В межзвездном пространстве нашей Галактики расположены огромные облака газа и пыли. Пылевые облака были открыты знаменитым английским астрономом Вильямом Гершелем около 200 лет назад и названы «дырками в небе», поскольку они заслоняли свет от расположенных за ними звезд. Сначала астрономы полагали, что эти межзвездные облака состоят только из звездной пыли - частиц, состав которых неясен до сих пор. Но за последние 35 лет установили, что в межзвездной среде содержится также много различных рассеянных молекул, в том числе довольно сложных.
О том, как удалось это сделать, какие сведения о космосе дает нам изучение межзвездных молекул, рассказывается в статье американского ученого Б. Тернера, опубликованной в журнале «Сайентифик америкен»
Реферат статьи подготовила Н. Гинзбург.
Количественное изучение межзвездной среды началось лишь после того, как стал возможен спектральный анализ звездного света. Дело в том, что разные атомы и молекулы поглощают, и испускают свет со строго определенной длиной волны, характерной для данного атома или молекулы. Поэтому, разлагая идущий от звезд свет по длинам волн (это делают специальные приборы - спектрографы), можно узнать химический состав излучающего вещества или того вещества, которое находилось на пути света и частично его поглотило.
Еще 70 лет назад возникло предположение, что спектральные линии поглощения ионизованного кальция, видимые в спектре некоторых звезд, свидетельствуют о том, что между Землей и этими звездами находятся ионы кальция. Они-то на «своей» длине волны поглощают идущий от звезд свет, создают «провал» в его спектре. Позже в межзвездной среде обнаружили и нейтральные атомы натрия. Но к концу тридцатых годов стало ясно, что самый распространенный элемент космоса - водород.
Наблюдение водорода началось в видимой (оптической) части спектра. Ионизованный водород состоит, как известно, из атомных ядер водорода - протонов - , и свободных электронов. В некоторых случаях электроны захватываются протонами и при этом образуются возбужденные атомы водорода. Они излучают свет, когда захваченный электрон, приближаясь к ядру, перескакивает с одного энергетического уровня на другой.
Именно по этому излучению около некоторых очень горячих звезд обнаружили ярко светящиеся облака ионизованного водорода. Их называют эмиссионными туманностями или областями НИ. Кроме водорода, в них нашли немного ионов гелия, кислорода, углерода и других элементов. Газ здесь довольно плотен - около 100 атомов в кубическом сантиметре и сильно нагрет - примерно до 10 000° К (впрочем, газ в межзвездных облаках можно назвать плотным, лишь сравнивая его с газом между облаками; в земной же атмосфере на уровне моря содержится около 3 X 1019 молекул в кубическом сантиметре).
Первая межзвездная молекула была открыта в 1937 году - это был свободный химический радикал СН. В последующие четыре года в спектрах нескольких ярких бело-голубых звезд был обнаружен ионизованный радикал СН +, и радикал CN (циан). Но наблюдение всех этих атомов и молекул давало не очень много информации о межзвездном пространстве. Эти молекулы можно видеть только в направлении самых ярких звезд, в облаках, которые и не слишком плотны, и не слишком прозрачны. Кроме того, свет звезд, удаленных на расстояние более 2 или 3 тысяч световых лет, до нас не доходит, так, как сильно поглощается межзвездной пылью. И, наконец, все перечисленные вещества, кроме водорода, содержатся в космическом пространстве в небольших количествах и по ним еще нельзя делать выводов о составе всего межзвездного газа.
Все эти трудности удалось преодолеть лишь после возникновения радиоастрономии. Один из основных ее триумфов - обнаружение в 1951 году в межзвездном пространстве атомарного водорода, излучающего радиоволны длиной 21 сантиметр. Наблюдая с помощью радиотелескопа за этим излучением, астрономы могут просматривать Галактику на расстояния до 60 тысяч световых лет, поскольку волны длиной 21 сантиметр межзвездной пылью поглощаются слабо.
При изучении водорода в нашей Галактике (а на его долю приходится 5 - 7 процентов ее массы, в основном сосредоточенной в звездах) была доказана спиральная структура Галактики. Раньше об этой структуре имели лишь смутное представление.
