Глава 3 Газово-пылевые комплексы межзвездной среды — колыбель звезд

Глава 3 Газово-пылевые комплексы межзвездной среды — колыбель звезд

Характернейшей особенностью межзвездной среды является большое разнообразие имеющихся в ней физических условий. Там имеются, во-первых, зоны Н I и зоны Н II, кинетическая температура которых различается на два порядка. Имеются сравнительно плотные облака с концентрацией частиц газа, превышающей несколько тысяч на кубический сантиметр, и весьма разреженная среда между облаками, где концентрация не превышает 0,1 частицы на 1 см³. Имеются, наконец, огромные области, где распространяются сильные ударные волны от взрывов звезд (см. § 16), нагревающие газ до температуры 10⁶ К. В этом параграфе мы сосредоточим наше внимание на сравнительно плотных, холодных газово-пылевых комплексах, физические процессы в которых отличаются большим своеобразием.

Наряду с отдельными облаками как ионизованного, так и неионизованного газа в Галактике наблюдаются, значительно большие по своим размерам, массе и плотности агрегаты холодного межзвездного вещества, получившие название «газово-пылевых комплексов»[ 11 ]. На небе астрономам уже давно известно довольно много таких комплексов. Один из ближайших к нам и, пожалуй, лучше всего исследованный комплекс находится в созвездии Ориона (см. рис. 2.3). Он включает в себя знаменитую туманность Ориона, плотные, поглощающие свет газово-пылевые облака и ряд других примечательных объектов. Для нас самым существенным является тс, что в таких газово-пылевых комплексах происходит важнейший процесс конденсации звезд из диффузной межзвездной среды. Об этом будет идти речь ниже, здесь же мы остановимся на интересном вопросе о происхождении таких комплексов. Конечно, этим вопросом можно было бы и не интересоваться, принимая газово-пылевые комплексы как реальный наблюдательный факт. Но такой чисто эмпирический путь исследования при всей его несомненной полезности не помогает глубоко понять суть явления и заложенную в самой его природе неизбежность. Во введении мы уже подчеркивали, что современная астрофизика насквозь исторична. Нельзя считать до конца понятым происхождение звезд из диффузной межзвездной среды, если неизвестно происхождение массивных, плотных газово-пылевых комплексов. Их происхождение нельзя понять как следствие тепловой неустойчивости межзвездной среды, о которой речь шла выше. Такая неустойчивость может привести лишь к образованию отдельных облаков, вкрапленных в значительно более разреженную среду. Ключом к пониманию происхождения массивных газово-пылевых комплексов являются некоторые свойства межзвездного магнитного поля.

Речь идет прежде всего об «упругости» магнитных силовых линий этого поля. Направление этих линий в основном параллельно плоскости галактического экватора. Так как облака межзвездной среды, образовавшиеся в результате ее тепловой неустойчивости, более или менее сильно ионизованы и поэтому представляют собой проводящую среду, они не могут двигаться поперек силовых линий — это сразу же искривило бы силовые линии и вызвало силу, направленную против движения. Следовательно, облака сравнительно быстро были бы остановлены. Поэтому они могут двигаться только по силовым линиям магнитного поля, как бы «скользя» вдоль них. Теперь представим себе, что по какой-то причине, может быть даже случайно, в системе (горизонтально» простирающихся силовых линий образовалась небольшая «впадина», «ложбина». Тогда под действием силы тяжести облака будут «соскальзывать» в такую ложбину. От этого масса газа во впадине увеличится и под влиянием его тяжести «ложбина» будет прогибаться еще сильнее. Ее «склоны» станут круче, и скорость втекания облаков межзвездного газа увеличится. В результате такого своеобразного характера неустойчивости межзвездной намагниченной плазмы (так называемая «неустойчивость Рэлея — Тэйлора») в системе межзвездных силовых линий образуются глубокие «ямы», наполненные довольно плотным газом (рис. 3.1). Это и есть газово-пылевой комплекс.

Рис. 3.1: Схема, поясняющая неустойчивость Рэлея — Тэйлора.

Силовые линии в «яме» вовсе не прогибаются «до дна», т. е. до самой галактической плоскости. На каком-то расстоянии от нее они уже оказываются настолько сжатыми, что их упругость уравновешивает массу межзвездного газа, находящегося в «яме». По краям последней магнитные силовые линии довольно высоко и круто поднимаются над галактической плоскостью, образуя гигантские арки.

