S. G RZĘD ZIELSK I
Hipoteza istnienia gazowej korony G alaktyki pojawiła się przed kilku laty jako w ynik, bardzo prostych zresztą, rozważań n a tu ry teoretycznej. Mianowicie P ik e l- n e r [1] zwrócił uwagę na konsekwencje wypływające z założenia ekw ipartycji gęstości energii magnetycznej ( = / / 2/8tc) i kinetycznej ( = 1/2nHm Hv%) w turbulentnym ośrodku międzygwiazdowym. Obserwacje polaryzacji światła gwiazd sugeruje istnienie w obło kach m aterii międzygwiazdowej pola magnetycznego o natężeniu 10- 8 — 10-6 gaussów; energia tego pola jest istotnie w przybliżeniu w równowadze z energią kinetyczną obło ków (przy 10 i (v‘)112 = 10 km/sek). W ośrodku międzyobłocznyin gęstość m aterii je st mniejsza o czynnik rzędu 100; o ile więc ma zachodzić ekwipartycja, (v2)1/2 musi wzrosnąć o czynnik rzędu 10. Jednakże przy dyspersji prędkości dochodzącej do 100 km/sek ośrodek międzyobłoczny nie będzie już tworzył podsystem u płaskiego, lecz stworzy podsystem pośredni lub sferyczny o grubości „połówkowej" rzędu 5000 ps. Pikelner przypuszcza, że ta turbulentna korona posiada gęstość 0,1 atom H/cm3 i stanowi w pobliżu płaszczyzny galaktycznej obszar H II o tem peraturze 10 000° (bliskość go rących gwiazd), w odległości zaś od płaszczyzny galaktycznej z> 300 ps tw orzy obszar H I ogrzewany do tem peratury 1000° przez błąkające się w polach m agnetycznych cząstki promieniowania kosmicznego. Za obserwacyjne potwierdzenie swej hipotezy uważa Pikelner obserwacje [2] linii Ca II w widmach dalekich nadolbrzymów wczesnych t y pów. Linie te są bardzo rozmyte (1 — 2 A) co świadczy, zdaniem Pikelnera o pow sta waniu ich w ośrodku międzyobłocznym o dużej dyspersji prędkości.
Odmienną koncepcję korony proponuje S p i t z e r [3]. K rytykując pomysł Pikelnera zwraca uwagę na okoliczność, iż ruchy gazu w koronie turbulentnej odbywałyby się z pręd kościami naddźwiękowymi, co prowadziłoby do bardzo szybkiej dysypacji energii kine tycznej gazu; istnienie więc korony turbulentnej wymagałoby nieustannego uzupeł niania energii ruchów turbulentnych; ponadto korelacja natężeń wspomnianych wyżej linii Ca II z typem widmowym świadczy, według Spitzera, raczej przeciwko identyfiko w aniu tych linii z liniami międzygwiazdowego wapnia.
Hipoteza korony galaktycznej Spitzera opiera się na częściowo jeszcze nie opubliko wanych danych obserwacyjnych M u n c h a i B a ld w in a . Muncli dokonując przeglądu widm wszystkich gwiazd typu O i B o szerokości galaktycznej 30° i jaśniejszych od 8m0, znalazł w widmach 13 gwiazd o z > 500 ps, łącznie 35 składników linii K zjonizowa- nego wapnia. W szczególności np. gwiazda HD 215733 o z ss 1500 ps posiada w widmie 4 składniki linii K dające rozrzut prędkości radialnych wielkości 46 km/sek. Obserwacje te świadczą o istnieniu stosunkowo gęstych obłoków gazu w dużej odległości od płaszczyzny galaktycznej. Jeżeli założyć, że korona galaktyczna ma tem peraturę rzędu 10 000°, to na wysokości z = 500 ps gęstość gazu wynosiłaby 5% gęstości w pobliżu płaszczyzny galaktycznej. Z najdujący się tam obłok H I o nH= 10 i T = 100° rozprężałby się z prędkością dźwięku (1 km/sek) i ciśnienie jego wyrównałoby się z ciśnie niem otoczenia w ciągu 107 lat, gdy tymczasem czas między dwoma kolejnymi przejściami
98
ŹJ literatury naukowejobłoku przez płaszczyznę g alak ty c zn ą po d w pływ em ciążenia w ynosi 5 .1 0 7 la t. S tąd w niosek, że a b y m ogły istnieć stosunkow o gęste obłoki gazu n a w ysokościacłi z = 500 ps i więcej te m p e ra tu ra korony m usi być znacznie w yższa od 10 000°.