В 1963 году радиоастрономы обнаружили в межзвездной среде гидроксил (ОН). К 1968 году линию ОН наблюдали уже в нескольких направлениях, причем эти направления всегда указывали на области НИ или молодые инфракрасные звезды.
СЛОЖНЫЕ МОЛЕКУЛЫ.
МЕЖЗВЕЗДНЫЕ МАЗЕРЫ
Сложные молекулы, состоящие из нескольких атомов, обнаружили в космосе в 1968 году. До этого большинство астрономов считало, что из-за очень низкой концентрации вещества в межзвездном пространстве образование молекул, содержащих больше двух атомов, маловероятно (маловероятна встреча нескольких атомов и даже двухатомные молекулы будут быстро распадаться под действием ультрафиолета и космических лучей.) Но вот в нескольких межзвездных облаках были обнаружены молекулы аммиака (NH3), а вслед за ними - водяные пары (Н2О).
К настоящему времени найдено более 25 типов молекул, среди них окись углерода СО, сероводород Н2S, формальдегид Н2СО и метиловый спирт СН3ОН.
Вернемся к гидроксилу, излучение которого, как уже сказано, приходит в основном от областей НII. Их температура выше, чем у межзвездной среды. Естественно было бы ожидать, что молекулы ОН будут поглощать часть излучения областей НИ, и линии молекул ОН будут видны в спектре, как линии поглощения. Однако во многих случаях в радиоспектре областей Н2 гидроксил давал не линию поглощения, а интенсивную узкую линию излучения, а это означает, что молекулы ОН «горячее», чем окружающие. Очевидно, какой-то механизм обеспечивает накачку этих молекул в возбужденное состояние, в котором они способны усиливать излучение окружающих молекул. В космическом облаке создается, таким образом, гигантский мазер.
Мазер - это предшественник лазера, он усиливает не свет, а радиоволны. Возбужденные молекулы ОН обладают высокой энергией. Когда одна из молекул переходит в состояние с более низкой энергией, она испускает фотон, отчего и другие молекулы высвобождают энергию с испусканием фотонов. В межзвездном облаке существует, какой-то источник энергии, обеспечивающий непрерывную накачку молекул обратно в возбужденное состояние. В пространство все время излучаются мощные радиоволны с характерной для гидроксила частотой.
Если гидроксил иногда выдает себя и в поглощении, то водяные пары наблюдаются только в спектре излучения радиоволн. Линии их излучения столь сильны, что если бы это излучение шло от обычного нагретого тела (от раскаленного облака паров), температура тела должна была бы составлять 10 13 градусов Кельвина. Ясно, что в космосе работают мазеры на водяных парах. Они всегда находятся в тех же местах, откуда приходит мощное мазерное излучение гидроксила. В тех областях космоса, где работают мазеры, концентрация частиц достигает примерно 108 молекул на см 3, а температура - от нескольких сотен до 1 000 0 К.
Где найдены межзвездные молекулы?
В последние два-три года ведется подробный обзор Галактики на волнах, характерных для гидроксила, формальдегида и окиси углерода. Оказывается, вблизи плоскости Галактики, в слое, толщина которого в окрестностях Солнца равна примерно 1 000 световых лет, концентрация молекул максимальна. Внутри этого диска наибольшее сгущение межзвездных молекул наблюдается в центре Галактики. Отсутствуют ли молекулы в других областях космоса или их просто нельзя там наблюдать только из-за того, что они находятся в невозбужденном состоянии и не испускают радиоволн, пока неизвестно.
Ясно, что молекулы находят в тех областях, где концентрация частиц высока, так, как и образование, и возбуждение молекул происходят в результате соударения атомов газа или пылинок, что, естественно, чаще случается в плотном облаке.
Много ли в космосе районов с высокой плотностью газа? В радиусе около 1 000 световых лет от Солнца расположено около десятка темных облаков. Во всей Галактике их наберется, что-нибудь около трех тысяч. Обычно диаметр облака порядка 12 световых лет, а масса пыли в нем может в 20 раз превышать массу Солнца. Можно предположить, что газа там в сто с лишним раз больше, чем пыли.
