Основные компоненты межзвездной среды

Подавляющая часть объема Галактики и других галактик занята межзвездной средой -материей, заполняющей пространство между звездами внутри галактик. Именно из межзвездной среды рождаются звезды и окружающие их протопланетные диски, а затем планетные системы. Причем на ранних стадиях образования звезд и протопланетных дисков молекулярный состав вещества сохраняется таким, каким он был в наиболее холодных участках межзвездной среды, из которых образуются протозвезды.

Основные компоненты межзвездной среды приведены в табл. 3. Заметим, что все эти компоненты существуют не сами по себе, а любая их пара взаимосвязана, причем в большинстве случаев взаимодействие сильное. Поскольку в межзвездной среде осуществляется примерное равенство плотности энергии движений газа (кинетической энергии), магнитного поля и заряженных частиц (космических лучей), межзвездная среда представляет собой очень сложно структурированный, динамичный объект (см., напр., Бочкарев, 1985).

Таблица 3. Основные компоненты межзвездной среды

Газ (атомы, молекулы, ионы, электроны)

Дефицит тяжелых элементов в межзвездном газе

Содержание элементов в газовой фазе межзвездной среды заметно отличается от указанной в табл. 2 средней распространенности: наблюдается дефицит тяжелых элементов, достигающий для Fe, Ni, Ti, Са, AI трех порядков величины. На рис. 1 видно, что величина дефицита зависит от температуры Тс его конденсации, т. е. перехода из газообразной в твердую фазу с образованием межзвездных пылинок.

Рис. 1. Зависимость дефицита элементов в межзвездном газе от температуры их конденсации Т. (образования пыли). Высоты баров указывают на степень неопределенности данных. По вертикальной оси отложен десятичный логарифм относительного содержания элементов (по отношению к водороду), отнесенный к соответствующей величине в солнечной фотосфере.

Поэтому величина дефицита элементов в газе дает информацию о составе межзвездной пыли. Суммарный дефицит тяжелых элементов в газовой фазе составляет

1 % массы газа, что соответствует доли массы межзвездной пыли в межзвездной среде (табл. 3).

Межзвездное пространство пронизано ультрафиолетовым излучением горячих звезд. Поэтому в незащищенных от ультрафиолетового излучения областях межзвездной среды молекулы быстро разрушаются, так что их равновесное содержание очень мало. Поэтому в большом количестве молекулы присутствуют только в молекулярных облаках. Молекулярные облака — это плотные участки межзвездной среды, в которых пылинки, равномерно перемешенные с газом, ослабляют ультрафиолетовое излучение горячих звезд в тысячи, миллионы и более раз. Однако концентрация частиц газа в этих «плотных» участках составляет всего лишь

10 3 см 3 (плотность

10 -21 г/см 3 ). Такие участки межзвездной среды являются наиболее холодными. Их температура обычно составляет 10-30 К. Именно в такой «криогенной», разреженной космической среде находится большинство космических молекул.

В основном наблюдается собственное излучение молекул. При столь низких температурах тепловое излучение вещества имеет место только в радио- и субмиллиметровом спектральных диапазонах. Но как раз в эти спектральные диапазоны попадает огромное количество молекулярных линий, прежде всего вращательных переходов (рис. 2). При температурах 10-100 К молекулы не создают молекулярные полосы, содержащие большое количество спектральных линий. Их спектры просты. Специфика используемых астрономами в этих диапазонах радиофизических методов измерения позволяет реализовывать очень высокое спектральное разрешение λ/∆ λ =10 6 -10 8 . Это дает возможность не только однозначно отождествлять по набору спектральных линий молекулы и молекулярные ионы, но и легко различать их изотопические варианты. Из радиоспектров удается извлекать разнообразную информацию: распределение содержания различных молекул и молекулярных ионов внутри молекулярных облаков; распределение температуры и плотности вещества в них; детально изучать движения газа в разных местах облака (см., напр., Бочкарёв, 2009). Все это позволяет подробно исследовать области звездообразования и изучать процессы, приводящие к рождению звезд.

В табл. 4 приведен список надежно отождествленных к концу 2000 г. 126 различных молекул и молекулярных ионов в межзвездном газе, в околозвездных оболочках и кометах. Видно, что преобладают углеродосодержащие, предбиологические соединения. В основном наблюдаются линейные молекулы, хотя есть и кольцевые типа С3. Самые длинные из обнаруженных молекул — цианополиины до HC11N, включительно.

Рис. 2. Характерный вид спектра излучения молекулярного облака в коротковолновой части радиодиапазона. Показан участок спектра от 1.14 мм до 1.45 мм (207-263 ГГц), содержащий около 900 молекулярных линий, в основном соответствующих вращательным переходам тяжелых молекул. Такие спектры дают возможность разнообразной диагностики молекулярных облаков: распределения внутри облака содержания молекул, кинематики движений, температуры и плотности газа.

После 2000 г. была открыта группа отрицательных молекулярных ионов: С4Н — , С6Н — , С8Н — . Обнаружены новые сложные молекулы, в том числе CH2CCHCN, CH3CCCN, CH3C5N, CH3C6N и ряд более простых молекул.

Как и цианополиины, эти молекулы говорят о том, что в межзвездной среде имеются длинные углеродные цепочки. Однако обнаружить их можно только тогда, когда к одному концу углеродной цепочки прикрепляется какой-нибудь атом или ион, либо к обоим концам присоединяются разные атомы, как в цианополиинах. В этих случаях дипольные моменты молекул становятся отличными от нуля и молекулы оказываются способны интенсивно излучать в радиолиниях.

Двухатомные симметричные молекулы, такие как Н2, N2 , O2, образуются в молекулярных облаках в большом количестве, но наблюдать их очень трудно. Нулевой дипольный момент приводит к отсутствию у них разрешенных спектральных линий. Это исключает их изучения методами радиоастрономии. Другая возможность — это поиск в спектрах звезд, наблюдаемых сквозь молекулярные облака, межзвездных линий поглощения таких молекул, возникающих при электронных переходах. Однако холодный газ молекулярных облаков способен создать только слабые линии поглощения, лежащие за редким исключением в далекой части ультрафиолетового (УФ) диапазона (длины волн около 1000 А), там, где очень велико поглощения света межзвездной пылью. Реально провести такие наблюдения удалось в основном для молекулярного водорода и для молекул С2. Последние имеют подходящий электронный переход вблизи 1 мкм, где пыль поглощает слабо.

Из вышесказанного следует, что, если какая-либо молекула не наблюдается, еще не означает, что она не образуется или отсутствует в МЗС. Надо проверять возможность ее наблюдать. Во многих случаях целесообразно привлекать численное моделирование химических процессов в меж-

Таблица 4. Список 126 молекул, обнаруженных к ноябрю 2000 г. в газовой фазе в межзвездном, околозвездном и кометном веществе