Звезды: их рождение, жизнь и смерть

Шкловский Иосиф Самуилович

Любопытно, однако, отметить, что отношение концентрации дейтерия и водорода, полученное из анализа молекул радиолиний HCN и DCN, оказалось в 40 раз больше, чем на Земле. Существенно также, что это отношение в 80 раз больше полученного из прямого анализа интенсивности межзвездной радиолинии дейтерия 92 см (см. § 2). По-видимому, причина такого расхождения кроется в чисто химических процессах образования этих молекул и никакого отношения к «ядерной» истории межзвездной среды не имеет.

Таким образом, применение методов астро-радио-спектроскопии к исследованию облаков межзвездной среды дало богатейшие результаты. Прежде всего эти исследования выявили существование нового класса облаков межзвездной среды — молекулярных облаков, «аккумулировавших» в себя значительную часть межзвездного вещества [ 14 ] . Детальное изучение радиолиний большого количества молекул и их изотопов впервые открыло возможность понять природу физико-химических процессов, которые там происходят. Без преувеличения можно сказать, что тем самым вопрос о конденсации межзвездного вещества в звезды впервые был поставлен на прочную

научную основу. Без радиоастрономии мы в этой важнейшей проблеме до сих пор топтались бы на месте. Однако эффективность радиоастрономических методов этим не ограничилась. Исследователей поджидал здесь один сюрприз.

14

Из анализа линий поглощения СО в области галактического центра выяснилось, что по крайней мере 90% присутствующего там межзвездного газа находится в молекулярном состоянии. Кроме того, весьма большое количество молекулярных облаков концентрируется внутри самого мощного внутреннего рукава Галактики, удаленного от ее центра на расстояние около 4 кпс.

Глава 4 Космические мазеры

Довольно скоро после открытия первых радиолиний межзвездного гидроксила, при выполнении рутинной программы наблюдений различных облаков межзвездного газа на волне 18 см (линия ОН!) совершенно неожиданно было обнаружено новое, исключительное впечатляющее явление. Обычно линии межзвездного гидроксила наблюдались в поглощении в спектре ярких радиоисточников. Как правило, эти линии были очень слабы, «глубина поглощения» редко превышала несколько процентов. Велико же было изумление радиоастрономов, когда в направлении на некоторые, ничем до сих пор не примечательные туманности, линии ОН были обнаружены в излучении, причем их яркость оказалась исключительно большой. Исследователи буквально не поверили своим глазам и, растерявшись, решили, что излучает эти линии не «банальная» молекула ОН, а некая неизвестная субстанция, для которой даже подобрано было подходящее название — «мистериум». Однако буквально через считанные недели «мистериум» разделил судьбу своих «оптических братьев» — «небулия» и «корония». Только для «развенчания» последних потребовались десятилетия, а «мистериум» не протянул и пары недель... Неплохая иллюстрация ускоряющихся темпов развития науки за последнее столетие!

Прежде всего, всякие сомнения в ответственности молекулы ОН за наблюдаемый удивительный феномен отпадают по той простой причине, что наблюдаются все четыре линии гидроксила как раз на тех частотах, где им и полагается быть. Однако относительные интенсивности их находятся в причудливом отношении, совсем не таком, каким полагается ему быть на основании простой теории, подтверждаемой наблюдениями слабых линий поглощения. Эта теория предсказывает для отношения интенсивностей линий ОН с частотами 1667, 1665, 1612 и 1720 МГц значения 9 : 5 : 1 : 1. Между тем уже первые наблюдения над вновь открытыми странными источниками линий излучения ОН показали, что самой интенсивной, как правило, является линия 1665, в то время как «линии-сателлиты» 1612 и 1720 МГц либо совсем отсутствуют, либо весьма слабы. Вскоре были обнаружены другие источники такого же типа, где самыми яркими как раз являются линии-сателлиты: в одних случаях 1612 МГц, в других — 1720 МГц. Итак, первая особенность линий «мистериума» — это их огромная интенсивность, в то время как второй особенностью является полное «искажение» относительных интенсивностей различных линий. Сразу же была обнаружена еще одна интересная особенность этих линий — их спектральный профиль состоит из довольно большого количества чрезвычайно узких максимумов, разбросанных на спектральном участке шириною в десятки килогерц (рис. 4.1). Профиль всякой спектральной линии (в том числе и радиолинии) определяется эффектом Доплера, возникающим вследствие движения излучающих частиц (атомов, молекул) в направлении луча зрения. Из анализа спектрального профиля необычных линий излучения ОН прежде всего следует, что излучающая область состоит из нескольких источников, движущихся друг относительно друга со скоростями в несколько километров в секунду, или несколько десятков километров в секунду. Что всего примечательнее, так это необыкновенная узость максимумов, меньше чем 1 кГц в шкале частот! С такими узкими линиями астрономы еще не имели дело. Если считать, что спектральная ширина каждого максимума определяется тепловыми движениями излучающих молекул ОН, то из крайней узости этих спектральных деталей следует, что кинетическая температура газа в излучающей области должна быть чрезвычайно низкой, всего лишь несколько кельвинов. Но этому противоречит огромная яркость линии, которой можно привести в соответствие только очень высокую температуру (разумеется, если считать это излучение тепловым). Стало ясно, что никакого «мистериума» в природе нет, а излучают обычные молекулы ОН, но только находящиеся в необычных условиях.