Гравитация вызывает постепенное сгущение, уменьшение темного облака. Из облака возникает протозвезда - газово-пылевой шар диаметром, вероятно, с солнечную систему. В протозвезде, согласно теории, уплотнение должно идти значительно быстрее вблизи ее центра, поэтому «новорожденные» звезды должны быть окружены большой оболочкой пыли и газа, которая, в свою очередь, окружена остатками межзвездного облака. Если молодая звезда испускает сильное ультрафиолетовое излучение, облако водорода вокруг нее ионизуется - возникает область HII, часто окутанная не ионизованным газом, до которого излучение не доходит.
По-видимому, молекулы присутствуют на каждой стадии превращения облака в звезду. Гидроксил, формальдегид и окись углерода найдены практически во всех спиральных рукавах Галактики и, возможно, имеются и в пространстве между ними. В самых крупных пылевых облаках присутствует также аммиак. Остальные же типы молекул найдены лишь в областях, где рождаются звезды,-либо в самих протозвездах, либо в неиоиизованном газе, окружающем области НИ.
Хороший пример последнего случая - Большая туманность в созвездии Ориона (см. рис. 1). В ней находится группа молодых горячих звезд - скопление Трапеция, «энергоцентр» туманности. Туманность окружена большим облаком нейтрального водорода, а то, в свою очередь, - большим темным облаком с несколькими протозвездами.
Молекулы найдены во всей туманности Ориона. Огромные облака окиси углерода и гидроксила простираются за пределы туманности. Направив радиотелескоп на центр туманности, астрономы нашли облака поменьше, состоящие из молекул синильной кислоты (HCN) и неизвестных молекул, излучение которых еще не расшифровано. Вблизи протозвезд высока концентрация молекул формальдегида, метилового спирта, моиосульфида углерода (CS), циана, аммиака и цианацетилена (HC3N). Обнаружены также очень маленькие «мазерные» облака гидроксила и водяных паров.
Еще более примечательна расположенная вблизи центра Галактики область НИ, известная, как источник Стрелец В2. Здесь найдено 8 молекул из 26, известных к началу 1973 года. Это огромное облако (поперечник около 20 световых лет) содержит в кубическом сантиметре до 108 частиц газа. Температура здесь не превышает 100°К, поэтому космический мазер здесь не возник.
Условия, необходимые для возникновения мазера, существуют в протозвездах и в наружных областях некоторых очень холодных звезд. Холодные красные звезды известны уже давно и в их спектрах найдены линии водорода, воды, окиси углерода, радикалов CN, и СН, углерода, синильной кислоты и ацетилена. В 1968 году были обнаружены и невидимые глазом инфракрасные звезды. Из их окрестностей приходит сильное мазерное излучение гидроксила и паров воды. Должно быть, гидроксил и вода находятся в оболочке газа и пыли, окружающей звезду и накачка мазера идет за счет инфракрасного излучения звезды.
ЧТО МЫ УЗНАЕМ О КОСМОСЕ.
ИЗУЧАЯ КОСМИЧЕСКИЕ МОЛЕКУЛЫ?
Прежде всего мы получаем непосредственную информацию о свойствах межзвездных облаков.
Когда молекула излучает или поглощает энергию (это и приводит к появлению линий в оптическом или радиоспектре), меняется ее состояние. Каждая молекула вращается вокруг характерной для нее оси симметрии. Если это вращение изменяется, то молекула излучает или поглощает электромагнитные волны с длиной волны от 1 до 6 миллиметров, то есть в микроволновой области спектра. Кроме того, входящие в молекулу атомы колеблются относительно друг друга. Если эти колебания изменяются, возникают линии поглощения или излучения в инфракрасной части спектра. А если в атомах или молекулах электроны начинают перескакивать с одной орбиты на другую, то возникает излучение или поглощение в видимой и ультрафиолетовой частях спектра.
