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 H2104 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+ + Н2СН+ + Н; СН+ + Н2CH2+ + Н; СН2+ + Н2CH3+ + 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 исс