5 лет назад
Нету коментариев

Существование твердых частиц межзвездной пыли было обнаружено в 1930 г., а первые наиболее простые межзвездные двухатомные молекулы были открыты в 1940 г. Долгое время данных об этих компонентах меж­звездной среды было сравнительно немного, и вначале казалось, что и пыль и молекулы представляют собой лишь небольшую по массе примесь к атомной состав­ляющей межзвездного вещества. Однако со временем было обнаружено так много интересных и, главное, совершенно неожиданных результатов, что исследова­ния межзвездных молекул и космической пыли стали сейчас важнейшим направлением в изучении физики межзвездной среды.

Сначала рассмотрим свойства межзвездной пыли. Разумеется, мы не можем непосредственно измерять размеры частиц межзвездной пыли. Но можно исполь­зовать следующий факт. Эти частицы должны заметно рассеивать свет звезд (иначе они не давали бы наблю­даемого поглощения), и, следовательно, размер частиц должен быть сравним с длиной волны видимого света, т. е. порядка 10-6—10-5 см.

Некоторые данные о межзвездной пыли можно по­лучить и при исследовании зависимости коэффициента рассеяния света от длины волны. Это делается так. Сравниваются спектры излучения двух звезд одинако­вого спектрального класса, причем выбранных так, чтобы одна из них располагалась в свободном от пыли пространстве, а другая была бы «спрятана» за тол­стым слоем межзвездной пыли. Оказалось, что звезды в области, «загрязненной» космической пылью, сильно «краснеют» — межзвездная пыль больше поглощает и рассеивает свет голубого цвета, чем красного.

Детальный анализ многих таких пар звезд позво­лил вывести зависимость коэффициента поглощения и рассеяния света частицами космической пыли от длины волны, которая воспроизведена на рис. 4. Интересно, что кривая оказалась немонотонной, т. е. имеется «горб» поглощения вблизи длины волны лямбда = 2200 А, природа которого пока не разгадана.

Межзвездная пыль наблюдается не только по погло­щению света звезд, но и по его отражению. Плотные пылевые облака так рассеивают свет звезд, что стано­вятся видны как светлые туманности. В этом случае можно определить зависимость коэффициента отраже­ния (альбедо) от длины волны (рис. 5). Альбедо та­ких облаков равно примерно 0,5 в видимой области спектра и падает до 0,1 в области длины волны лямбда = 2200 А (где также находится максимум коэффи­циента поглощения), а затем быстро растет до едини­цы. Это означает, что в видимой области спектра части­цы межзвездной пыли частично поглощают, частично рассеивают свет, а в далекой ультрафиолетовой области спектра — почти полностью его рассеивают.

Зависимость коэффициента поглощения света частицами межзвездной пыли от обратной длины волны; Зависимость коэффициента отражения (альбедо) света частицами межзвездной пыли от длины волны

Зависимость коэффициента поглощения света частицами межзвездной пыли от обратной длины волны; Зависимость коэффициента отражения (альбедо) света частицами межзвездной пыли от длины волны

В принципе подобные данные наблюдений могут дать ключ к изучению структуры и свойств самих этих частиц. Пока еще здесь нет уверенных представлений, но обычно принимается, что частицы межзвездной пыли имеют сложную структуру и неправильную форму. По-видимому, ядро межзвездной пылинки состоит из си­ликатов с примесью железа, хотя возможно и графито­вое ядро. Предполагается, что ядро пылинки покрыто слоем «грязного» льда, в котором вкраплены и другие молекулы. Наконец, имеется самый верхний слой, воз­можно, состоящий из адсорбированных атомов водо­рода.

Как образуются подобные частицы, к сожалению, мы еще знаем плохо. Вероятнее всего они образуются не в межзвездном пространстве, а в атмосферах холодных звезд, где много тяжелых элементов, где достаточно велика плотность вещества, а температура уже настоль­ко мала, что возможно образование «зародышей» твер­дой фазы. Затем эти частицы с помощью «звездного ветра» выбрасываются в межзвездное пространство, где постепенно растут при адсорбции атомов на их по­верхности. Так, атом кислорода, попадая на поверх­ность пылинки со слоем из атомов водорода, может сое­диниться с ними и образовать молекулу воды, которая и примерзает к пылинке.