D rugim obserw acyjnym dow odem istn ien ia koro n y g alaktycznej są w y n ik i ob ser w acji radiow ych. J u ż w 1952 r. S z k ł o w s k i w ysunął hipotezę, że za izotropow ą sk ła dow ą prom ieniow ania radiow ego odpow iedzialne je st, po części, synchrotronow e p ro m ie niow anie elektronów tw orzących pod sy stem sferyczny. W r. 1954 B aldw in [4] w yznaczyt izofoty prom ieniow ania n a fali 3,7 m d la g a la k ty k i M31. Okazało się, że około 2/s p ro m ieniow ania radiow ego M31 n a tej długości fali pochodzi od sferycznej, w przybliżeniu koro n y o prom ieniu 10 k p s; analogiczne' obserw acje B a ldw ina dla naszej G ala k ty k i w sk azu ją n a istnienie koro n y o prom ieniu 10—20 kps.
O pierając się n a ty c h , co p ra w d a skąpych; danych, pokusić się m ożna o zbudow anie jakiegoś prym ityw nego m odelu k orony. W y d a je się rozsądnym przypuszczenie, że gaz w dolnych w arstw ach korony je s t izobarą. P rzem aw ia za ty m f a k t spełnienia, w dużym przybliżeniu, izobaryczności w gęstej w arstw ie „klasycznej" m a te rii m iędzy gw iazdow ej, oraz okoliczność, że flu k tu a c je ciśnienia b ę d ą się rozchodziły w koronie o w ysokiej te m p e ra tu rz e z du żą prędkością, a zatem różnice ciśnień b ęd ą się szybko w yrów nyw ały. Jeżeli założym y, że ciśnienie w dolnych w arstw acli korony je s t w rów now adze z ciśnie niem standardow ego obłoku H I o n H = 10 i T = 100°, oraz że w odór koro n aln y je s t całko wicie zjonizow any to:
gdzie n e i np o znaczają odpow iednio gęstość elektronów i pro to n ó w w koronie. N ajp ro stszy m założeniem w sto su n k u do całej ko ro n y (z w y jątk iem n ajb ard zie j zew nętrznych w arstw ) je s t założenie izoterm iczności. W ów czas, jeżeli będziem y a b s tra how ali od ew en tu aln y ch m akroskopow ych ruchów gazu, przebieg gęstości w koronie określony będzie przez w aru n ek rów now agi h y d ro staty cz n ej p ostaci:
d lg n(z) _ K(z) /<n
dz P k T K ’
gdzie n — śred n ia m asa cząstkow a, a K (z) je s t przyśpieszeniem g raw ita cy jn y m . Z ak ła dając , że K (z) w yznaczone je s t przez rozm ieszczenie gw iazd w G alaktyce, znaleźć m ożna z (2) w ysokość zc — n a któ rej gęstość sp a d a do l/e swej w arto ści w płaszczyźnie G a la k ty k i — w fu n k cji te m p e ra tu ry :
*c(ps) 520 1400 3200 7500 27 000 oo
J I O 3 • 104 105 3 -1 0 6 106 3 106 4 ,6 - 106
W idać stą d , że rozm iarom korony 10— 20 k ps odpow iada te m p e ra tu ra 106" — W ta k wysokiej te m p eratu rz e w odór będzie isto tn ie całkow icie zjonizow any.