 

Рис. 4.1: Профили радиолиний мазерного излучения от молекулы ОН от источника, находящегося в туманности W 3.

Дальнейшие наблюдения выявили новые интересные свойства этого необычного излучения. Оказалось, например, что оно сильнейшим образом поляризовано, причем, как правило, наблюдается круговая поляризация. В пределах одного и того же источника отдельные узкие максимумы его профиля почти на 100% поляризованы, причем у одних максимумов наблюдается «левая» круговая поляризация, а у других —

«правая».

Уже из первых наблюдений следовало, что угловые размеры источников излучения линий ОН необычайно малы. Особенно это ясно стало после того, как эти источники стали исследоваться при помощи радиоинтерферометров. Наблюдения показали, что угловые размеры источников излучения порядка секунды дуги, между тем как угловые размеры зон Н II, в которых они обычно наблюдаются, часто исчисляются десятками угловых минут. Однако, как оказалось, даже секунды дуги не характеризуют «истинные» угловые размеры источников.

Самую ценную информацию дали наблюдения источника «мистериума» с помощью «межконтинентальных» радиоинтерферометров, о которых речь шла во введении к этой книге. Так как разрешающая способность таких интерферометров фантастически велика, порядка одной тысячной секунды дуги, то выполненные с их помощью наблюдения позволили выявить пространственную структуру источников аномального излучения линий ОН. Эта структура оказалась весьма нетривиальной.

 

Рис. 4.2: Структура мазерного источника в туманности W 3 (числа означают лучевые скорости конденсаций, символы «Л» и «П» означают левую и правую круговую поляризацию излучения соответствующих конденсаций).

Рассмотрим для определенности один из хорошо исследованных источников, находящийся в «диффузной» туманности W 3 (рис. 4.2). Сравнительно грубые интерференционные наблюдения позволили сделать вывод, что угловые размеры этого источника около 1,5 секунды дуги. Однако наблюдения на «межконтинентальном» интерферометре показали, что в этом случае на площадке размером в 1

,5 «разбросано» около десятка исключительно компактных источников, каждый из которых излучает одну очень узкую линию, причем частоты линий от различных источников несколько различны и соответствуют частотам «максимумов» спектрального профиля, приведенного на рис. 4.1. Угловые размеры каждого из таких источников исключительно малы, порядка нескольких тысячных секунды дуги! Зная расстояние до туманности W 3 (около 2000 парсек), по измеренным угловым размерам можно найти линейные размеры излучающих яркие линии «облаков». Они не превышают 10¹⁴ см, что всего в десять раз больше, чем расстояние от Земли до Солнца. Заметим, что существуют красные гигантские звезды, размеры которых близки к 10¹⁴ см. Протяженность всей области, в которой находятся эти облака, не превышает сотой доли парсека. Эти облака движутся, что следует из небольших различий в частотах линий ОН, излучаемых каждым из таких облаков. Указанные различия обусловлены эффектом Доплера, откуда следует, что относительные скорости облаков порядка нескольких километров в секунду. Аналогичной структурой обладают и другие источники аномального излучения линий ОН.

По мере накопления наблюдательного материала выяснилось, что источники загадочного излучения отнюдь не образуют однородную группу объектов. Оказалось, что существуют по крайней мере три типа таких источников. Первый тип характеризуется огромной интенсивностью компонент линий гидроксила с частотами 1665 и 1667 МГц. Источники этого типа ассоциируются с зонами Н II и имеют структуру, которая была описана выше. Источники второго типа характеризуются только усилением компоненты 1612 МГц. Эти источники надежно отождествляются с красными и инфракрасными гигантскими звездами. Наконец, у источников третьего типа усиливается линия 1720 МГц. Обычно они проектируются на радиотуманности — остатки вспышек сверхновых звезд (см. § 16). Хотя последние два типа источников, конечно, весьма интересны, особый интерес представляют источники первого типа, так как скорее всего именно они имеют отношение к процессу звездообразования.

Сочетание очень большого потока радиоизлучения от облаков с их исключительно малыми угловыми размерами означает, что поверхностная яркость источников фантастически велика. Мы можем эту яркость выразить в температурных единицах. Если бы абсолютно черное тело на частотах линий имело бы такую же поверхностную яркость, его температура была бы больше, чем 10¹⁴ К. Тот факт, что спектральная ширина линий соответствует температуре всего лишь в несколько десятков кельвинов, означает, что найденная выше «яркостная» температура никакого отношения к реальной, кинетической температуре излучающего вещества не имеет.

В 1969 г. группа сотрудников Калифорнийского университета во главе с упоминавшимся выше профессором Таунсом открыла новый тип исключительно ярких «сверхкомпактных» источников, излучающих радиолинию водяных паров на волне 1,35 см. Эта линия возникает при переходах между шестым и пятым вращательными уровнями основного электронно-колебательного состояния трехатомной молекулы Н₂О. Как правило, эти источники наблюдаются там же, где и компактные источники ОН первого типа. Яркостная температура источников Н₂О даже больше, чем у источников ОН, и достигает рекордного значения 10¹⁵ К! По-видимому, она выше, так как методами межконтинентальной радиоинтерферометрии для большинства этих источников определена лишь верхняя граница угловых размеров, которая в ряде случаев равна 0,0003 секунды дуги.