О том, что межзвездные пылинки могут образовы­ваться в атмосферах холодных звезд, указывает, напри­мер, анализ наблюдаемого спектра звезды ВС Лебедя (рис. 6). Температура ее поверхности около 3000 К, и ее собственное излучение (сплошная линия на рисун­ке) соответствует этой температуре. Но эта звезда ок­ружена толстым слоем пыли, которая, «с одной стороны, рассеивает коротковолновое излучение и тем самым уменьшает интенсивность в синей и желтой областях спектра (звезда «краснеет»), а с другой стороны — дает в инфракрасной области спектра заметный избы­ток излучения, созданный силикатными частицами, об­разовавшимися в атмосфере звезды.

Изображение непрерывного спектра звезды

Изображение непрерывного спектра звезды

Здесь следует оговориться, звезда может быть «уку­тана» слоем межзвездной пыли не только потому, что пыль образовалась в атмосфере звезды, но и потому, что звезды образуются непосредственно в газово-пыле­вых облаках (такие звезды называют «звездами-кокона­ми» или «цигнадами»).

Следует сказать, что межзвездная пылинка пред­ставляет собой твердое тело и находится в межзвезд­ном пространстве, где очень мала плотность излучения, как и вероятность столкновений частиц между собой. Поэтому она должна быстро охлаждаться за счет соб­ственного инфракрасного излучения. И действительно, как теоретические расчеты, так и некоторые результа­ты наблюдений показывают, что температура частиц межзвездной пыли не превышает 20 К и часто оказы­вается еще меньшей, вплоть до 4 К, т. е. всего на 1 К больше температуры реликтового фона, определяющего минимальную температуру, которая может существо­вать в межзвездном пространстве.

Рассеяние света на частицах межзвездной пыли сопровождается изменением состояния поляризации элек­тромагнитных волн. Эта поляризация света, хоть и не­большая (всего несколько процентов), очень важна для выяснения свойств межзвездной среды. Поляризация рассеянного света связана, по-видимому, с тем, что ча­стицы межзвездной пыли несимметричны, вытянуты в одном направлении.

Если большие диаметры отдельных пылинок ориен­тированы хаотично, то у излучения, прошедшего через слой пыли, поляризации не появляется. Но в космиче­ских условиях часто «работают» процессы, которые ори­ентируют несимметричные частицы межзвездной пыли в одном общем направлении. Механизмов такой ориен­тации было предложено несколько. Например, если ча­стицы намагничены, то их ориентация может быть вы­звана взаимодействием магнитных моментов пылинок с межзвездным магнитным полем (так называемая пара­магнитная релаксация). Ранее этот механизм считался основным, но, вообще говоря, он требует долгого вре­мени, чтобы значительная часть пылинок «успела» сори­ентироваться.

К более быстрой ориентации пылинок приводит на­личие в межзвездной среде потоков газа или анизотроп­ного потока излучения. В этом случае каждая пылинка в направлении потока испытывает больше столкновений с атомами газа (или квантами потока излучения), что и приводит к изменению ориентации. Но и здесь маг­нитное поле оказывает существенное влияние на направ­ление оси ориентации. Иными словами, неоднородные потоки газа и излучения способствуют лишь изменению состояния ориентации, тогда как преимущественные на­правления осей симметрии совпадают с направлениями магнитных полей.

Все это означает, что по исследованию состояния по­ляризации света, прошедшего через пылевую состав­ляющую межзвездной среды, можно определить и ха­рактер межзвездных магнитных полей. О детальной их структуре судить трудно, но, правда, обнаружено, что в среднем магнитное поле параллельно плоскости Га­лактики и направлено вдоль спиральных рукавов.

Обсуждая свойства частиц межзвездной пыли, нель­зя пройти мимо старой, но до сих пор еще не решенной проблемы. Еще в 1934 г. наблюдались наряду с обыч­ными, узкими, спектральными линиями межзвездного газа и широкие, так называемые диффузные полосы межзвездного происхождения. Наиболее заметные из них имеют длины волн 4430, 5780 и 5797 А. Ширины этих полос очень велики, составляют десятки, а порой и сотни ангстремов. Очевидно, что эти полосы не явля­ются спектральными линиями, возникающими три по­глощении света в свободных атомах или ионах (иначе ширина этих линий должна быть меньше ангстрема).

Наблюдения показывают, что интенсивности этих по­лос тесно коррелируют с величиной межзвездного по­глощения. По-видимому, они создаются атомами, адсор­бированными на поверхности пылинок. Можно также за­ключить, что определенную роль в появлении этих по­лос играют малые размеры пылинок. Но каков механизм возникновения этих полос — по-прежнему неясно.

