галактике в основном заключен в очень тонком ( пк ) и ровном слое около плоскости Галактики. На периферии (10-12 кпк) от центра слой изгибается и его толщина возрастает до 1 кпк. В распределении HI отчетливо прослеживаются спиральные рукава Галактики. Внутри рукавов водород распределен неравномерно, образуя вытянутые комплексы пк. Излучение HI наблюдается от многих других галактик и по его свечению определяют отношение массы нейтрального водорода к общей массе галактики, а по его вращению оценивают массу Галактики.

---

<< 4.1 Космической плазмы | Оглавление | 4.3 Тепловая неустойчивость >>

Публикации с ключевыми словами: звезды - Межзвездная среда - Космология - теоретическая астрофизика - астрофизика Публикации со словами: звезды - Межзвездная среда - Космология - теоретическая астрофизика - астрофизика
См. также: Черная дыра разрушает звезду: анимация Звезды, пыль и туманность в NGC 6559 25 самых ярких звезд на ночном небе Анимация: черная дыра разрушает звезду Разложение далекого света Сравнение размеров звезд Самая далекая из всех известных звезд? Все публикации на ту же тему >>