Следует подчеркнуть, что кинетическая температура газово-пылевых комплексов значительно ниже средней для областей Н I. Это объясняется сравнительно большой плотностью газа и связанной с ним космической пыли. Плотный газ уменьшает ионизацию, так как поглощает ионизующее мягкое рентгеновское излучение. Пыль поглощает ионизующую углерод ультрафиолетовую радиацию от звезд. Это, во-первых, приводит к уменьшению ионизации, а следовательно, и нагрева газа, а во-вторых,— и это, пожалуй, самое главное,— делает углерод нейтральным, что резко меняет тепловой баланс межзвездного газа. Дело в том, что у атомов нейтрального углерода возбужденные уровни энергии расположены еще ближе к основному уровню, чем у ионизованного углерода. Поэтому равновесная температура при новом тепловом балансе, наступающем после прекращения ионизации углерода, будет значительно ниже — всего лишь 5—10 К. Недавно выполненные наблюдения полностью подтверждают этот вывод теории (см. ниже).

Значение газово-пылевых комплексов в современной астрофизике очень велико. Дело в том, что уже давно астрономы, в значительной степени интуитивно, связывали образования конденсации в межзвездной среде с важнейшим процессом образования звезд из «диффузной» сравнительно разреженной газово-пылевой среды. Какие же основания существуют для предположения о связи между газово-пылевыми комплексами и процессом звездообразования? Прежде всего следует подчеркнуть, что уже свыше четырех десятилетий астрономам ясно, что звезды в Галактике должны непрерывно (т. е. буквально «на наших глазах») образовываться из какой-то качественно другой субстанции. Дело в том, что к 1939 г. было установлено, что источником звездной энергии является происходящий в недрах звезд термоядерный синтез (подробно об этом см. § 8). Грубо говоря, подавляющее большинство звезд излучают потому, что в их недрах четыре протона соединяются через ряд промежуточных этапов в одну альфа-частицу. Так как масса одного протона (в атомных единицах) равна 1,008, а масса ядра гелия (альфа-частицы) равна 4,0039, то избыток массы, равный 0,007 атомной единицы на протон, должен выделиться как энергия. Тем самым определяется запас в звезде ядерной энергии, которая постепенно тратится на излучение. В самом благоприятном случае чисто водородной звезды этот запас первоначально был

где M — масса звезды, M = 2 10³³ г — масса Солнца. С другой стороны, болометрическая светимость звезд с массой 20M достигает 10³⁸ эрг/с (см. § 1). Следовательно, запаса ядерной энергии такой звезды хватит не больше, чем на 100 миллионов лет. В реальных условиях звездной эволюции время жизни звезды оказывается на порядок меньше этой явно завышенной оценки. Но десяток миллионов лет — это ничтожный срок для эволюции нашей звездной Галактики, возраст которой никак не меньше чем 10 миллиардов лет. Возраст массивных звезд уже соизмерим с возрастом человечества на Земле! Значит, звезды (по крайней мере, массивные с высокой светимостью) никак не могут быть в Галактике «изначально», т. е. с эпохи ее образования. Следовательно, процесс образования звезд идет перманентно. В следующих частях книги будет обсуждаться важнейший вопрос о «смерти» звезд, о конце их эволюционного пути. Оказывается, что ежегодно в Галактике «умирает» по меньшей мере 3—4 звезды. Значит, для того, чтобы «звездное племя» не «выродилось», необходимо, чтобы столько же звезд в среднем образовывалось в нашей Галактике каждый год. Для того чтобы в течение длительного времени (исчисляемого миллиардами лет) Галактика сохраняла бы неизменными свои основные особенности (например, распределение звезд по массам, или, что практически то же самое, по спектральным классам), необходимо чтобы в. ней автоматически поддерживалось динамическое равновесие между рождающимися и «гибнущими» звездами. В этом отношении Галактика похожа на первобытный лес, состоящий из деревьев всевозможных видов и возрастов, причем возраст деревьев гораздо меньше возраста леса. Имеется, правда, одно важное различие между Галактикой и лесом. В Галактике время жизни звезд с массой меньше солнечной превышает ее возраст, который составляет примерно 15 миллиардов лет. Поэтому следует ожидать постепенного увеличения числа звезд со сравнительно небольшой массой, так как они пока еще «не успели» умереть, а рождаться продолжают. Но для более массивных звезд упомянутое выше динамическое равновесие неизбежно должно выполняться.

Откуда же образуются в нашей Галактике молодые и «сверхмолодые» звезды? С давних пор, по установившейся традиции, восходящей к гипотезе Канта и Лапласа о происхождении Солнечной системы, астрономы предполагали, что звезды образуются из рассеянной диффузной газово-пылевой среды. Было только одно строгое теоретическое основание для такого убеждения — гравитационная неустойчивость первоначально однородной диффузной среды. Дело в том, что в такой среде неизбежны малые возмущения плотности, т. е. отклонения от строгой однородности. Под влиянием силы всемирного тяготения малые возмущения будут нарастать и первоначально однородная среда разобьется на несколько конденсаций. Под действием силы гравитации эти конденсации, если их масса превышает определенный предел, будут продолжать сжиматься и, как можно полагать, в конце концов превратятся в звезды.