Z nając zc ocenić m ożna m asę m a te rii zaw artej w slupie o p rze k ro ju 1 cm 2 p ro sto pad ły m do płaszczyzny g alak ty c zn e j. P rz y jm u ją c zc = 7,5 kps, T — 106°, np z (1), o trz y m ujem y 2np zcm H — 6.10- 5 g/cm 2. Cała k orona m iałaby wówczas m asę rzędu 108Jf® . Z ałożenia izoterm iczności nie m ożna oczywiście stosow ać do zew nętrznych w arstw korony. S pitzer przypuszcza, że w arstw y te n a sk u tek energicznego „parow ania" szybkich p ro to n ó w i elektronów , są chłodniejsze od w n ętrz a k orony. Ciążenie ty c h chłodnych
/, literatury naukowej
09
w arstw p o d trzy m y w ać może odpow iednie ciśnienie we w n ętrz u korony i zapobiegać zarazem a d iab a ty cz n em u ro zprężaniu prow adzącem u do o chładzania się k orony.Ciekaw ą je s t okoliczność, że ilość atom ów w slupie o p rze k ro ju 1 cm 2 ( — 2 • 1019) je s t rzędu ilości atom ów w analogicznym słupie p rzecinającym koronę słoneczną stycznie do pow ierzchni Słońca; podobnie te m p e ra tu ra koro n y g alaktycznej je s t zbliżona do te m p e r a tu ry korony słonecznej. M ogłoby się w ięc w ydaw ać, że pow inno się obserwow ać em isję ko ro n aln ą g alak ty c zn a zbliżoną do em isji koronalnej słonecznej. N ie n ależ y je d n a k zapom inać, że gęstość k o ro n y galaktycznej je s t o czynnik rzęd u 10“ 11 m n ie jsz a od gęstości korony słonecznej, ta k że np. m ia ra em isji linii balm erow skich ( = n*z c) je s t rzędu 0,1 podczas g dy najsłabsze w ykryw alne obszary H a m a ją m iarę em isji około 100.
Is to tn ą rzeczą je s t odpowiedź n a p y ta n ie , czy w ysoka te m p e ra tu ra k o ro n y g a lakty czn ej je s t pozostałością w arunków pierw otnie p an u ją c y c h w G alak ty ce, czy te ż k orona je s t stąle ogrzew ana przez m a terię rozm ieszczoną w po b liżu p łaszczy zn y g a la k ty czn ej. D ecydującym tu czynnikiem będzie tem p o o chładzania się k o ro n y . AV z a sadzie (o ile w ykluczyć tu rbulencję) istn ie ją dw ie możliwości chłodzenia: w yprom ienio- w yw anie p rz y przejściach sw obodno-sw obodnych i zderzeniach n ieelasty czn y ch w całej koronie oraz odprow adzanie ciepła z korony n a drodze p rzew odnictw a w chłodne o k o lice „klasycznej" m a te rii m iędzygw iazdow ej z n astęp u jący m w yprom ieniow yw aniem w stosunkow o niew ielkim obszarze. W y d a je się, że chłodzenie n a drodze p rze w o d n ictw a będzie bardzo m ało w y d ajn e ze w zględu n a obecność chao ty czn y ch pól m a g n ety c zn y c h ; p o la ta k ie re d u k u ją przew odnictw o w gazie zjonizow anym o czynnik (a/l)2 gdzie l je s t średnią drogą sw obodną, zaś a — średnim prom ieniem k rzyw izny tra je k to r ii p ro to n u w polu H : D la II = 10- s gaussów , (a/l)- = 1,5 • 10~as, zaś n aw e t d la I I = 10—16 gaussów
(a/l)i = 1 ,5 -10~~3. M ożna się więc ograniczyć ty lk o do pierw szej możliwości.
