Молекули Н2 та СО

Но ведь это не свет, а нечто тем­ное, а темное пятно не так-то просто заметить: оно очень хоро­шо маскируется на небе.

Поскольку молекула Н₂ симметричная, ее тепловые колебания и вращение не приводят к взаимному сме­щению разноименных электрических зарядов, т. е. к из­менению дипольного момента. А это значит, что у та­кой молекулы практически отсутствуют низкочастотные излучения. В радиодиапазоне у нее вообще нет энергетических переходов. Поэтому возможности обнаружения Н₂ в межзвездной среде очень ограничены. Одна из них — «просвечивание» межзвездных облаков излуче­нием звезд. Если мы наблюдаем звезду, лежащую за полупрозрачным облаком, то в ее спектре обнаружи­ваем линии поглощения атомов и молекул, входящих в состав облака. У молекул Н₂ — это электронные пе­реходы в полосе Лаймана, лежащие в ультрафиолето­вом диапазоне, в области длин волн от 991 до 1132 А. Эта область спектра не доступна для наблюдения с по­верхности Земли. Только развитие внеатмосферной аст­рономии позволило в начале 70-х годов получить спект­ры нескольких сотен звезд в ультрафиолетовых лучах и выявить в некоторых из них межзвездные линии по­глощения Н₂.

Нужно отметить, что такие исследования не являются полными и систематическими. Для просвечивания межзвездных облаков годятся только наиболее горячие звезды спектральных классов О и В, у которых доста­точно велико излучение в ультрафиолетовой области. Уже это ограничивает выбор направлений в простран­стве, где можно обнаружить молекулы Н₂. К тому же облака высокой плотности, которые представляют наи­больший интерес, вообще не просвечиваются звездами насквозь, поскольку в них очень велико поглощение све­та пылью. Коэффициент поглощения резко увеличива­ется с уменьшением длины волны излучения, поэтому в ультрафиолетовом диапазоне поглощение особенно ве­лико.

Несмотря на эти трудности, все же был получен ценнейший материал о содержании Н₂ в облаках малой и умеренной плотности (до нескольких тысяч частиц в 1 см³). Количество молекул Н₂ на луче зрения в этих облаках лежит в пределах от 10¹² до 10²¹ см^-2. Сравне­ние с наблюдениями в линии поглощения атомарного водорода (линия Лайман-альфа с длиной волны 1216 А), возникающей в тех же облаках, позволило оценить до­лю атомов водорода, объединенных в молекулы Н₂: в наиболее плотных облаках эта доля достигает 60%, а в наименее плотных, лежащих на высоких галактиче­ских широтах, снижается до 0,01%.

Другая возможность наблюдения межзвездных мо­лекул Н₂ связана с их излучением в ближнем инфра­красном диапазоне. В нем лежат квадрупольные линии излучения, образующиеся при энергетических перехо­дах молекулы между вращательными и вращательно-колебательными уровнями. Эти линии наблюдаются в тех областях молекулярных облаков, где температура газа повышена до 1000—4000 К, т. е. за фронтами удар­ных волн. Эти волны возбуждаются либо при взаимном столкновении облаков, либо под действием излучения и звездного ветра молодых массивных звезд. Инфракрас­ное излучение молекулы Н₂ возникает в сравнительно тонком слое газа, находящемся непосредственно за фронтом ударной волны, т. е. там, где температура га­зов максимальна. За счет инфракрасного излучения газ быстро охлаждается, и молекулы Н₂ перестают быть видимыми. Таким образом, и здесь мы видим только отдельные части облаков Н₂, недавно подвергшиеся воз­действию ударной волны. К счастью, пыль поглощает инфракрасное излучение существенно слабее, чем уль­трафиолетовое, и не очень мешает наблюдениям даже самых плотных и «запыленных» облаков.

Еще несколько слов о молекуле водорода. Эта мо­лекула не очень прочна: для ее разрушения (диссоциа­ции) нужна энергия более 4,5 эВ. Такую энергию име­ют кванты с длиной волны короче чем 2756 А. Таких ультрафиолетовых квантов в Галактике много — их излучают все горячие звезды. Правда, молекула Н₂ по­глощает эти кванты крайне неохотно. Поэтому, как правило, разрушение молекул Н₂ происходит следу­ющим образом. Квант с энергией 11,2 эВ переводит один из электронов молекулы в возбужденное состояние. Обратный переход в основное состояние обычно сопро­вождается излучением такого же кванта, но иногда энергия расходуется не на излучение кванта, а на воз­буждение колебаний молекулы, которые заканчиваются ее распадом.

После молекулы водорода второй по распространен­ности в межзвездном пространстве является молекула угарного газа (рис. 3). Обе они были открыты в 1970 г., только молекула Н₂ — по линиям поглощения в ультра­фиолетовом диапазоне, а молекула СО — по ее радио­излучению на волне 2,6 мм. Хотя концентрация моле­кул СО в тысячи раз меньше, чем Н₂, обнаруживаются они значительно легче. При низких температурах, гос­подствующих в плотных облаках, молекулы Н₂ с их вы­сокоэнергетическими уровнями практически не возбуждаются, зато молекулы СО, имеющие уровни в радио­диапазоне, возбуждаются весьма охотно. Молекулы СО возбуждаются, сталкиваясь с другими молекулами и атомами, а затем излучают линии так называемых вра­щательных переходов. Наиболее длинноволновая из них (лямбда=2,6 мм) легко наблюдается во многих областях Га­лактики, причем светимость некоторых молекулярных облаков в этой линии достигает нескольких светимостей Солнца (Lс=4-10³³ эрг/с).

Распределение молекулярных облаков вдоль Млечного Пути

Энергия диссоциации молекулы СО составляет 11,1 эВ, следовательно, она может существовать там же, где молекулярный водород. Поэтому, изучая радио­астрономическими методами распределение в Галактике молекул СО, мы считаем, что в тех же областях, где обнаружены эти молекулы, находится и молекулярный водород. Как видно из табл. 1, эти области занимают мизерный объем Галактики. И вот почему. Как известно, жесткие ультрафиолетовые кванты с энергией более 13,5 эВ ионизируют атомы водорода и поэтому пол­ностью поглощаются межзвездной средой в непосред­ственной близости от горячих звезд. Но более мягкие кванты (в том числе и с энергией 11,1—11,2 эВ) почти беспрепятственно распространяются в Галактике и раз­рушают молекулы водорода и угарного газа да и боль­шинство других молекул тоже. Единственное место, где эти молекулы могут «спрятаться», — недра плотных га­зопылевых облаков, куда ультрафиолет не проникает.

Обычно чем больше плотность облака, тем более разнообразные молекулы в нем встречаются. Радиона­блюдения в линиях СО и некоторых других молекул (ОН, NH₃, HCN) позволяют охватить все облако в це­лом, все его области с разнообразными физическими условиями. Наблюдения нескольких линий одной моле­кулы дают возможность определить в каждой области температуру и плотность газа, а также его изотопный состав.

Наблюдения молекул, содержащих различные изо­топы одного элемента, иногда оказываются очень по­лезными. Например, у молекулы угарного газа наблю­дается несколько изотопических аналогов: ¹²С¹⁶О — наиболее распространенный, который обычно записыва­ют просто как СО, а также менее распространенные — ¹³СО, С¹⁷О, С¹⁸О и очень редкий — ¹³С¹⁸О.

• ← Міжзоряне середовище – радіоактивна картина
• Маса хмар →