Возьмем для примера простейшую - линейную и двухатомную - молекулу CS (рис. 4). В межзвездной среде молекула обычно имеет наименьшую электронную и колебательную энергию, и может только двигаться поступательно и вращаться вокруг своей оси. Если она столкнется с другой частицей, то может изменить свое вращение, испустив или поглотив при этом фотон (квант излучения). Предоставленная затем самой себе, молекула испускает фотоны, пока не перейдет в состояние с наименьшей энергией. Время, которое она на это затратит, зависит от строения молекулы. Молекула CS успевает «успокоиться» после столкновения в среднем за 4 часа.
Принимаемое астрономами излучение молекулы CS показывает, что она находится в возбужденном состоянии. Скорее всего ее возбуждают столкновения с другими частицами. Если это так, то, зная время «успокоения», можно прикинуть концентрацию этих частиц, необходимую для удержания молекул CS в возбужденном состоянии. Рассчитано, что вблизи областей Н II концентрация частиц в облаках CS должна составлять 1 000 000 частиц в см3.
С помощью молекул можно определять не только концентрацию, но и температуру в межзвездном облаке. Для этой цели удобнее использовать такие молекулы, которые эффективно (быстро) возбуждаются и медленно теряют энергию путем излучения. Таковы молекулы окиси углерода и аммиака. Медленно излучая свою энергию, молекула СО, например, приходит в тепловое равновесие со средой, что дает возможность определить температуру этой среды. Измеряя интенсивность излучения молекул СО, определили, что внутри больших пылевых облаков температура равна 25°К, а в молекулярных облаках, окружающих эти области, температура достигает 100°К.
Итак, излучение межзвездных молекул дает много сведений о температуре и плотности межзвездных облаков. А нельзя ли определить по излучению и химический состав облаков? Нет, нельзя. Большинство межзвездных молекул не находится в тепловом равновесии с окружающей средой и неизвестно, какая их часть возбуждена. Самый яркий пример неравновесного состояния - космические мазеры. Если определять количество гидроксила и воды в районе, где действует такой мазер, результат будет отличаться от истинного количества в 100 - 1 000 раз!
Что же известно о химическом составе облаков? Межзвездные облака, в которых не видно молекул, почти полностью состоят из частиц пыли и молекулярного водорода (излучение молекулярного водорода наблюдать пока еще не удается). В любом облаке, содержащем достаточное число молекул для наблюдения их в радиодиапазоне, имеется также много пыли, которая поглощает свет от расположенных за облаком звезд, поэтому в ультрафиолетовой или видимой части спектра молекулы можно наблюдать только в облаках с низкой концентрацией.
Результат изучения химического состава Вселенной, кратко говоря, таков. Громадная часть атомов в космосе - это атомы водорода. На каждые 10 000 атомов водорода приходится 4 атома кислорода, 2 атома углерода, 1 - 2 атома азота и атом серы. Этот состав определен по спектрам звезд, расположенных вблизи Солнца. Если такой же химический состав имеют и межзвездные облака, то наблюдаемые молекулы должны включать в себя все наличные атомы углерода и около 30% атомов кислорода. Что же касается азота, то здесь картина обратная в наблюдаемые молекулы входит лишь 0,0001% содержащихся в космосе атомов.
Итак, в облаках образуются в основном органические молекулы, то есть молекулы, содержащие углерод. В космическом пространстве были найдены все простейшие ор36
панические молекулы, а простые неорганические обнаружить не удалось, несмотря на тщательные поиски. В чем здесь дело - пока неизвестно.
Несколько слов о процентном содержании разных изотопов в межзвездной среде. Удивительно, что он почти одинаков с изотопным составом земных веществ. Исключение представляет лишь область вблизи центра Галактики, где отношение С12 к С13 вдвое меньше, чем во всех других местах. Возможно, в звездах, расположенных в области с аномальным изотопным составом, идут ядерные реакции с использованием углерода.
Близость изотопного состава межзвездного вещества и вещества Земли указывает на то, что за 5 миллиардов лет, прошедших с момента образования Земли, межзвездная химия мало изменилась.
РОЖДЕНИЕ И ГИБЕЛЬ МОЛЕКУЛ
Как мы уже упоминали, обнаружение в космосе даже таких простых молекул, как CN, СН, и СН-|-, было большой неожиданностью для астрономов.
