Звезды: их рождение, жизнь и смерть - Шкловский Иосиф Самуилович

Сделаем теперь оценку физических характеристик источников мазерного излучения I типа. Из измеренных угловых размеров излучающих областей (10-2—10-3 секунды дуги) в сочетании с известными расстояниями до зон Н II, в которых эти источники находятся, следует, что линейные размеры космических мазеров l 1014 см — всего лишь на порядок больше радиуса орбиты Земли. Для того чтобы яркостная температура была 1013—1015 К, нужно, чтобы излучение увеличило свою интенсивность в 1012—1014 раз. Напомним, что в радиочастотном диапазоне интенсивность пропорциональна яркостной температуре (формула Рэлея—Джинса!). Для нашей грубой оценки будем считать мазер ненасыщенным. Тогда из формулы (4.7) следует, что

откуда l 30. В выражение для коэффициента отрицательного поглощения 12 входит эйнштейновский коэффициент A21, который в нашем случае равен 10-11 с-1. Величина D 103 с-1, откуда n 1 см-3. Примем, что n/n 0,1. Тогда концентрация молекул гидроксила n 10 см-3, что в сотни миллионов раз больше, чем в «нормальных» облаках межзвездного газа (см. § 2). Для насыщенного мазера (что более вероятно) величина n получается значительно больше. Полная концентрация всех атомов и молекул в области мазерного излучения должна быть по меньшей мере 106—107 см-3. Отсюда следует, что эти области никак уже нельзя рассматривать как плотные облака межзвездной среды. Скорее это похоже на разреженные атмосферы звезд-гигантов, да и линейные размеры у них одного порядка. С учетом того, что мазерный эффект уменьшает ширины линий в несколько раз, кинетическая температура среды, в которой усиливается излучение, вряд ли превосходит 2—3 тысячи кельвинов. Скорее она даже меньше. Таким образом, по своим физическим свойствам области мазерного излучения напоминают протяженные атмосферы холодных гигантских звезд.

Потоки мазерного излучения от наиболее ярких источников настолько велики, что они могли бы быть, в принципе, обнаружены даже при той чувствительности радиотелескопов, которая была в 1950—1955 гг. Для этого надо было знать «только» частоту этого излучения и упорно искать источники. Но сами мазеры были изобретены на Земле лишь в 1954 г... Об этом стоит подумать, когда говорят о роли астрономии для практики и о взаимосвязи «чистых» и «прикладных» наук... Сейчас, когда мазеры и лазеры стали могучим орудием переживаемой нами в настоящее время научно-технической революции, мы уже не удивляемся, что в естественной космической среде, при отсутствии теплового равновесия между излучением и веществом, могут реализовываться условия, приводящие к мазерным эффектам. Проблема состоит в том, чтобы понять, каким образом эти условия возникают и прежде всего — какой механизм «накачки» действует в космических мазерах?

Естественнее всего считать, что механизм накачки космических мазеров, работающих на линиях ОН и Н2О, является «радиационным». Особенно это относится к молекулам гидроксила, имеющим богатейший инфракрасный и ультрафиолетовый спектры. Можно полагать, что при отсутствии термодинамического равновесия в сравнительной близости от «сторонних» источников инфракрасного или ультрафиолетового излучения поглощение этого излучения в различных линиях и последующие «каскадные» переходы на нижележащие уровни в конечном счете могут привести к аномально высокой населенности возбужденных уровней этих молекул. Первая гипотеза о природе накачки исходила из представления, что накачка «верхнего» уровня лямбда-удвоения основного вращательного уровня молекулы ОН происходит при поглощении ультрафиолетовых квантов, соответствующих резонансному электронному переходу у этой молекулы. В этом случае длина волны излучения накачки 3080 Е.

Основанием для этой гипотезы было то, что первоначально открытые источники аномального излучения, относящиеся к первому типу, находились в областях H II, внутри которых, как известно, находятся горячие О—В-звезды (см. § 2). Можно было полагать, что излучение этих звезд в ближней ультрафиолетовой области достаточно мощно, чтобы обеспечить необходимую накачку. Увы, эти ожидания не оправдались!

Дело в том, что есть все основания полагать, что мазеры от ярких космических источников ОН (так же, как и Н2О) насыщенны. Это следует из спектрального профиля отдельных «пиков», который во всех исследовавшихся случаях является гауссовым (т. е. уменьшение интенсивности по мере удаления от центра пика следует закону I ~ e-()2, где  — расстояние от центра «пика»). Гауссов профиль является необходимым атрибутом линий насыщенного мазера. Если же мазер ненасыщенный, то интенсивность будет спадать с ростом по другому закону. Коль скоро наш мазер насыщенный, можно утверждать, что число квантов накачки должно быть никак не меньше, чем число мазерных радиоквантов, излучаемых источником. Следует, однако, помнить, что каждый ультрафиолетовый квант накачки имеет энергию в 6 105 раз большую, чем радиоквант. С другой стороны, только очень узкая полоска непрерывного спектра горячих звезд идет на накачку. Отсюда, например, следует, что в мощнейшем источнике мазерного излучения W 49 для обеспечения нужной накачки должно находиться около 1000 звезд спектрального класса О. Между тем для поддержания оптического излучения этого источника требуется не больше 10 таких горячих звезд!

Наш расчет получен в предположении, что излучение космических мазеров обладает малой направленностью, т. е. телесный угол близок к единице. Конечно, делая достаточно малым, например, 1/100, мы можем описанную выше энергетическую трудность снять. Но тогда мы неизбежно столкнемся с другой трудностью: если 1, то должно быть по крайней мере в сотни раз большее количество источников мазерного излучения, чьи «лучи» направлены мимо нас. Это потребует непомерно большого количества горячих звезд в Галактике, чего заведомо не наблюдается. Другим недостатком такого механизма накачки является сильное поглощение ультрафиолетового излучения космической пылью, в большом количестве находящейся в источниках космического мазерного излучения. Итак, механизм накачки ультрафиолетовым излучением находящихся поблизости от источников ОН горячих звезд оказался несостоятельным.