F o rm u ły n a tem po ochładzania n a sk u te k p rzejść sw obodno-sw obodnych (t-,) i z d e rzeń nieelastycznych (e8) m a ją odpow iednio p ostacie:
£ l ~ n e np T ll2 = n l T v * (3)
e , ~ n l T - 112. (4)
-Jeżeli zdefiniujem y czas ochładzania się t, ja k o czas p o trz e b n y n a całkow ite w y czerpanie energii cieplnej korony p rz y te m p ie ochładzania sta ły m i rów nym te m p u p rz y a k tu aln ie oszacowanej te m p eratu rz e T, to o trzy m am y n astęp u jące re z u lta ty :
rp o 3 • 104 10s 3 • 106 106 3 • 106
t w la ta c h 2 ,6 -105 4 ,4 -106 7 ,9 - 107 1,3 -109 1 ,8 -1010
W y n ik i pow yższe przem aw iają za ty m , że w ysoka te m p e ra tu ra koro n y raczej nie je s t reliktem w arunków narodzin G ala k ty k i, lecz że korona, o ile m a być w sta n ie sta c jo n arn y m , m usi być stale ogrzew ana. P rz y jm u ją c że m asa ko ro n y w ynosi 108 M ® , te m p e ra tu ra — 106°, a czas ochładzania się — 109 la t, o trzy m u jem y jasność koro n y
£ cor = 3 ,2-105/v®. <5 > Je d n y m z m ożliwych m echanizm ów ogrzew ania m oże być d y sy p a c ja energii fa l ak u sty czn y ch pow stający ch w pobliżu płaszczyzny g alaktycznej w tu rb u le n tn y m o środku m iędzygw iazdow ym . P rz y prędkościach tu rb u le n tn y c h rzędu 12 k m /sek i nH = 1, gęstość energii tu rb u le n c ji wynosi 3 ,6 - 1043 erg/ps3. Z ak ład ając że „k lasy c zn y '1 ośrodek
100
Z literatury naukowejm iędzygw iazdow y w y pełnia je d n ą trzecią objętości 200 ps X (10 kps)2-Tt i że zderzenia obłoków p row adzą do d y sy p a cji icli energii kinetycznej w ciągu 107 la t, o trzy m u jem y tem po d y sy p acji rzędu 2 ,4 - 1039 erg/sek czyli 6 • 10e L® , a zatem wielkość zgodną co do rzędu w ielkości z (5).
W p rz y p a d k u g d y dla jakiegoś p rzedziału te m p e ra tu r s2^>ex, k o ro n a m oże być, ja k to w ynika z (4), n ie sta b iln a p o d względem term iczn y m : ochładzanie się koro n y p ro w adzi wówczas do w zrostu te m p a w yprom ieniow yw ania. S p itze rp rz y p u szc za , że n ie s ta bilność tego rod zaju może prow adzić do nagłych kondensacji olbrzym ich m as korony, k tó re o p ad a ją c n a płaszczyznę g alak ty c zn ą sta ć się m ogą zalążkam i ram ion sp iraln y ch . B yć może istn ieje ciągła w ym iana m a te rii m iędzy „klasycznym " ośrodkiem m iędzy- gw iazdow ym a koroną: narodzinom gw iazd w czesnych ty p ó w tow arzyszą intensyw ne procesy w yrzucające m a terię z płaszczyzny galaktycznej, k o ndensacja zaś k o ro n y d o sta rc za m a teria łu dla now ych ram ion spiralnych.
L IT E R A T U R A
[1J C. n m c e ji b H e p — I13B. KpbiM. A cipo$. Oóc. 10. 74, 1953 |2 ] L . S p i t z e r , I. E p s t e i n , L i H e n — A nn. d ’Ap. 13, 147, 1950 [3] L . S p i t z e r — Ap. J . 124, 20, 1956
[4] J . B a l d w i n — N a tu re 174, 320, 1954