Знание-сила 2006 № 09 (951)

Есть, конечно, еще тепловое излучение пыли, которой гораздо больше, чем примесных молекул, — ее массовая доля в межзвездной среде составляет примерно 1%. Но оно не особенно информативно, так как по наблюдениям теплового излучения в ограниченном диапазоне частот можно определить только плотность вещества, сделав к тому же какое-то предположение о его температуре. Исследование же спектральных линий примесных молекул позволяет определить не только плотность и температуру, но и скорость движения газа (правда, только по лучу зрения).

Но вот беда — молекул этих очень мало! Самая обильная после водорода молекула — оксид углерода СО: одна штука на 10000 молекул Н 2. Других молекул и того меньше. Говоря образно, вместо самих облаков молекулярного водорода мы видим их призраки, туманные очертания, нарисованные излучением молекул, которые в большинстве своем слишком малочисленны, чтобы играть в жизни облака сколько-нибудь существенную роль.

К тому же низкое содержание примесных молекул — не единственная проблема. Та же молекула СО, например, несмотря на малое присутствие, видна очень хорошо, и нет ни одного молекулярного облака, в котором она не была бы обнаружена. Вопрос в том, насколько хорошо эти молекулы перемешаны с молекулярным водородом. Допустим, мы построили карту молекулярного облака в излучении аммиака и увидели на этой карте особенно яркое пятно. Что это означает? Что мы наткнулись на невидимое телескопу плотное облако или там просто по каким-то причинам повышено содержание молекул аммиака?

Ответить на этот вопрос должны астрохимические модели, разработка которых ведется в нескольких астрономических институтах мира, в том числе в Московском институте астрономии РАН. Конечно, в идеале такие модели должны описывать, как меняется молекулярный состав межзвездной среды на всем протяжении ее эволюции — от разреженного межзвездного газа до протопланетного диска. Иными словами, заложив в модель известный из наблюдений исходный атомарный состав, мы в итоге должны получить содержание различных молекул в кометных ядрах, которое также известно из наблюдений. Но пока до создания такой всеобъемлющей модели очень далеко, так что поле для работы еще остается!

Утверждение о том, что молекулы не играют существенной роли в жизни плотных облаков, нуждается в двух уточнениях. Во-первых, наблюдаемое нами спектральное излучение — это не просто поток информации об условиях в облаке. Это еще и уносимая из облака энергия. Когда в одной молекуле сочетаются эффективность излучения и относительно высокое содержание, она вносит большой вклад в энергетический баланс облака.

Во-вторых, с точки зрения движения межзвездного вещества, важны молекулярные ионы, которые определяют, насколько сильно это вещество взаимодействует с галактическим магнитным полем. Когда мы говорим об ионизованном газе, в голову приходят такие слова, как "плазма", "ионизующие излучения" и прочая терминология атомного взрыва. Но в темных облаках нет ни ионизующих излучений, ни высоких температур, поэтому степень ионизации в них зависит от содержания ионизованных молекул, а это содержание в свою очередь определяется химическими реакциями.

Отсутствие легко наблюдаемых линий — не единственная проблема космического молекулярного водорода. Другая его загадка, которая теперь вроде бы решена, состоит в механизме формирования этой молекулы. Молекулярные облака образуются в результате сжатия межзвездного газа, водород в котором находится исключительно в виде атомов или ионов. Объединить два атома водорода в молекулу не так-то просто: она образуется с выделением примерно 4,5 электровольта энергии, которую нужно куда-то девать. Решить эту проблему могли бы трехчастичные столкновения — два атома объединяются в молекулу, а третий уносит избыточную энергию. Но в условиях низкой космической плотности трехчастичные столкновения происходят исключительно редко и начинают играть важную роль лишь в самых плотных областях протопланетных дисков.

В 1972 году известный американский астрофизик Юджин Солпитер предположил, что роль третьего тела в образовании молекулы водорода играет пыль. Попав на поверхность пылинки, атом водорода беспорядочно перемещается по ней до тех пор, пока не столкнется с другим таким же атомом и не сольется в молекулу Н 2. Выделяющаяся при этом энергия уходит на нагрев пылинки и на отрыв молекулы водорода от ее поверхности. Но к пылинкам прилипают атомы не только водорода, но и других элементов. Странствуя по поверхности пылевых частиц, они тоже объединяются в молекулы — аммиака, воды, оксида углерода, — которые постепенно окружают пылинку "ледяной" коркой. В нее входят не только молекулы, образующиеся на пыли, но и примерзающие к ней молекулы из газа.