Рассмотрим этот вопрос более подробно на одном частном, но важном примере, и сделаем количественную оценку. Положим, что у нас имеется некоторое облако радиуса R, плотность которого и радиус R постоянны. Условием того, что облако под действием собственной гравитации начнет сжиматься, является отрицательный знак полной энергии облака. Последняя состоит из отрицательной гравитационной энергии W_g взаимодействия всех частиц, образующих облако, и положительной тепловой энергии этих частиц W_T . Отрицательный знак полной энергии означает, что силы гравитации, стремящиеся сжать облако, превосходят силы газового давления, стремящиеся рассеять это облако во всем окружающем пространстве. Далее имеем:

где A = 8,3 10⁷ эрг/моль кельвин,  — молекулярный вес,  — средняя плотность облака. В то же время гравитационная энергия

Мы видим, что W_T при постоянной плотности облака и температуре T растет с ростом R как R³, в то время как W_g R⁵, т.е. с ростом R растет гораздо быстрее. Следовательно, при данных и T существует такое R₁, что при R > R₁ облако под действием собственной гравитации неизбежно будет сжиматься. Когда задана масса M облака, R₁ определится формулой

В этом случае (т. е., если заданы масса и температура облака), если размер облака R < R₁, оно будет сжиматься.

Легко убедиться, что «обычные» облака межзвездного газа с M M и R 1 пс не будут сжиматься собственной гравитацией, а газово-пылевые комплексы M 10³—10⁴ M , T 50° и радиусом порядка десятков парсек будут. При условиях, которые реализуются для подавляющего большинства звезд, такое сжатие автоматически вызовет повышение температуры, и следовательно, давления. Увеличившееся давлением уравновесит силу гравитации, и облако перестанет сжиматься. Об этом подробно будет идти речь в § 6. Но в условиях сжимающихся облаков межзвездного газа температура в процессе сжатия не будет повышаться, по крайней мере на начальной, самой важной стадии сжатия. Это объясняется наличием у таких облаков весьма эффективно работающего «холодильника». Ниже мы увидим, что у этих плотных облаков водород, так же как и большинство других элементов, находится в молекулярном состоянии. Возбуждение столкновениями вращательных уровней молекул водорода с последующим излучением инфракрасной линии с длиной волны 28 мкм будет поддерживать температуру газа на почти постоянном уровне. Дело в том, что сжимающееся облако (до поры, до времени) прозрачно для этого инфракрасного излучения, которое тем самым покинет облако. Поэтому гравитационная энергия, освобождающаяся при сжатии облака, не будет тратиться на нагрев его вещества, а трансформировавшись в инфракрасное излучение, уйдет в мировое пространство. Будет даже некоторое понижение температуры облака, так как по мере его уплотнения греющие облако рентгеновские кванты (заполняющие галактику) будут поглощены в его наружных слоях. Кроме того, увеличивается число молекул, охлаждающих газ.

Вернемся теперь к условию гравитационного сжатия облака, списываемому формулой (3.4). Рассмотрим случай, когда масса облака равна массе Солнца, а его температура 10 К. Тогда из формулы (3.4) следует, что такое облако будет сжиматься, если его радиус меньше 0,02 парсек. Следовательно, плотность такого облака будет 2 10^-18 г/см³, а концентрация газа в нем 10⁶ см^-3 — величина довольно значительная. Если же масса облака будет 10 солнечных масс, то, как можно убедиться, средняя концентрация частиц газа, при которой облако начинает сжиматься, будет значительно меньше, 10⁴ см^-3. Как мы увидим ниже, облака с такой концентрацией газа действительно наблюдаются, Таким образом., для гравитационного сжатия облаков большой массы критерий, описываемый формулой (3.4), оказывается значительно «мягче». Поэтому естественно предположить, что конденсация облаков межзвездного газа в звезды происходит в несколько этапов. Сначала сжимается протяженный газово-пылевой комплекс с большой массой, например, в тысячи раз превышающей массу Солнца. Когда этот комплекс достаточно сожмется и его средняя плотность значительно увеличится, отдельные его части начнут сжиматься независимо, и комплекс распадается на ряд более мелких и менее массивных конденсаций. Этот естественный процесс качественно объясняет, почему звезды рождаются скоплениями (ассоциациями), а не «индивидуально», хотя при некоторых условиях возможно появление и одиночных звезд.