Еще больше интересных данных было получено при исследовании межзвездных молекул. Собственно, суще­ствование молекул в межзвездной среде могло бы пред­ставляться почти очевидным — если есть атомный газ, то почему бы не оказаться и молекулам? Но ответ на этот вопрос не так прост.

Сначала о результатах наблюдений.

К сожалению, регистрировать межзвездные молеку­лы в оптическом диапазоне очень трудно — там нет удобных спектральных линий. Поэтому с 1937 по 1963 г. (до развития молекулярной радиоастрономии) было из­вестно существование в межзвездном пространстве все­го двух очень простых молекул: циана (CN) и метили­дена или гидрида углерода (СН), причем последняя мо­лекула наблюдалась в нейтральном и ионизованном со­стояниях. Впрочем, такая «скудость» межзвездных мо­лекул не казалась уже столь удивительной. Хотя ато­мы водорода, углерода и азота достаточно распростра­нены, но образование в очень разреженной межзвездной среде более сложных молекул при крайне редких столк­новениях атомов казалось очень маловероятным.

В то же время все молекулы из-за сложной их струк­туры имеют очень много спектральных линий в радио­диапазоне. Поэтому проверка существования межзвезд­ных молекул путем радиоастрономических наблюдений могла оказаться более плодотворной, чем при оптиче­ских наблюдениях. И к удивлению всех астрономов, ра­дионаблюдения выявили существование в межзвездном пространстве очень большого числа молекул.

В таблице приводятся все обнаруженные к началу 1977 г. межзвездные молекулы.

T_001

T_001_a

Некоторые из молекул очень широко распростране­ны и встречаются почти повсюду в межзвездной среде Галактики, где концентрация водорода nн>10 см-3 (во­дород, гидроксил, формальдегид, циан, гидрид углеро­да). Другие молекулы наблюдаются в относительно плотных (так называемых «темных») межзвездных об­лаках с концентрацией nн> 102—104 см-3 (аммиак, окись углерода, сульфид углерода). Но наиболее сложные мо­лекулы встречаются лишь в нескольких самых плотных («черных») межзвездных облаках с концентрацией во­дорода nн> 104—106 см-3.

Самой распространенной в межзвездном простран­стве является молекула водорода Н2. К сожалению, ее трудно там регистрировать, поскольку ее наиболее «удобные» спектральные линии попадают на ультрафио­летовую область спектра, однако с помощью методов внеатмосферной астрономии ее все же удалось обнару­жить.

Оказалось, что по крайней мере в некоторых плот­ных газово-пылевых облаках большая часть водорода находится в молекулярном состоянии (до 70%). Вообще же существует тесная корреляция между содержанием пыли и наличием молекулярного водорода. По-видимо­му, частицы межзвездной пыли в некотором смысле слу­жат катализаторами: прилипающие к их поверхностям атомы водорода соединяются там в молекулы, отдавая пылинке избыток энергии, и затем отрываются. Таким образом, число образовавшихся молекул Н2 пропорцио­нально плотности пыли и квадрату плотности атомов водорода. Причем молекулы разрушаются под воздей­ствием внешнего ультрафиолетового излучения, а оно относительно слабое внутри плотных поглощающих об­лаков.

Изучение межзвездных молекул позволяет опреде­лить температуру облака, в котором они находятся. Для этого измеряют ширину их спектральных линий, обусловленную тепловым движением молекул (исполь­зуя эффект Доплера). Эти измерения показали, что тем­пература газа в межзвездных плотных облаках, содер­жащих большое количество частиц пыли и молекул Н2, может быть очень низкой, особенно в центре облака, где она опускается до 7—10 К (на периферии облака тем­пература побольше — достигает сотни градусов).

Это свойство межзвездных облаков пыли и молекул имеет очень большое значение для проблемы образова­ния звезд, и мы к «ему еще вернемся. Здесь же отме­тим, что молекулы Н2 могут играть большую роль в процессах нагревания и охлаждения межзвездного га­за. Это несколько напоминает поведение атомов водо­рода и ионов других элементов в зонах НИ. Нагрев га­за осуществляется при фотодиссоциации молекул (по­глощение ультрафиолетовых квантов с передачей энер­гии образующимся атомам водорода), охлаждение — при возбуждении ударами атомов низкорасположенных вращательных уровней молекул Н2 и при последующем переходе в основное состояние с излучением инфракрас­ных квантов.

Аналогичными свойствами обладают и другие двух­атомные молекулы. Из таблицы, приведенной на стр. 20, видно, что их довольно много, но особую роль играют две молекулы — окись углерода СО и гидроксил ОН.

