Основные компоненты межзвездной среды (МЗС)
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
1. |
Газ (атомы, молекулы, ионы, электроны) |
~ 99% массы |
2. |
Пыль |
~ 1% массы |
3. |
Магнитные поля |
~ 0% массы |
4. |
Космические лучи |
~ 0% массы |
5. |
Электромагнитное излучение |
~ 0% массы |
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).
Наблюдения молекул
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 ~103 см 3 (плотность ~10-21 г/см3). 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 =106-108. 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
2 |
AlF |
АlСl |
C2 |
CH |
CH+ |
CN |
||||
CN+ |
СО |
CO+ |
CP |
CS |
CSi |
|||||
Н2 |
НСl |
HF |
KCl |
LiH |
N2+ |
|||||
NH |
NO |
NS |
NaCl |
OH |
OH+ |
|||||
PN |
S2 |
SH |
SO |
SO+ |
SiN |
|||||
SiO |
SiS |
|||||||||
3 |
С3 |
C2H |
C2O |
C2S |
CH2 |
CO2 |
||||
HCN |
HCO |
HCO+ |
HCS+ |
H3 |
HOC+ |
|||||
Н20 |
H2S |
HNC |
HNO |
MgCN |
MgNC |
|||||
NH2 |
N2H+ |
N20 |
NaCN |
OCS |
SO2 |
|||||
c-SiC2 |
||||||||||
4 |
с-С3Н |
l-C3H |
C3N |
C3O |
C3S |
C2H2 |
||||
СН3 |
HCCN |
HCNH+ |
HNCO |
HNCS |
HOCO+ |
|||||
Н2СО |
H2CN |
H2CS |
H3O+ |
NH3 |
SiC3 |
|||||
5 |
C5 |
C4H |
C4Si |
l-C3H2 |
c-C3H2 |
CH2CN |
||||
CH4 |
HC3N |
HC2NC |
HCOOH |
H2CHN |
H2COH+ |
|||||
H2C2O |
H2NCN |
HNC3 |
SiH4 |
|||||||
6 |
С5Н |
с2нц |
CH3CN |
CH3NC |
CH3OH |
|
CH3SH |
|||
НС4Н |
hc3nh+ |
HC3HO |
HCONH2 |
|
l-H2C4 |
C5N |
||||
7 |
C6H |
CH2CHCN |
CH3C2H |
HC5N |
HCOCH5 |
|
NH2CH3 |
|||
С-С2Н4O |
||||||||||
8 |
СН2ОНСНО |
CH3COOH |
|
CH3C3N |
HCOOCH3 |
|
C7H |
HC6H |
||
H2C6 |
||||||||||
9 |
CH3C4H |
CH3CH2CN |
|
(CH3)2O |
CH3CH2OH HC7N |
HC7N |
C8H |
|||
10 |
(СН3)2 СО |
|||||||||
11 |
HC9N |
|||||||||
13 |
HC11N |
В левой колонке указано число атомов в молекуле. Буквой «с» отмечены циклические молекулы, буквой «l» — линейные.
При таком моделировании также возникает немало проблем. Обсуждение вопросов, связанных с межзвездной химией, можно найти в работах автора (Бочкарёв, 2009) и других исследователей (Каплан, Пикельнер, 1979; Далгарно, 1979, 1986; Tielens, 2005; Lemaire, Combes, 2007).
Многие молекулы обнаружены в сотнях и тысячах различных объектов, хотя большинство других удалось пока наблюдать лишь в нескольких наиболее изученных молекулярных облаках. Чувствительность современных радиоастрономических измерений позволяет изучать молекулы не только в нашей Галактике, но и в других галактиках. В настоящее время в других галактиках найдено около 50 различных молекул. Наша Галактика не уникальна по количеству межзвездного вещества в молекулярной форме. Есть галактики, у которых доля массы, приходящаяся на молекулы, как заметно больше, так и значительно меньше, чем в Галактике.
На рис. 3 приведена схема строения молекулярного облака. Показано, что УФ излучение звезд проникает в облако и постепенно ослабляется (UV на рис. 3).
