Иосиф Шкловский - Звезды - их рождение, жизнь и смерть

Кроме непрерывного спектра, зоны Н II излучают еще радиолинии. Природа этих линий весьма своеобразна. Они возникают при переходах между соседними весьма высоко возбужденными уровнями атомов, водорода, а также других элементов. Речь идет об уровнях, для которых главное квантовое число n 100—200 и даже больше. Такие уровни «заселяются» после рекомбинаций электронов с протонами [ 10 ] 7 Забавно, что высоковозбужденные атомы имеют размеры 10 - 2 см, т.е. в десятки тысяч раз больше, чем нормальные атомы, так как диаметр боровской орбиты пропорционален n 2 . Заметим, что в лабораторных плазмах, а также в звездных атмосферах столь высокое возбуждение атомов никогда не достигается — этому мешает взаимодействие возбужденного атома с окружающими заряженными частицами. Рекомбинационные радиолинии лучше всего наблюдать на сантиметровом и миллиметровом диапазоне.

Представляется очевидным, что линии несут в себе значительно больше информации, чем непрерывный спектр, так как исследование профилей открывает возможность изучить движение излучающих облаков. В настоящее время метод изучения зон Н II по рекомбинационным радиолиниям, причем не только водорода, но и гелия, углерода, а также других элементов, является едва ли не самым эффективным.

Характернейшей особенностью межзвездной среды является большое разнообразие имеющихся в ней физических условий. Там имеются, во-первых, зоны Н I и зоны Н II, кинетическая температура которых различается на два порядка. Имеются сравнительно плотные облака с концентрацией частиц газа, превышающей несколько тысяч на кубический сантиметр, и весьма разреженная среда между облаками, где концентрация не превышает 0 , 1 частицы на 1 см 3. Имеются, наконец, огромные области, где распространяются сильные ударные волны от взрывов звезд (см. § 16), нагревающие газ до температуры 10 6К. В этом параграфе мы сосредоточим наше внимание на сравнительно плотных, холодных газово-пылевых комплексах, физические процессы в которых отличаются большим своеобразием.

Наряду с отдельными облаками как ионизованного, так и неионизованного газа в Галактике наблюдаются, значительно большие по своим размерам, массе и плотности агрегаты холодного межзвездного вещества, получившие название «газово-пылевых комплексов» [ 11 ] В последнее время все большее распространение получают термины «темные» и «черные» облака. «Черные» облака более плотны и в них величина поглощения света A > 5 (т. е. интенсивность оптического излучения, проходящего облако, ослабевает больше чем в 100 раз). . На небе астрономам уже давно известно довольно много таких комплексов. Один из ближайших к нам и, пожалуй, лучше всего исследованный комплекс находится в созвездии Ориона (см. рис. 2.3). Он включает в себя знаменитую туманность Ориона, плотные, поглощающие свет газово-пылевые облака и ряд других примечательных объектов. Для нас самым существенным является тс, что в таких газово-пылевых комплексах происходит важнейший процесс конденсации звезд из диффузной межзвездной среды. Об этом будет идти речь ниже, здесь же мы остановимся на интересном вопросе о происхождении таких комплексов. Конечно, этим вопросом можно было бы и не интересоваться, принимая газово-пылевые комплексы как реальный наблюдательный факт. Но такой чисто эмпирический путь исследования при всей его несомненной полезности не помогает глубоко понять суть явления и заложенную в самой его природе неизбежность . Во введении мы уже подчеркивали, что современная астрофизика насквозь исторична . Нельзя считать до конца понятым происхождение звезд из диффузной межзвездной среды, если неизвестно происхождение массивных, плотных газово-пылевых комплексов. Их происхождение нельзя понять как следствие тепловой неустойчивости межзвездной среды, о которой речь шла выше. Такая неустойчивость может привести лишь к образованию отдельных облаков, вкрапленных в значительно более разреженную среду. Ключом к пониманию происхождения массивных газово-пылевых комплексов являются некоторые свойства межзвездного магнитного поля.

Речь идет прежде всего об «упругости» магнитных силовых линий этого поля. Направление этих линий в основном параллельно плоскости галактического экватора. Так как облака межзвездной среды, образовавшиеся в результате ее тепловой неустойчивости, более или менее сильно ионизованы и поэтому представляют собой проводящую среду, они не могут двигаться поперек силовых линий — это сразу же искривило бы силовые линии и вызвало силу, направленную против движения. Следовательно, облака сравнительно быстро были бы остановлены. Поэтому они могут двигаться только по силовым линиям магнитного поля, как бы «скользя» вдоль них. Теперь представим себе, что по какой-то причине, может быть даже случайно, в системе (горизонтально» простирающихся силовых линий образовалась небольшая «впадина», «ложбина». Тогда под действием силы тяжести облака будут «соскальзывать» в такую ложбину. От этого масса газа во впадине увеличится и под влиянием его тяжести «ложбина» будет прогибаться еще сильнее. Ее «склоны» станут круче, и скорость втекания облаков межзвездного газа увеличится. В результате такого своеобразного характера неустойчивости межзвездной намагниченной плазмы (так называемая «неустойчивость Рэлея — Тэйлора») в системе межзвездных силовых линий образуются глубокие «ямы», наполненные довольно плотным газом (рис. 3.1). Это и есть газово-пылевой комплекс.