𝑇
ν
≈
|𝑇₁|
exp
⎛
⎝
⎪
⎪
𝑡
ν
⁰
⎪
⎪
⎞
⎠
.
(34.28)
Из формулы (34.28) видно, что при |𝑡ν⁰|≫≈20—30 яркостная температура достигает тех огромных значений, которые получаются из наблюдений.
Нетрудно убедиться также в том, что с помощью формулы (34.28) может быть объяснён и другой важный наблюдательный факт — чрезвычайная узость спектральных линий. Допустим, что коэффициент поглощения имеет доплеровский профиль, т.е.
𝑘
ν
=
𝑘₀
exp(-𝑥²)
,
(34.29)
где
𝑥
=
ν-ν₀
Δν𝐷
и
Δ
ν
𝐷
=
ν₀
𝑐
⎛
⎜
⎝
2𝑘𝑇
𝑀
⎞½
⎟
⎠
—
доплеровская полуширина (𝑀 — масса молекулы и 𝑇 — кинетическая температура облака). Учитывая (34.29), вместо (34.28) находим
𝑇
ν
≈
|𝑇₁|
exp
⎛
⎝
𝑡₀
𝑒
-𝑥²
⎞
⎠
,
(34.30)
где обозначено
𝑡₀
=
𝑘₀
𝑠₀
⎛
⎜
⎝
𝑔₁
𝑔₂
𝑛₂
-
𝑛₁
⎞
⎟
⎠
.
Пусть Δν полуширина спектральной линии, т.е. то расстояние от центра линии, на котором интенсивность (или заменяющая её яркостная температура) приблизительно в два раза меньше её центрального значения. Пользуясь формулой (34.30), для полуширины линии получаем
Δ
ν
≈
Δν𝐷
√𝑡₀
.
(34.31)
Так как доплеровская полуширина Δν𝐷 мала вследствие малости кинетической температуры, а величина 𝑡₀ велика (скажем, порядка 25), то полуширина линии Δν действительно должна быть исключительно малой.
При применении формулы (34.28) следует иметь в виду, что она справедлива лишь тогда, когда населённость второго уровня определяется в основном механизмом накачки. Однако когда интенсивность излучения в линии становится достаточно большой, это излучение начинает сильно влиять на населённости уровней. Для такого мазера (его называют насыщенным) рост яркостной температуры с оптической толщиной происходит более медленно, чем по формуле (34.28) (подробнее см. [8]).
Наблюдения космических мазеров показывают, что они расположены во внешних частях огромных газово-пылевых туманностей. По мазерному излучению сделано заключение, что оно идёт от небольших и сравнительно плотных облаков (протяжённостью порядка 10¹⁶ см и плотностью порядка 10⁻¹⁸ г/см³). Предполагают, что эти облака являются зарождающимися звёздами.
6. Радиоизлучение Метагалактики.
До сих пор мы говорили только о межзвёздной среде в нашей Галактике. Однако для понимания природы межзвёздной среды очень большое значение имеют также результаты изучения других галактик. Эти результаты основываются на наблюдениях галактик как в оптической области спектра, так и в радиодиапазоне (см. [9]).
Самыми близкими к нам галактиками являются Магеллановы Облака. В них обнаружено много газовых туманностей и вызывающих их свечение горячих звёзд. Особенно велика туманность S Золотой Рыбы, масса которой составляет, по-видимому, около миллиона масс Солнца. От этой туманности идёт сильное радиоизлучение в непрерывном спектре, имеющее тепловое происхождение. Основная же часть радиоизлучения Магеллановых Облаков в непрерывном спектре имеет нетепловую (вероятно, синхротронную) природу. Важные результаты дали наблюдения излучения Магеллановых Облаков в радиолинии с длиной волны 21 см. В частности, по интенсивности этого излучения удалось определить массу находящегося в них межзвёздного водорода (приблизительно 6⋅10⁸ 𝑀☉ в Большом Магеллановом Облаке и 4⋅10⁸ 𝑀☉ — в Малом).
Очень близка к нам также галактика M 31 («туманность Андромеды»), во многих отношениях похожая на Млечный Путь. Изучение её свечения в линии λ=21 см позволило определить скорость вращения на разных расстояниях от центра и распределение межзвёздного водорода. Радиоизлучение галактики в непрерывном спектре идёт от более протяжённой области, чем оптическое излучение. Это свидетельствует о наличии короны, подобной короне нашей Галактики. Интенсивность излучения меняется с частотой по закону ν-0,7, что может быть объяснено синхротронным характером излучения.
Разными наблюдателями были измерены также потоки радиоизлучения, идущие от многих других галактик. Определённое по потоку излучения в линии λ=21 см количество межзвёздного водорода в галактике оказалось сильно зависящим от её структуры. Этот факт представляет значительный интерес с точки зрения теории развития галактик.
Подавляющее большинство галактик излучает в радиодиапазоне примерно такое же количество энергии, как и Млечный Путь. К ним, в частности, относятся Магеллановы Облака и туманность Андромеды. Однако количество энергии, излучаемое в радиочастотах некоторыми галактиками, оказывается на несколько порядков больше. Такие галактики принято называть радиогалактиками. Характерным примером радиогалактики является радиоисточник Лебедь А, излучающий в радиодиапазоне примерно в миллион раз больше энергии, чем наша Галактика. На фотографиях этот источник представляет собой весьма необычную галактику с двойным ядром. Её излучение в видимой части спектра сосредоточено в ярких запрещённых линиях (𝙾 I 𝙾 II, 𝙾 III, 𝙽𝚎 II, 𝙽𝚎 III и др.). Ширина этих линий свидетельствует о внутренних движениях со скоростями порядка 400 км/с. Бааде и Минковский, подробно изучившие источник Лебедь А, высказали гипотезу, что в данном случае мы имеем дело со столкновением между собой двух галактик. В дальнейшем такая гипотеза применялась и к другим радиогалактикам, однако В. А. Амбарцумян выдвинул убедительные возражения против неё. Согласно его взглядам галактики с двойными ядрами находятся в процессе деления и этот процесс на определённом этапе сопровождается сильным радиоизлучением и образованием эмиссии в видимой области спектра.
Другим примером радиогалактики может служить радиоисточник Дева А, представляющий собой в видимых лучах гигантскую галактику почти сферической формы. В спектре ядра галактики обнаружена сильная эмиссионная линия λ 3727 [𝙾 II], возникающая, как надо думать, в газовых туманностях с небольшой плотностью. Удивительная особенность этой галактики состоит в том, что из её ядра выходит яркий выброс голубого цвета. Излучение выброса оказывается поляризованным (со степенью поляризации около 30%), а его спектр — чисто непрерывным. Можно предполагать, что свечение выброса в видимой области спектра подобно свечению Крабовидной туманности, т.е. имеет синхротронную природу.
Подробное изучение радиогалактик показывает, что возникновение их радиоизлучения, по-видимому, связано с бурной активностью их ядер. Такая активность состоит в выбрасывании вещества из ядра, приводящего к появлению в галактике релятивистских электронов, газовых облаков и нестационарных звёзд. В результате наблюдается сильное радиоизлучение, свечение голубых выбросов и эмиссионные линии в спектрах галактик.