4 года назад
Нету коментариев

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

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.