При таком механизме образования звезд из плотных облаков межзвездной среды сразу же возникает одна серьезная трудность. Дело в том, что отдельные «куски» облаков межзвездного газа движутся друг по отношению к другу со скоростью около 1 км/с. Это непосредственно следует из анализа профилей радиолинии 21 см. По этой причине облака должны обладать некоторым моментом количества движения. Если учесть огромные размеры облаков, то этот вращательный момент оказывается очень большим. Согласно законам механики, если бы облако было изолированным, то при его сжатии под влиянием собственной гравитации вращательный момент должен был сохраниться. Но это означает, что по мере сжатия облака оно должно было бы вращаться вокруг своей оси все быстрее и быстрее. Скорость осевого вращения достигла бы скорости света еще до того, как облако превратилось бы в звезду! Все эти выводы, однако, были получены в предположении, что сжимающееся облако изолировано. На самом деле это, конечно, не так. Оно окружено другими облаками и связано с ними магнитными силовыми линиями. Вот по этим-то силовым линиям и проходит «утечка» по крайней мере 90% вращательного момента облака. Пока вещество облака обладает достаточно высокой электропроводностью (для чего оно должно быть хотя бы немного ионизовано), магнитные силовые линии как бы «приклеены» к нему. Из-за этого вращательный момент, как по гибким струнам, «перекачивается» от сжимающегося облака к окружающей его межзвездной среде. Этот процесс «перекачки» вращательного момента прекратится только тогда, когда из-за возросшей плотности ионизация вещества облака сильно упадет и его электропроводность значительно уменьшится. Тогда магнитная связь облака с окружающей средой прекратится. Образовавшиеся таким образом звезды сохраняют довольно большой вращательный момент, который и наблюдается у сравнительно массивных звезд, начиная от спектрального класса О. Что же касается менее массивных звезд (вроде нашего Солнца), то они, в принципе, могут «освободиться» от избыточного вращательного момента довольно своеобразным путем, образуя вокруг себя планетные системы[ 12 ]. Однако более вероятным механизмом потери такими звездами вращательного момента является истечение вещества из их атмосфер («звездный ветер») при наличии магнитных полей!

Характерное время сжатия облака до размеров протозвезды можно оценить по простой формуле механики, описывающей свободное падение тела под влиянием некоторого ускорения. Заметим, что по мере сжатия облака величина ускорения, действующего на его частицы, будет увеличиваться. Мы, однако, будем для простоты рассуждения считать его постоянным, что не отразится на нашей оценке. При таком упрощающем предположении путь R, пройденный поверхностными слоями звезды за время t, будет равен

где ускорение g = . Отсюда следует, что

где мы ввели среднюю плотность облака = .

Из формулы (3.6) следует, что время существенного сжатия облака зависит только от его средней первоначальной плотности. Формулу (3.6) можно написать иначе, подставив в нее значение M из условия гравитационной неустойчивости (3.4):

Полагая молекулярный вес = 2, а T 20°, найдем, что облако с массой, равной солнечной, сожмется за миллион лет.

В процессе только что описанной первой стадии конденсации газово-пылевого облака в звезду, которая называется «стадией свободного падения», освобождается определенное количество гравитационной энергии GM²/R₁ (R₁ — радиус в конце этой стадии, когда облако становится уже непрозрачным для собственного инфракрасного излучения). Половина освободившейся при этом энергии должна покинуть облако в виде инфракрасного излучения, а половина пойти на нагрев вещества (см. § 7). Для того, чтобы оценить величину этой энергии, нужно хотя бы приблизительно знать, чему равняется R₁. Эту оценку можно сделать следующим образом. Когда стадия свободного падения окончится, существенная часть освободившейся гравитационной энергии пойдет на нагревание газа в облаке и, как следствие этого,— на диссоциацию молекул водорода (из которых преимущественно и состоит облако). Чтобы диссоциировать одну молекулу водорода, необходимо затратить 4,3 эВ энергии или 7 10^-12 эрга. Следовательно, для диссоциации одного грамма водорода, содержащего 3 10²³ молекул, надо затратить E = 2,1 10¹² эрг, а для диссоциации всех молекул водорода в облаке — в M раз больше, где M — масса облака, выраженная в граммах.

