З чого складаються зірки? ( Частина 2)
Хімічний склад міжзоряного газу приблизно такий же, як у Сонця і у більшості досліджуваних зірок: на 10 атомів водню (Н) припадає 1 атом гелію (Не) і незначна кількість інших, більш важких елементів; серед них найбільше кисню (О), вуглецю (C) і азоту (N). Залежно від температури і щільності газу його атоми знаходяться "в нейтральному або ионизованном стані, входять до складу молекул або твердих конгломератів - пилинок.
Взагалі кажучи, для кожного хімічного елемента існує свій діапазон умов, при яких він знаходиться в тому чи іншому стані іонізації. Але оскільки переважна більшість атомів належить водню, його властивості і визначають стан міжзоряного газу в цілому: гаряча і тепла фази є областями іонізованого водню (їх називають області або зони НII), прохолодна фаза містить переважно нейтральні атоми водню (хмари НI), а холодна фаза складається в основному з молекулярного водню (Н2), який утворюється, як правило, у внутрішніх щільних частинах хмар НI.
Молекули водню були вперше виявлені в міжзоряному середовищі в 1970 р по ультрафіолетовим лініях поглинання в спектрах гарячих зірок. У тому ж році в міжзоряному просторі були знайдені молекули чадного газу (СО) по їх радіовипромінюванню з довжиною хвилі l = 2,6 мм. Ці дві молекули найбільш поширені в космосі, причому молекул Н2 в кілька тисяч разів більше, ніж молекул СО.
Познайомимося з молекулою водню, оскільки це головний будівельний матеріал, з якого формуються зірки. Коли два атоми водню підходять близько один до одного, їх електронні оболонки різко перебудовуються: кожен з електронів починає рухатися навколо двох протонів, пов'язуючи їх між собою на зразок електричного "клею". В космічних умовах об'єднання атомів водню в молекули відбувається, швидше за все, на поверхні пилинок, які грають роль своєрідного каталізатора цієї реакції.
Молекула водню володіє не дуже великою міцністю: для її руйнування (дисоціації) потрібна енергія 4,5 еВ або більше. Таку енергію мають кванти з довжиною хвилі коротше ніж 275,6 нм. Подібних ультрафіолетових квантів в Галактиці багато - їх випромінюють усі гарячі зірки. Однак сама молекула Н2 поглинає ці кванти вкрай неохоче. Зазвичай руйнування молекул Н2 відбувається наступним чином. Квант з енергією 11,2 еВ (l = 101.6 нм) переводить один з електронів молекули в збуджений стан. Зворотний перехід в основний стан, як правило, супроводжується випромінюванням таого ж кванта, але іноді квант не випромінює, а енергія витрачається на збудження коливань молекули, які закінчуються її розпадом.
Як відомо, жорсткі ультрафіолетові кванти з енергією більше 13,6 еВ ионизуют атоми водню і тому повністю поглинаються міжзоряним середовищем в безпосередній близькості від гарячих зірок. Більш м'які кванти, в тому числі і з енергією 11,2 еВ, майже безперешкодно поширюються в Галактиці і руйнують молекулярний водень всюди, де він для них доступний. Єдине місце, де молекула Н2 може жити порівняно довго, - це надра щільних газопилових хмар, куди ультрафіолетові кванти не можуть пробитися крізь щільну пилову завісу. Але на жаль, з цієї ж причини молекулярний водень стає практично недоступним для спостереження.
Комбінація першого збудженого електронного стану молекули Н2 з різними її квантовими переходами дає набір спектральних ліній в діапазоні довжин хвиль 99,1-113,2 нм. Коли світло гарячої зірки проходить крізь напівпрозоре хмара або крізь зовнішні розріджені шари гігантських щільних хмар, в його спектрі утворюються відповідні лінії поглинання молекули Н2. Вони-то і були зафіксовані в 70-х роках за допомогою космічних телескопів у спектрах півтори сотні близьких зірок.
Проте повідомити нам скільки-небудь повні відомості про розподіл молекулярного водню в Галактиці ультрафіолетове випромінювання не може. Йому не дробитися в надра масивних хмар, де якраз і знаходиться головне сховище холодного газу -Безпосередньо предка молодих зірок. Тому розподіл молекул На в нашій і в інших галактиках вивчають поки непрямими методами: за розподілом інших молекул, що мають спектральні лінії, зручні для спостереження. Найпопулярніша в цьому відношенні молекула чадного газу, вона ж окис вуглецю, т. Е. СО.
Її енергія дисоціації 11,1 еВ, тому вона може існувати там же, де молекулярний водень. Стикаючись з іншими атомами і молекулами, молекули СО збуджуються і потім випромінюють лінії так званих обертальних переходів. Найбільш довгохвильова з них (l = 2,6 мм) легко спостерігається в багатьох областях Галактики: світність деяких молекулярних хмар в лінії СО досягає декількох светимостей Сонця (Lc = 4 · 10 33 ерг / с).
Радіоспостереження в лініях СО і деяких другіх.молекул (HCN, ОН, CN) дозволяють охопити все хмара в цілому, все його області з різноманітними фізичними умовами. Спостереження ж декількох ліній однієї молекули дають можливість визначити в кожній області температуру і щільність газу. Однак перехід від спостережуваної інтенсивності в лінії випромінювання будь-якої молекули (навіть такої поширеної, як СО) до повної концентрації, а отже, і масі газу таїть в собі значну невизначеність. Доводиться робити припущення про хімічний склад хмар, про частку атомів, "похованих" в порошинки, і т. П. Точне значення коефіцієнта переходу від інтенсивності лінії СО до кількості молекул Н2 досі бурхливо обговорюється. Різні дослідники використовують значення цього коефіцієнта, различающееся в 2-3 рази.
Якщо це дійсно так, то відповідно в 3 рази нижче слід брати коефіцієнт переходу СО - Н2. Ці та інші невизначеності призводять до того. що маса молекулярного газу у внутрішній області Галактики (R 8 до 3 х 10 9 Мс