Молекулы (в межзвёздной среде)

Молекулы в межзвёздной среде

Двухатомные Н2, HD, Н2+ СН, СН+, 13СН+ ОН, 17ОН,18ОН С2, CN, NO СО, 13СО, С17O, 13С17O СS, 13СS, С33S, С34S SiO, 29SiO, 30SiO SO, 34SO NS SiS Трёхатомные H2O, HDO, H218O C2H HCN, DCN, H13C15N, HC15N HNC, DNC, HN13C, H15NC HCO, HCO+, DCO+, H13CO+, HC18O+, HOC+, HCS+ N2H+, N2D+, H2S, HNO, OCS, SO2, O3, NaOH

Четырёхатомные NH3, NH2D, 15NH3, C2H2 H2CO, HDCO, H213CO, H2C18O HNCO, H2CS, C3N, HNCS Пятиатомные CH4, CH2NH, CH2CO, NH2CN, HCOOH, C4H HC3N, Н13СС2N, HC13CCN, HCC13CN, DC3N Шестиатомные СН3ОН, 13СН3ОН, CH3OD CH3CN NH2CHO, NH213CHO, CH3SN Сeмиатомные CH3NH2, CH3NHD, СН3С2Н, СН3СНО, CH2CHCN, HC5N, DC5N

Восьмиатомная НСООСН3 Девятиатомные СН3СН2ОН (СН3)2O СН3СН2CN HC7N Одиннадцатиатомная HC9N Тринадцатиатомная HC11N

Первые М. (СН, СН, CN) были обнаружены на рубеже 40-х гг. 20 в. по линиям поглощения в спектрах звёзд, обусловленным электронными переходами. У большинства др. М. электронные переходы дают линии в дальней УФ-области спектра, для к-рой земная атмосфера совершенно непрозрачна, поэтому в последующих открытиях М. важную роль сыграли внеатмосферные наблюдения с ракет и ИСЗ. В частности, они привели к открытию в 1970 г. М. H₂. Теоретически было предсказано, что в достаточно плотных облаках межзвёздного газа М. H₂ должны быть многочисленны. Наблюдения и детальный теоретич. анализ показали, что отношение концентраций зависит от плотности облака и его размеров: при концентрациях 100-1000 см^-3 и размерах 1 пк водород внутри облака оказывается преимущественно в молекулярной форме. К сожалению, из-за сильного поглощения пылью наиболее плотные облака ненаблюдаемы в УФ-линиях H₂: слишком слабым оказывается непрерывный спектр расположенных за ними звёзд и линии поглощения H₂ в нем не видны.

Детальное изучение межзвёздных М. стало возможным только с развитием радиоастрономии. В коротковолновый радиодианазон попадают спектр. линии, обусловленные переходами между вращательными уровнями энергии нек-рых М., а также переходами между подуровнями, существующими у М. благодаря расщеплению вращательных уровней (инверсионное удвоение уровней в молекулах NH₃, -удвоение в ОН и СН и т.п.). На принципиальную возможность наблюдения межзвёздных М. в радиодиапазоне обратил внимание И.С. Шкловский ещё в 1949 г., но лишь в 1963 г. впервые удалось зарегистрировать в радиодиапазоне линии ОН (18 см). Четыре радиолинии ОН вблизи этой длины волны наблюдаются как в поглощении, так и в эмиссии во многих областях Галактики и свидетельствуют о чрезвычайном разнообразии физ. условий в этих областях. Во многих разреженных межзвёздных облаках интенсивности этих четырёх линий имеют норм. отношение (как при термодинамическом равновесии), это позволяет уверенно определить содержание М. ОН по отношению к водороду (оно варьирует в отдельных облаках от 10^-7 до 10^-4). Сравнение ширин линий ОН с ширинами Радиолиния водорода 21 смx для тех же облаков позволяет вычислить кинетич. темп-pу газа. Она равна 5-100 К.

Особый интерес вызывают компакт ные (размером ~ 10-100 а.е.) источники эмиссионных линий ОН с резко неравнонесными отношениями интенсивностей линий и огромными значениями самих интенсивностей (см. Мазерный эффект). Мазерную природу имеет также излучение в радиолинии 1,35 см молекулы Н₂О, наблюдаемое от тех же областей Галактики. Ряд факторов свидетельствует о том, что в этих областях образуются новые поколения звёзд и что мазерное излучение ОН и Н₂О возбуждается в непосредств. окрестностях очень молодых звёзд, ещё окружённых остатками исходного газопылевого облака (см. Звездообразование). Несколько менее интенсивное мазерное излучение молекул ОН, H₂O, а также SiO наблюдается от сильно проэволюционировавших звёзд-гигантов и сверхгигантов с низкой поверхностной темп-рой и долгопериодич. вариациями блеска. Оно возникает в истекающих оболочках и очень протяжённых атмосферах этих звёзд.

Наиболее распространённые М. Н₂ не имеют линий в радиодиапазоне, однако их концентрацию определяют по M. CO, т.к. и теория, и наблюдения свидетельствуют о том, что обилие межзвёздной окиси углерода постоянно в очень широком интервале физ. условий и близко к .