Приравнивая энергию, потраченную на диссоциацию молекулярного водорода, половине освободившейся при сжатии облака гравитационной энергии, найдем, что

где R и M  — радиус и масса Солнца. Светимость в инфракрасных лучах сжимающегося облака можно оценить, разделив половину освободившейся гравитационной энергии на время сжатия. Комбинируя формулы (3.6), (3.7) и (3.8), будем иметь

где T —температура вещества облака к моменту, когда процесс диссоциации водорода закончился, L = 4 10³³ эрг/с — светимость Солнца. Величина T должна быть порядка нескольких тысяч градусов, откуда L 100L . Это очень большая величина. Следует, однако, заметить, что мы получили среднее значение светимости за весь период сжатия. В действительности, однако, основная часть освободившейся гравитационной энергии будет излучена на самых последних этапах стадии свободного падения, когда радиус облака уже будет близок к R₁. В начальной стадии процесса сжатия (которая, тем не менее, занимает большую часть времени) облако почти не излучает. Теория, таким образом, предсказывает наличие вспышки инфракрасного излучения облака. Длительность этой вспышки, как показывают оценки, должны быть порядка нескольких лет, причем инфракрасная светимость облака должна в тысячи раз превосходить болометрическую светимость Солнца.

Как только сжимающееся облако станет непрозрачным для своего инфракрасного излучения, светимость его резко упадет. Оно будет продолжать сжиматься, но уже не по закону свободного падения, а гораздо медленнее. Температура его внутренних областей, после того как процесс диссоциации молекулярного водорода закончится, будет непрерывно повышаться, так как половина освобождающейся при сжатии гравитационной энергии будет идти на нагрев облака (см. § 7). Впрочем, такой объект «облаком» уже называть нельзя. Это уже самая настоящая протозвезда.

Таким образом, из простых законов физики следует ожидать, что может иметь место естественный и закономерный процесс эволюции газово-пылевых комплексов межзвездной среды сначала в протозвезды, а потом в звезды. Однако возможность — это еще не есть действительность. Первейшей задачей наблюдательной астрономии является, во-первых, изучить реальные облака межзвездной среды и проанализировать, способны ли они сжиматься под действием собственной гравитации. Для этого надо знать их размеры, плотность и температуры. Во-вторых, очень важно получить дополнительные аргументы в пользу «генетической близости» облаков и звезд (например, тонкие детали их химического и даже изотопного состава, генетическая связь звезд и облаков и пр.). В-третьих, очень важно получить из наблюдений неопровержимые свидетельства существования самых ранних этапов развития протозвезд (например, вспышки инфракрасного излучения в конце стадии свободного падения). Кроме того, здесь могут наблюдаться (и, по-видимому, наблюдаются) совершение неожиданные явления (см. § 4). Наконец, следует детально изучать протозвезды. Но для этого прежде всего нужно уметь отличать их от анормальных» звезд. Круг вопросов, связанных с наблюдениями эволюции протозвезд в звезды, будет обсуждаться в § 5.

Эмпирическим подтверждением процесса образования звезд из облаков межзвездной среды является то давно известное обстоятельство, что массивные горячие звезды высокой светимости спектральных классов О и В распределены в Галактике не однородно, а группируются в отдельные обширные скопления; такие группировки звезд позднее получили название «ассоциаций». Но такие звезды, как подчеркивалось выше, должны быть молодыми объектами. Таким образом, сама практика астрономических наблюдений подсказывала, что звезды рождаются не поодиночке, а как бы «гнездами», что качественно согласуется с представлениями теории гравитационной неустойчивости. Молодые ассоциации звезд (состоящие не только из одних горячих массивных гигантов, но и из других примечательных, заведомо молодых объектов, о которых речь будет идти в § 4) тесно связаны с большими газово-пылевыми комплексами межзвездной среды. Естественно считать, что такая связь должна быть генетической, т.е. эти звезды образуются путем конденсации облаков газово-пылевой среды.

Однако, как уже подчеркивалось выше, одно дело — придерживаться изложенной выше космогонической концепции, а другое — дать конкретные (т.е. базирующиеся на наблюдения) астрономические доказательства тому, что молодые звезды конденсируются из диффузной среды. В последние годы были обнаружены новые, весьма важные факты, решительно поддерживающие классическую космогоническую концепцию образования звезд из межзвездной среды, хотя окончательного решения проблемы еще нет. Об этом речь будет идти в § 5. Все дело в том, что эта проблема оказалась слишком сложной. Следует, однако, заметить, что вопросы, связанные с различными аспектами проблемы «смерти» звезд, продвинуты вперед гораздо дальше, чем круг вопросов, связанных с рождением звезд. По-видимому, это объясняется тем, что смерть звезд сопровождается такими впечатляющими явлениями, как вспышки сверхновых (см. часть II), и образованием планетарных туманностей (см. § 13). Эти феномены очень ярко выражены, их нельзя ни с чем другим спутать и можно теоретически осмыслить. Иное дело — рождение звезд. Этот процесс, как правило, незаметен, потому что скрыт от нас пеленой поглощающей свет космической пыли. Только радиоастрономия, как можно сейчас с большой уверенностью считать, внесла радикальное изменение в проблему экспериментального изучения рождения звезд. Во-первых, межзвездная пыль не поглощает радиоволны. Во-вторых, радиоастрономия открыла совершенно неожиданные явления в газово-пылевых комплексах межзвездной среды, которые, как можно полагать, имеют прямое отношение к процессу звездообразования. Об этом речь будет идти в § 4. Весьма важным для нашей проблемы оказалось развитие инфракрасной астрономии, также, в значительной степени, свободной от влияния поглощения космической пылью. Мы можем, следовательно, сказать, что только применение новой техники, обеспечивающей проведение астрономических наблюдений в ранее недоступных спектральных областях, позволяет надеяться, что проблема образования звезд из области чисто умозрительных спекуляций станет точной наукой.