Наблюдения показали, что концентрация молекул СО в межзвездном пространстве довольно высока (от­ношение концентрации этих молекул к концентрации всех других атомов и молекул, т. е. их относительное содержание, порядка 10-4) и, возможно, что в плотных газово-пылевых облаках подавляющая часть атомов уг­лерода связана в молекулы СО. Эти молекулы легко возбуждаются столкновениями с другими атомами, и поэтому, несмотря на то, что их там не так много, как молекул водорода, в процессе охлаждения межзвездно­го газа они могут играть определяющую роль.

Межзвездных молекул ОН несколько меньше, чем молекул СО, — их относительное содержание порядка 10-6—К)-5, но в более плотных облаках эта величина также может достигать значения ~10-4. По-видимому, и эти молекулы образуются на поверхности межзвезд­ных пылинок, но возможно, что на этих пылинках сна­чала образуются молекулы Н2О, которые частично на­мерзают на пылинки, а частично испаряются. При столк­новении с другим атомом молекула Н2О может расще­питься на ОН и Н.

Исследование поведения молекул ОН в межзвезд­ном пространстве привело к открытию интереснейшего явления — космического мазера, к которому мы вернемся несколько позже, а пока продолжим описание общих результатов, полученных при измерениях спект­ральных линий различных межзвездных молекул.

Для определения температуры газа особенно «удоб­на» молекула аммиака NH3, поскольку у нее очень низ­ко расположены вращательные уровни, возбуждаемые даже медленными частицами при низкой температуре.

По расщеплению спектральных линий ряда молекул удалось определить и изотопный состав межзвездного газа, который оказался обычным, соответствующим зем­ному веществу. Правда, было показано, что отношение концентраций изотопов углерода 13С/12С в центральной части Галактики в два раза больше, чем на периферии.

Большая часть сложных молекул наблюдалась пока в трех газово-пылевых комплексах, являющихся мощны­ми радиоисточниками: Стрелец А, Стрелец В2 и Ори­он А. Из них особенно интересен источник Стрелец В2, в котором наблюдаются почти все сложные молекулы, причем многие из них обнаружены лишь в этом источ­нике. Кстати, полная масса этилового (или винного) спирта, который также наблюдается только в этом ис­точнике, сравнима с полной массой Земли.

Межзвездные молекулы наблюдаются как по своим линиям поглощения (если облако с молекулами про­ецируется на мощный источник радиоизлучения), так и по линиям излучения (которые создаются в самом об­лаке). В большинстве случаев генерация линий излуче­ния имеет обычный характер, хорошо изученный по ла­бораторным источникам: молекулы сталкиваются меж­ду собой, возбуждаются, и при обратном переходе в ос­новное состояние генерируются радиокванты, которые уходят беспрепятственно из облака.

Однако, как оказалось, в некоторых случаях излу­чение межзвездных молекул гидроксила (ОН), воды (Н2О) и моноокиси кремния (SiO) обладает совершен­но неожиданными свойствами — эти молекулы могут в естественных условиях образовывать мазерную систему, так сказать «космический мазер». До открытия косми­ческих мазеров физики считали, что в естественных ус­ловиях мазеры и лазеры не возникают и что их можно создать только искусственно. Но наблюдения показали, что в межзвездной среде существуют и естественные мазеры.

Перечислим основные характеристики космических мазеров, полученные на основе анализа наблюдений: 1) их размеры сравнимы с расстоянием от Земли до Солнца; 2) они дают очень мощное .радиоизлучение в (радиодиапазоне — за одну секунду излучается энергия порядка 1028 эрг (или 1043 квантов); 3) все излучение генерируется в очень узкой спектральной линии — раз­брос длин волн квантов мазерного излучения составля­ет всего 5•10-13 от самой величины длины волны; 4) излучение в линиях космического мазера сильно по­ляризовано.

Принцип действия мазера хорошо известен. Рассмот­рим систему уровней атома или молекулы. Для просто­ты обратимся к системе уровней водорода (см. рис. 2), хотя мазер в этом случае трудно сделать. Мы знаем, что если электрон попадает на какой-то высокий уровень, то он затем опустится вниз, перескакивая с более высо­кого уровня на более низкий. Если никаких помех этому процессу нет (как и в обычной зоне НИ), то подобные переходы приведут к излучению обычного рекомбинационного спектра. Теперь предположим, что данное об­лако межзвездного газа обладает большой плотностью, и поэтому кванты, генерируемые при переходах между уровнями, не могут уходить свободно. Что при этом произойдет?