Если молекулы будут разрушаться быстрее, чем идет их образование, то время жизни молекулярного облака окажется очень коротким. Межзвездные молекулы гибнут либо под ударами ультрафиолетовых лучей, либо просто «вымерзая» на поверхности космических пылинок. Недавно при опытах по разложению веществ ультрафиолетовыми лучами получили весьма интересные результаты оказывается, если такие молекулы, как вода, аммиак, формальдегид и сернистый карбонил, не защищены пылью, то под действием средней (для Галактики) интенсивности ультрафиолетового излучения они распадаются менее чем за сто лет - мгновение по астрономическим масштабам.
Но пылевые облака - хорошая защита от ультрафиолетовых лучей. Они так ослабляют излучение, что время жизни молекул может растянуться до 10 миллионов лет. Можно полагать поэтому, что межзвездные молекулы и возникают в самих пылевых облаках, где их сейчас наблюдают.
Внутри больших пылевых облаков концентрация пылинок такова, что молекула конденсируется на поверхности пылинки за 100 тысяч лет. В облаке так холодно, что вряд ли молекула опять перейдет в газ. Период в 100 000 лет много короче времени жизни облаков. Следовательно, независимо от того, как возникают молекулы, они должны за время жизни облака многократно, каким-то образом отрываться от частиц пыли. Возможно, их «отбивают» космические лучи или ультрафиолетовые лучи, которым все же в небольшом количестве удается проникнуть в облако. А может быть, регенерацию газа обеспечивают невидимые источники инфракрасного излучения.
В плотных молекулярных облаках, связанных с областями НИ, ситуация значительно сложнее. Из-за большой плотности этих облаков молекулы прилипают к пылинкам очень часто - раз в сто лет. Но зато здесь теплее и многие молекулы способны снова испариться, перейти в газообразную фазу. Пока молекула сидит на поверхности пылинки, могут возникать реакции с образованием новых, более сложных молекул. Видимо, именно поэтому вблизи областей НИ находят больше сортов сложных молекул, чем в более разреженных пылевых облаках.
Среди астрофизиков нет единого мнения о том, как возникают межзвездные молекулы. Но можно полагать, что наиболее вероятные механизмы их образования - столкновение, и «слипание» атомов в газе и возникновение молекул в плотных слоях протозвезд незадолго до их превращения в самосветящиеся звезды. По другой гипотезе, объединение газа в сложную молекулу идет на поверхности пылинок, а затем молекулы отрываются от пылинки под действием ультрафиолета, космических лучей или при повышении температуры. Возможно, молекулы образуются несколькими способами.
Теперь уже можно сказать, что зародилась новая наука - астрохимия. Наши знания о межзвездных молекулах хотя и полны пробелов, но беспрерывно возрастают благодаря помощи исследователей, далеких от астрономии. Так, микроволновая спектроскопия принесла точные данные о частотах, на которых следует искать молекулы; фотохимики измерили вероятность разрушения молекул ультрафиолетовым излучением. Биохимики уже много лет проводят эксперименты, в которых изучаются механизмы образования простых органических молекул, так, как этот вопрос тесно связан с проблемой происхождения жизни. После открытия в космосе четырех молекул, необходимых для создания «биологических» соединений (речь идет о воде, формальдегиде, радикале СН, и метиловом спирте), эти эксперименты стали связаны с волнующей возможностью найти в межзвездном пространстве примитивную жизнь или хотя бы аминокислоты - те «кирпичики», из которых строится белок.
Молекулярная спектроскопия превратилась в мощный метод астрономических исследований. Сейчас он применяется в основном для изучения пылевых облаков, находящихся в нашей Галактике. Вскоре, наверное, появится возможность изучать молекулярный состав облаков и в других галактиках.
ЛИТЕРАТУРА
1. Б. А. Воронцов-Вельяминов. Галактики, туманности и взрывы во Вселенной. М„ «Просвещение», 1967.
2. М. Гринберг. Межзвездная пыль. М„ «Мир», 1970.
3. Космические мазеры. Сборник статей. М.. «Мир», 1974.
4. Д. Рэнк, Ч. Таунс. У. Уэлч. Молекулы и плотные облака в межзвездном пространстве. «Успехи физических наук», т. 112, вып. 2, 1974.