Что же нового мы узнали а сравнительно плотных газово-пылевых комплексах межзвездной среды за последние 15 лет? Прежде всего надо остановиться на замечательных достижениях молекулярной радиоспектроскопии этих облаков. В предыдущем параграфе уже упоминалось кратко с том, что в межзвездном газе наряду с атомами имеются в ничтожно малом количестве двухатомные молекулы СН, СН⁺ и CN. Эти молекулы были обнаружены методами оптической астрономии. Недавно методами внеатмосферной астрономии были обнаружены межзвездные молекулы Н₂. Однако еще в 1949 г. автор этой книги указал на возможность спектроскопических наблюдений межзвездных молекул в радиодиапазоне. Более конкретные вычисления были опубликованы нами в 1953 г. У некоторых молекул вращательные уровни оказываются раздвоенными из-за так называемого «ламбда-удвоения», вызванного взаимодействием движения электронов в молекуле с вращательными движением ее ядер. Раздвоение вращательных уровней молекул, обусловленное этим эффектом, очень маленькое, так что переход с верхнего на нижний подуровень этой тонкой структуры дает спектральные линии, находящиеся в радиодиапазоне. На самом деле картина оказывается более сложной, так как каждый из подуровней ламбда-удвоения расщепляется на еще более «тесно» расположенные уровни из-за взаимодействия с собственным моментом ядер. Это не что иное, как сверхтонкая структура. Наиболее детальные расчеты мне удалось провести в 1953 г. для молекулы гидрокисла ОН, у которой соответствующие молекулярные константы были к тому времени достаточно хорошо известны. Без учета сверхтонкой структуры длина волны ламбда-удвоения для этой молекулы оказывается 18 сантиметров. С учетом сверхтонкой структуры (что было сделано спустя некоторое время известным американским физиком, одним из изобретателей лазеров и мазеров, проф. Таунсом) следовало ожидать четырех линий, схема образований которых приведена на рис. 3.2. Частоты этих линий суть: 1612, 1665, 1667 и 1720 МГц. В том же 1953 г. автор этой книги сделал аналогичные расчеты для некоторых других молекул, например, СН, однако точность вычисленных длин волн была значительно ниже, чем для молекулы ОН. Существенно подчеркнуть, что ожидаемая интенсивность этих новых молекулярных линий должна была быть хотя и не такой большой, как у знаменитой линии 21 см, но все же достаточной для того, чтобы быть наблюдаемой[ 13 ]. На первый взгляд это кажется парадоксальным: ведь ожидаемое обилие молекулы ОН (которая оптическими методами в межзвездной среде не обнаружена) должно было быть во много миллионов раз меньше, чем атомов водорода. Дело, однако, в том, что, в отличие от водородной линии 21 см, молекулярные линии, возникающие при переходе между компонентами ламбда-удвоения, являются разрешенными, поэтому вероятности переходов для них почти в миллион раз больше, что в значительной степени должно компенсировать малое обилие.

Рис. 3.2: Схема, поясняющая образование четырех радиолиний молекулы ОН.