Пусть квант, энергия которого соответствует перехо­ду, например с четвертого на третий уровень, столкнул­ся с атомом, у которого электрон уже «сидит» на треть­ем уровне. Тогда этот квант перебросит электрон на чет­вертый уровень и «исчезнет», т. е. поглотиться. Правда, через некоторое время электрон с четвертого уровня опять перескочит на третий, вновь излучив этот квант, но уже в другом направлении.

Что же будет, если квант с энергией, соответствую­щей переходу с четвертого на третий уровень, столкнет­ся с другим атомом, у которого электрон сидит на чет­вертом уровне? Оказывается, что он его «столкнет» от­туда, заставив перескочить на третий уровень. Конечно, и без «посторонней» помощи этот электрон перескочил бы на третий уровень, но это заняло бы больше време­ни и, кроме того, при этом он бы излучил квант, иду­щий в любом направлении. А под действием вынужден­ного перехода излучается квант, летящий в том же на­правлении, что и налетающий квант.

Иными словами, налетающий квант, «сбив» электрон с верхнего уровня, создал еще один квант с той же энергией и летящий в том же направлении, т. е. он как бы «удвоился». Если оба эти кванта попадут еще на два атома с электронами на четвертом уровне, то они тоже сбросят их на третьи уровни, что даст «учетве­рение» первоначального кванта и т. д. Таким образом, если у нас есть система, в которой атомов с электрона­ми на четвертом уровне больше, чем атомов с электро­нами на третьем уровне (это явление называется ин­версией), и если плотность вещества достаточна боль­шая, чтобы была велика вероятность столкновений кван­тов и атомов, то в данном случае возникает лавинооб­разное нарастание интенсивности излучения — это и есть мазер.

Главная трудность в создании мазера — это добить­ся того, чтобы электронов на верхнем уровне было бы при каком-либо переходе больше, чем на нижнем уров­не, С «оптическими» переходами в атоме водорода этого сделать не удается, хотя при переходах в радиодиапа­зоне между уровнями с очень большими номерами про­являются слабые «мазерные» свойства.

Перечисленные выше межзвездные молекулы обла­дают такими системами энергетических уровней, что при некоторых условиях, вполне осуществимых в межзвезд­ной среде, там может возникнуть инверсия — для неко­торых переходов будет больше молекул с электронами на верхних уровнях, чем молекул с электронами на ниж­них уровнях.

Преимущественное заселение верхних уровней назы­вается накачкой. Пока что не совсем ясно, какой ме­ханизм накачки в межзвездных мазерах. Различают механизм накачки при поглощении молекулой ультра­фиолетового или инфракрасного излучения, так чтобы при соответствующем переходе из основного состояния молекула чаще попадала в верхнее состояние данного, чем в нижнее состояние этого же перехода. Иными сло­вами, здесь мазерный переход представляет собой пе­рескок электрона между двумя близкими уровнями «наверху» (причем на эти уровни молекула переходит из основного состояния при поглощении ультрафиоле­тового или инфракрасного кванта).

Существует химический механизм накачки, когда мо­лекулы сразу при своем образовании оказываются на верхнем уровне мазерного перехода. Этот механизм «накачки будет действовать там, где плотность вещества достаточно велика, так чтобы перескоки вниз при ма­зерном эффекте компенсировались бы образованием но­вых молекул на верхнем уровне (при столкновении со­ставляющих молекулу атомов). Расчеты показывают, что для осуществления этого механизма необходимо, чтобы концентрация атомов и молекул в области дей­ствия мазера была бы порядка 107—1010 см-3.

Как оказалось, из результатов наблюдений следует, что у космических мазеров, по-видимому, более вероятен химический механизм накачки, хотя и не исключена действие инфракрасного механизма. Однако пока еще нет четкой количественной теории, описывающей дейст­вие космического мазера.

В межзвездном пространстве наблюдается и инте­ресный случай так называемого «антимазера» у моле­кул формальдегида — им свойствен переход (с длиной волны кванта 6,2 см), который наблюдается только в поглощении. А это означает, что у этой молекулы ни при каких условиях электроны не попадают на верхний уровень, соответствующий этому переходу.

На этом мы закончим описание свойств межзвезд­ных молекулярных облаков. Как мы увидим ниже, все они имеют самое непосредственное отношение к проб­леме происхождения звезд. Забегая вперед, отметим, что все надежды непосредственно «увидеть» процесс рождения звезд в первую очередь связаны с успехами молекулярной радиоастрономии.