Осн. радиолиния СО на длине волны 2,6 мм оказалась наиболее удобным "инструментом" для исследования пространств. структуры, распределения в Галактике и физ. характеристик плотных молекулярных облаков. Исследования показали, что молекулярные облака СО сильно концентрируются в кольцевой зоне в 4-8 кпк от галактического центра. Не менее 80-90% массы межзвёздного газа сосредоточено здесь в неск. тысячах гигантских облаков молекулярного водорода, массы к-рых достигают 10⁵-10⁶, ср. плотности ~200 см^-3, диаметры 20-80 пк. Распределение молекулярных облаков в Галактике тесно коррелирует с распределением горячих молодых звёзд, ярких областей ионизованного водорода и др. объектов населения галактич. диска (см. Галактика). Сопоставление результатов наблюдений в радиолинии СО с наблюдениями др. методами позволяет выяснить физ. условия в областях звездообразования. Теоретич. модели конденсации звёзд из разреженного газа указывают на важную роль М. H₂ и СО в процессе конденсации облаков и их распада на более мелкие сгустки, дающие начало звёздным ассоциациям. М. способствуют охлаждению облаков, т.к. они излучают относительно легко выходящие из облака фотоны, к-рые рождаются при переходах между вращательными уровнями М., возбуждаемых при столкновениях. Охлаждение способствует гравитационному коллапсу облака. Кроме того, при хим. превращениях в облаке могут возникнуть тепловые и динамич. неустойчивости, к-рые в свою очередь могут "включить" гравитационную неустойчивость, приводящую к сжатию облака как целого и к его фрагментации. О фрагментации молекулярных облаков, их клочковатой структуре, определённо говорят наблюдения в радиолиниях аммиака NH₃ (= 1,25 см).

Первая органич. М., формальдегид (Н₂СО), была обнаружена в 1969 г. Её наиболее часто наблюдаемая радиолиния с = 6,2 см почти всегда видна в поглощении, даже в тех случаях, когда за молекулярным облаком нет никаких радиоисточников с непрерывным спектром. М. формальдегида в этом случае могли бы поглощать лишь фотоны микроволнового фонового излучения, но его темп-ра 3 K. Поскольку кинетич. темп-ра в молекулярных облаках заведомо выше 3 K (это следует из наблюдений ОН, NH₃ и др. М.), то неизбежен вывод о неравновесной заселённости нижних энергетических уровней молекулы Н₂СО.

Замечательной особенностью молекулярного состава наиболее плотных молекулярных облаков явл. преобладание органич. соединений. Обнаружены представители неск. классов типичных органич. соединений - альдегидов, спиртов, простых и сложных эфиров, карбоновых кислот, амидов кислот. Многие из этих соединений (HCN, CH₂NH, СН₃NН₂ и др.) известны как активный исходный материал для образования важнейших предбиологич. молекул - аминокислот и азотистых оснований, что позволяет с уверенностью говорить об универсальности путей органич. синтеза во Вселенной. Действительно, органич. состав молекулярных облаков весьма напоминает состав богатых органикой метеоритов - углистых хондритов, а также типичные составы органич. смесей, синтезируемых в лабораториях из простых соединений путём активации жёстким излучением, электрич. разрядом, ударными волнами и т.п.

Методы радиоастрономии оказались особенно удобными для изучения изотопного состава межзвёздных облаков, т.к. частоты вращательных переходов молекул особенно чувствительны к изотопным замещениям атомов и, к тому же, в радиодиапазоне достигается наилучшее разрешение по частоте. Напр., частоты осн. вращательных переходов молекул ¹²СО и ¹³СО (между уровнями с квантовыми числами J=1 и J= 0) различаются на 5 ГГц, что в тысячи раз превосходит обычные ширины линий (~ 1 МГц), а также спектр. разрешение аппаратуры, к-рое обычно ещё выше. Как видно из табл., наблюдались М., содержащие различные изотопы Н, С, N, О, S, Si. Изучение изотопного состава межзвёздной среды в различных областях Галактики позволяет проверить правильность существующих теорий образования и эволюции хим. элементов во Вселенной.

Концентрации М. в межзвёздной среде определяются кинетикой процессов их образования и разрушения. М. могут образоваться в результате хим. реакций в газовой среде либо реакций на поверхности твёрдых пылинок непосредственно в облаках, но могут поступать сюда и в готовом виде из атмосфер и оболочек холодных звёзд (благодаря звёздному ветру), где условия для их образования несколько более благоприятны. М. Н₂ почти наверняка образуются на поверхности пылинок. Столкновения ионов с молекулами приводят к ионно-молекулярным реакциям и синтезу более сложных молекул, особенно эффективному при низких темп-рах. Разрушаться М. должны гл. обр. УФ-излучением горячих звёзд и космическими лучами. Типичные значения обилия сложных М. ~ 10^-7-10^-9.

Нек-рые М. (ОН, СО, Н₂О, Н₂СО, HCN, NH₃, HCO⁺, СН) обнаружены и в др. галактиках. Их обилие, пространств. распределение, спектры близки к тем, к-рые наблюдаются в Галактике. Это - ещё одно веское подтверждение материального и эволюц. единства Вселенной.

Лит.:

Каплан С.А., Пикельнер С.Б., Физика межзвездной среды, М., 1979; На переднем крае астрофизики, пер. с англ., М., 1979, гл. 8, 9; Стрельницкий В.С., Межзвездные молекулы, М., 1974; его же, Космические мазеры, "УФН", 1974, т. 113, в. 3, с. 463; его же, Межзвездные мазеры и "антимазеры" - тепловые машины Космоса, "Земля и вселенная", 1975, N 4, с. 15.

(В.С. Стрельницкий)