Только в 1963 г., т. е. спустя 10 лет после наших расчетов, американцы в диапазоне 18 см обнаружили четыре линии молекулы межзвездного гидроксила, частоты которых в точности соответствовали вычисленным. Это открытие ознаменовало собой начало новой главы как в радиоастрономии, так и в изучении межзвездной среды. За 10 последующих лет в дециметровом, сантиметровом и миллиметровом диапазонах было открыто довольно много радиолиний молекулярного происхождения. Почти все они возникают при переходах между вращательными уровнями различных молекул. В наши дни (начало 1983 г.) методами радиоастрономии в межзвездной среде обнаружено около 60 новых молекул в дополнение к трем известным ранее из оптических наблюдений (СН, СН⁺, CN) и молекулы водорода Н₂, линии которой в ультрафиолетовой части спектра обнаружены методами внеатмосферной астрономии. Важной особенностью радиоастрономии межзвездной среды является возможность раздельно наблюдать линии, принадлежащие различным изотопам данной молекулы, так как в радиоспектре эти линии довольно широко разнесены. Тем самым открывается возможность изотопного анализа межзвездной среды. 60 обнаруженных методами радиоастрономии молекул наблюдаются в. сотне изотопных комбинаций. Наряду с линиями молекулы ¹⁶О¹Н наблюдаются также значительно более слабые линии ¹⁸О¹Н. В случае межзвездной молекулы окиси углерода наблюдаются изотопные комбинации: ¹²C¹⁶O, ¹³C¹⁶O, ¹²C¹⁸O (см. ниже).

В то время как некоторые молекулы (например, OH) наблюдаются во многих облаках межзвездного газа, большинство молекул, особенно многоатомных, наблюдаются в огромном газово-пылевом комплексе, расположенном в направлении на центр Галактики и называемом Стрелец В, а также в меньшей степени в туманности Ориона. Некоторые молекулы (например, СО, у которой длина волны радиолинии 2,64 мм) наблюдаются как в зонах Н I, так и в зонах H II, другие — только в плотных, холодных газово-пылевых облаках. Обращает на себя внимание большое количество многоатомных молекул — довольно сложных химических структур. Например, в упомянутом комплексе Стрелец В обнаружены радиолинии молекул Н₂НСО, СН₃НСО, CH₃CN и др. Важным было открытие таких облаков газово-пылевой межзвездной среды, где линии поглощения молекул ОН довольно интенсивны, в то время как линия нейтрального водорода 21 см очень слаба. Это может означать только одно: в таких облаках водород находится в молекулярном состоянии, в то время как в «обычных» облаках Н I находится преимущественно в атомарном состоянии. Теоретические расчеты показывают, что для того, чтобы водород стал молекулярным, концентрация газа в облаке должна быть большой (больше 100 см^-3), а кинетическая температура сравнительно малой. Процесс соединения атомов водорода в молекулы осуществляется на поверхностях пылинок, находящихся в облаке. Вместе с тем пылинки экранируют образовавшиеся молекулы водорода от диссоциации ультрафиолетовым излучением от горячих звезд. К сожалению, у молекулы Н₂ нет радиолиний, поэтому детали этого процесса пока от нас скрыты, тем более, что в таких облаках и ультрафиолетовые линии Н₂, изучаемые методами внеатмосферной астрономии, полностью поглощаются космической пылью.

Важное значение исследований молекулярных радиолиний состоит в том, что они позволяют выполнить количественный анализ физических условий в облаках межзвездной среды с такой полнотой, которая еще недавно казалась непостижимой. Это в первую очередь относится к плотным, холодным облакам Н I, представляющим для нас особенно большой интерес в связи с проблемой звездообразования. Находящиеся в этих облаках молекулы являются как бы своеобразными «зондами», с помощью которых астрономы «прощупывают» физическое состояние окружающей эти молекулы среды. Результаты анализа показывают прежде всего, что полные массы холодных облаков в газово-пылевых комплексах порядка нескольких десятков тысяч солнечных масс. Масса гигантского газово-пылевого комплекса Стрелец В достигает 3 10⁶ солнечных масс, а размеры — до 50 пс. Концентрация молекулярного водорода в таких облаках достигает нескольких тысяч на кубический сантиметр. В наиболее плотных облаках (например, в туманности Ориона) концентрация молекулярного водорода достигает 10⁷ см^-3. Заметим, что столь большое значение концентрации ставит такие облака как бы посредине между обычными облаками межзвездной среды и протяженными атмосферами красных гигантских звезд. Пока астрономы еще не могут оценить полное количество таких плотных молекулярных облаков в Галактике. Но уже сейчас можно сделать важный вывод, что существенная часть межзвездного газа в Галактике может находиться в форме сравнительно плотных молекулярных облаков.

Рис. 3.3: Гигантский радиотелескоп VLA.

