Кільце та диск

…Облако теперь приняло форму диска…

Как известно, для приема слабого космического из­лучения применяются зеркала-концентраторы: в оптиче­ском диапазоне — это стеклянные зеркала телескопов, а в радиодиапазоне — металлические антенны радио­телескопов. Чувствительность приемника прямо зависит от размера концентратора энергии, который ограничен необходимой точностью изготовления его поверхности. Отклонение поверхности от идеальной формы (напри­мер, от параболоида) должно не превышать десятой до­ли длины волны принимаемого излучения.

Поэтому в первые годы развития радиоастрономии был освоен метровый и сантиметровый диапазон, к то­му же он представлял интерес для радиолокации, а строительство антенн было технически несложным. Сейчас радиотелескопы сантиметрового диапазона име­ют диаметры до 100 м. Именно в сантиметровом диа­пазоне в 60-е годы впервые было зарегистрировано ра­диоизлучение молекул — таких, например, как гидроксил (ОН), формальдегид (Н₂СО), вода.

Для приема излучения молекулы СО на волне 2,6 мм необходима точность изготовления антенны в доли мил­лиметра. Промышленность освоила такие антенны в се­редине 60-х годов, когда это понадобилось для спутни­ковой связи в миллиметровом диапазоне. Улучшая кон­струкцию антенн и детекторов излучения, радиоастро­номы добились высокой чувствительности своих прием­ников и в 1970 г. зарегистрировали миллиметровое из­лучение сразу нескольких молекул, в том числе и мо­лекул СО. Сведения о количестве и структуре отдель­ных молекулярных облаков накапливались постепенно, по мере роста чувствительности радиотелескопов и диа­метра их антенн — от 1—2 м у первых инструментов до десятков метров у современных. Но уже первые об­зоры неба в линии излучения СО показали, что моле­кулярный газ в Галактике распределен крайне неодно­родно.

Как и другие компоненты межзвездной среды, моле­кулярный газ сконцентрирован вблизи галактической плоскости, причем он «прижат» к этой плоскости силь­нее любой другой газовой компоненты. Причину легко понять: чем холоднее газ, тем труднее ему сопротив­ляться притяжению Галактики, которое стремится скон­центрировать все вещество в плоскости вращения (по­добно тому как поступает Сатурн с частицами своего кольца).

Горячий корональный газ почти не удерживается вблизи плоскости Галактики и уходит наверх, в гало. Более холодные компоненты межзвездной среды обра­зуют вдоль галактической плоскости диск, толщина ко­торого возрастает от центра Галактики к периферии в несколько раз в связи с уменьшением силы тяжести. При этом чем холоднее газ, тем более тонкий диск он образует. В окрестности Солнца нейтральный межоб­лачный газ заполняет диск с характерной толщиной около 300 пк. Облака HI заполняют диск толщиной око­ло 200 пк, а диск из молекулярных облаков едва до­стигает толщины 150 пк.

Так же плотно, как молекулярный газ, к плоскости Галактики прижаты только самые молодые звезды; звезды среднего и старшего возраста заполняют гораз­до более толстый диск. Уже сам по себе этот факт ука­зывает на генетическую связь молодых звезд с моле­кулярными облаками, хотя, как мы увидим, связь эта значительно теснее.

Заметим, что поскольку сами молекулярные облака имеют диаметры 30—50 пк (а наиболее крупные — да­же до 100 пк), то практически это и определяет тол­щину их слоя в Галактике. Условно можно назвать этот слой мономолекулярным, имея в виду, что он со­стоит из движущихся почти в одной плоскости частиц-облаков.

Чтобы определить расстояние до молекулярных об­лаков, как правило, используют два метода. Если об­лако находится недалеко от Солнца и не закрыто от нас другими облаками, то часто удается обнаружить оптические объекты, связанные с этими облаками, — молодые яркие звезды или разогретые их излучением области НИ, расстояние до которых астрономы умеют определять вполне надежно.

Если облако далеко от нас и наблюдается только в радиодиапазоне, то расстояние до него оценивается по лучевой скорости. Различные облака, наблюдаемые в одном направлении, но расположенные на разном расстоянии от центра Галактики, имеют разную скорость относительно Солнца; она и служит индикатором расстояния (рис. 4, 5). Точность этого метода зависит от того, насколько хорошо известна скорость вращения Галактики на разных расстояниях от ее центра и на­сколько точно известно положение самого Солнца в Га­лактике. Относительно расстояния Солнца от центра Галактики у астрономов пока нет единого мнения. Со­гласно последним рекомендациям Международного аст­рономического союза это расстояние принимают рав­ным 8,5 кпк. Такое же значение принято и в нашей брошюре, когда указываются различные линейные ха­рактеристики газовых подсистем.