Рис. 3. Схема строения молекулярного облака
Рис. 4. Относительные содержания молекул в молекулярных облаках.
Для каждой из молекул, перечисленных в нижней части рисунка, приведены десятичные логарифмы содержаний молекул относительно Н2 (по числу молекул) в четырех хорошо изученных молекулярных облаках. Названия облаков указаны в правой верхней части рисунка.
По мере ослабления этого излучения по направлению к центру облака падает температура и растет плотность вещества. Положительно заряженные атомарные и молекулярные ионы постепенно сменяются нейтральными атомами и молекулами. От гравитационного коллапса облако удерживают внутренние движения и магнитные поля. Тем не менее, отдельные сгустки молекулярного облака способны превращаться в звезды. Молодые маломассивные звезды типа Т Тельца (схематически показаны в центре рисунка) своим излучением вызывают подогрев внутренних частей молекулярного облака, поддерживают «энергетику» химических реакций и сбрасывают часть молекул, намерзших на пылинки, в газовую фазу.
Относительные содержания молекул в четырех молекулярных облаках показано на рис. 4. Они сравнительно мало меняются от облака к облаку. Естественно, наиболее велико содержание молекулярного водорода Н2. Но эта молекула трудна для наблюдения, поскольку не имеет дипольного момента и, соответственно, сильных спектральных линий. Второе место занимают молекулы угарного газа СО. С точностью до ошибок измерений во всех облаках количество молекул СО составляет – 10-4 числа молекул Н2. Молекула СО легко наблюдается по сильным и удобным для измерений эмиссионным (реже абсорбционным) вращательным радиолиниям λ = 2.6 мм и λ = 1.3 мм, принадлежащим 5 изотопическим вариантам этой молекулы. Содержание более сложных молекул мало зависит от их сложности и колеблется в пределах 10-7 – 10-9 количества молекул Н2.
Рис. 5. ИК полосы — источник информации о молекулах, из которых состоят межзвездные пылинки. По горизонтальной оси — длины волн в микронах; по вертикальной оси — спектральные плотности потоков излучения в янских (1 Ян = 10-23 Вт/м2 Гц) от области звездообразования W33A. Указаны отождествления полос поглощения. Символом X обозначен неоднозначно определяемый фрагмент молекулы.
Таблица 5. Инфракрасные полосы в спектрах межзвездной пыли и образующие их вещества
Тугоплавкие составляющие
Вещества |
Полосы |
Аморфные силикаты Аморфный углерод Кристаллические силикаты |
9.7 и 18 мкм 0.218 мкм много |
Льды
Вещества |
Полосы |
Вещества |
Полосы |
Н20 |
3.0 μm stretch |
CH3OH |
3.54 μm С-Н stretch |
Н20 |
6.0 μm |
CH3OH |
3.9 μm combination |
Н20 |
10 μm libration |
CH3OH |
2.4 μm overtone |
Н20 |
44 μm |
СН3ОН |
9.7 μm C-O stretch |
HDO |
4.1 μm stretch |
CH3OH |
8.9 μm CH3-rocking |
СО |
4.67 μm polar |
CH5OH |
6.8 μm CH and OH deformation |
СО |
4.67 μm apolar |
XCN |
4.62 μm |
С02 |
4.27 μm stretch |
Н2 |
2.415 μm |
со2 |
15.3 μm bend |
NH3 |
9.009 μm inversion |
DCS |
4.9 μm |
NH3 |
6.158 μm NH deformation |
СП, |
7.67 μm |
Н2СО |
5.81 μm v2 |
HCOOH |
7.24 μm |
Приведены длины волн полос в микронах. Для льдов также указаны типы колебаний молекул, ответственных за образование полос. Символом X обозначен неоднозначно определяемый фрагмент молекулы.
На сайте ca.skbkontur.ru Вы сможете заказать нескольких типов электронных цифровых подписей, которые позволят вам принимать участие в: торгах по продаже имущества банкротов, госзаказах, имущественных торгах или самостоятельно торговать на всех доступных площадках.