Кинетическая температура газа в таких облаках низка, причем меняется в довольно широких пределах. Самые холодные из молекулярных облаков имеют температуру около 5 К. Максимальная кинетическая температура облаков едва доходит до 50 К. Температура комплекса Стрелец В около 20 К, причем она практически постоянна во всем его гигантском объеме. Низкая температура, в сочетании с довольно высокой плотностью при больших массах, делает такие агрегаты вещества крайне неустойчивыми по отношению к силе гравитации (см. выше). Они с необходимостью под действием этой силы должны сжиматься, и все говорит о том, что такие конденсации будут довольно быстро эволюционировать в звезды. Процесс «фрагментации» этих облаков на маленькие, плотные конденсации — «протозвезды» — можно будет наблюдать в близком будущем непосредственно. Для этого необходимы детальные радиоастрономические наблюдения таких молекулярных облаков с весьма высокой угловой разрешающей способностью. Последняя должна быть лучше, чем одна секунда дуги. Помимо столь высокой разрешающей способности радиотелескоп должен быть весьма чувствителен, так как потоки радиоизлучения от таких конденсаций малы. Лучше всего для решения этой фундаментальной задачи подходит гигантский радиотелескоп VLA (рис. 3.3).

Уже сейчас можно говорить о количественном химическом анализе молекулярных межзвездных облаков «темных» и «черных». При средней концентрации молекул H₂ 10⁴ см³ концентрация ОН близка к 10^-2. Примерно такая же концентрация аммиака NH₃. Очень велика концентрация окиси углерода СО, до 1 см^-3. Если мы учтем, что космическое обилие углерода по отношению к водороду близко к 10^-4, то мы непосредственно получаем важный результат, что практически весь углерод связан более обильным кислородом. Последний, скорее всего, присутствует в виде молекул O₂. Впрочем, этот интересный вопрос пока еще не решен. Обращает на себя внимание сравнительно большая концентрация сложных молекул. Например, концентрация молекул СН₃ОН около 10^-3 см^-3, что всего лишь на порядок меньше концентрации молекулы ОН. Скорее всего сложные межзвездные молекулы последовательно образуются путем «ионно-молекулярных» реакций типа: С⁺ + Н₂ СН⁺ + Н; СН⁺ + Н₂ CH₂⁺ + Н; СН₂⁺ + Н₂ CH₃⁺ + Н и т. д. Соответствующие нейтральные молекулы образуются при рекомбинациях: CH⁺ + e СН и т. д. Значительный интерес представляет также изотопный состав межзвездного газа в молекулярных облаках. Надежнее всего определяется изотопный состав углерода из-за большого обилия молекулы СО. Из анализа радиолиний разных изотопов этой молекулы следует, что отношение концентраций ¹²C¹⁶O и ¹³С¹⁶О близко к 90, т. е. почти такое же, как отношение изотопов ¹²С и ¹³С на Земле. То же самое следует сказать и про отношение концентраций изотопов ¹⁶О и ¹⁸О, которое в молекулярных межзвездных облаках почти такое же, как на Земле. Изотопный состав азота, полученный из анализа радиолинии HC¹⁴N и HC¹⁵N, оказывается в молекулярных облаках практически таким же, как на Земле. Так как изотопный состав вещества формируется в процессе термоядерных реакций, происходящих в недрах звезд (см. § 8), а также при взрывах сверхновых, можно сделать вывод, что «термоядерная история» межзвездного вещества была такой же, как и вещества, из которого образовались Земля и планеты. В частности, можно сделать вывод, что как «земное» вещество, так и вещество молекулярных облаков в своей прошлой истории не принимали участие в углеродно-азотном цикле, вырабатывающем энергию в недрах достаточно массивных звезд (см. § 8). Близость изотопного состава вещества Земли и межзвездных молекулярных облаков является важным аргументом в пользу происхождения нашей Солнечной системы, а также других звезд из межзвездной среды.

Любопытно, однако, отметить, что отношение концентрации дейтерия и водорода, полученное из анализа молекул радиолиний HCN и DCN, оказалось в 40 раз больше, чем на Земле. Существенно также, что это отношение в 80 раз больше полученного из прямого анализа интенсивности межзвездной радиолинии дейтерия 92 см (см. § 2). По-видимому, причина такого расхождения кроется в чисто химических процессах образования этих молекул и никакого отношения к «ядерной» истории межзвездной среды не имеет.

Таким образом, применение методов астро-радио-спектроскопии к исследованию облаков межзвездной среды дало богатейшие результаты. Прежде всего эти исследования выявили существование нового класса облаков межзвездной среды — молекулярных облаков, «аккумулировавших» в себя значительную часть межзвездного вещества[ 14 ]. Детальное изучение радиолиний большого количества молекул и их изотопов впервые открыло возможность понять природу физико-химических процессов, которые там происходят. Без преувеличения можно сказать, что тем самым вопрос о конденсации межзвездного вещества в звезды впервые был поставлен на прочную научную основу. Без радиоастрономии мы в этой важнейшей проблеме до сих пор топтались бы на месте. Однако эффективность радиоастрономических методов этим не ограничилась. Исследователей поджидал здесь один сюрприз.