При наблюдении в плоскости Галактики радиотелескоп обычно принимает излучение сразу от нескольких облаков

Профиль линии излучения молекулы в плоскости Галактики

Уже первый обзор части галактического диска а ли­нии излучения молекулы СО, опубликованный амери­канскими астрофизиками Н. Сковиллем и П. Соломоном в 1975 г., показал, что вдоль радиуса диска молекуляр­ный газ распределен очень неоднородно: он сконцен­трирован вблизи центра Галактики и в кольце с внут­ренним радиусом 3 кпк и внешним 7 кпк. В районе га­лактического центра молекулярный газ образует плот­ный диск с довольно резким внешним краем. Его ось вращения заметно наклонена к оси вращения Галак­тики. Молекулярное облачное кольцо выражено слабее: его плотность постепенно спадает к внутреннему и внешнему краю так, что даже на расстоянии 10—15 кпк от центра Галактики еще встречаются молекулярные об­лака, хотя большая часть газа находится там в атомар­ном состоянии.

Центральный молекулярный диск имеет радиус око­ло 1 кпк и отделен от молекулярного кольца областью шириной 2 кпк, в которой плотность межзвездного газа заметно понижена. Масса газа в центральном диске в связи с описанными выше неопределенностями оцени­вается от 3-10⁷ до 10⁹ Мс Диск почти целиком состоит из молекулярного газа с очень разнообразным химиче­ским составом. Например, в находящемся недалеко от центра Галактики гигантском облаке Стрелец В2 (Sgr B2) обнаруживаются все молекулы, зарегистриро­ванные радиоастрономами где-либо в других частях Га­лактики, — их там более полусотни типов, не считая различных изотопических аналогов. Кстати, это облако наиболее плотное и массивное из всех ГМО: при радиу­се 15 пк оно имеет массу не менее 10⁷ Мс.

Хотя центральный диск, так же как и молекуляр­ное кольцо, имеет облачную структуру, в определенном смысле его можно считать единым сверхгигантским об­лаком. Действительно, средняя плотность центрального диска (100 молекул/см³) лишь немногим меньше сред­ней плотности типичных ГМО (300 молекул/см³). То, что мы называем облаками центрального диска (например, Стрелец В2), имеет такую же плотность, как компакт­ные уплотнения внутри типичных ГМО (п~10⁴ моле­кул/см³). Самостоятельный, глубоко индивидуальный характер центрального молекулярного диска подчерки­вается и его вращением: экваториальная плоскость дис­ка наклонена как минимум на 7° к плоскости Галак­тики. Но и это еще не все.

Тонкий молекулярный диск погружен в более тол­стый и протяженный диск из атомарного водорода. Ось вращения этого «покрывала» наклонена к галактиче­ской оси еще сильнее — почти на 30° Не исключено, что и по своему изотопному составу центральный диск отличается от других областей Галактики. Одним сло­вом, к загадке галактического ядра теперь прибавились вопросы, связанные с центральным молекулярным дис­ком. Не исключено, что подробное изучение этой любо­пытной газовой структуры поможет понять поведение активного ядра нашей звездной системы.

Молекулярное облачное кольцо — главный газовый резервуар Галактики. Оно занимает область от 3 до 7 кпк от галактического центра, и в нем сосредоточено около 80% всего молекулярного вещества межзвездной среды. Эта область Галактики выделяется и по другим характеристикам: в ней содержится наибольшее число пульсаров и остатков от взрыва сверхновых звезд, от­туда исходит наиболее сильное нетепловое радиоизлу­чение, в этом районе значительно повышена концентра­ция областей НИ и ассоциаций молодых звезд (ОВ-ас­социаций). Разумеется, это совпадение не случайное: облака молекулярного газа являются «родильными до­мами» для звезд, а соседство молодых горячих звезд и плотного газа, в свою очередь, приводит к образованию ярких ионизованных газовых туманностей.

Радиопульсары и сверхновые, как известно, являют­ся конечным продуктом эволюции довольно массивных звезд. Жизненный цикл этих звезд длится недолго — десятки миллионов лет, поэтому они не успевают да­леко уйти от места своего рождения и заканчивают свою эволюцию в той же области Галактики, где роди­лись,— в районе концентрации молекулярных облаков, в облачном кольце.

Разные исследователи по-разному оценивают массу газа в кольце: от 5-10⁸ до 3-10⁹ Мс. Во всяком случае и здесь масса молекулярного газа заметно превышает массу атомарного и тем более ионизованного газа. Но за орбитой Солнца это уже не так: там молекулярные облака — редкие гости и составляют незначительную долю от массы межзвездной среды. Хотя в целом меж­звездная среда составляет лишь несколько процентов от массы Галактики, ее сильная концентрация к галак­тической плоскости приводит к тому, что в тонком слое вблизи нее пространственные плотности газа и звезд сравнимы. Мы уже отмечали, что в окрестности Солнца плотности газовой и звездной компонент практически равны (хотя их сумма не исчерпывает полную плот­ность материи в этой области, что указывает на присут­ствие невидимого вещества). С приближением к центру Галактики плотности как звездной, так и газовой со­ставляющих возрастают, но при этом вблизи галакти­ческой плоскости остаются приблизительно равными друг другу. Причина этой закономерности пока не ясна.

Характеристики двух основных резервуаров МО Галактики даны в табл. 3.

• ← Маса хмар
• «Хмари пливуть, хмари» →