Звезды: их рождение, жизнь и смерть - [8]

Подлинная революция в исследовании межзвездной среды оптическими методами наступила в последние годы в связи с впечатляющими достижениями внеатмосферной астрономии. К настоящему времени (1983 год) наиболее полное исследование химического состава сравнительно близких к нам облаков межзвездного газа было выполнено на американском специализированном астрономическом спутнике, носящем название «Коперник» (см. «Введение»). Как уже говорилось выше, резонансные линии основных (по обилию) элементов находятся, как правило, в ультрафиолетовой части спектра. Наблюдая яркие, сравнительно близкие звезды, можно было в их ультрафиолетовых спектрах обнаружить межзвездные резонансные линии поглощения таких элементов как водород (линия «лайман-альфа» с длиной волны 1216 Å), углерод, азот, кислород, магний, кремний, сера, аргон, марганец и др. Наблюдались как линии нейтральных межзвездных атомов, так и их ионов. При этом выявились совершенно реальные различия в химическом составе отдельных облаков и Солнца. Тем самым исследования межзвездной среды поднялись на более высокую ступень: если в первом приближении, основываясь только на весьма ограниченных наземных наблюдениях, можно было считать, что химический состав межзвездного газа более или менее сходен с химическим составом солнечной атмосферы, то теперь уже ясно видны вполне реальные различия состава даже между отдельными облаками. Например, обилие магния, марганца и хлора по отношению к водороду в облаках межзвездной среды в 4—10 раз меньше, чем в солнечной атмосфере. На рис. 2.1 представлены отклонения химического состава от «солнечного» для четырех различных облаков, проектирующихся на яркие звезды. Этот рисунок дает наглядное представление о различиях в химическом составе различных облаков и Солнца. Мы видим, в частности, что зачерненные прямоугольники располагаются, как правило, ниже горизонтальной прямой, что указывает на «недостачу» соответствующих элементов по сравнению с Солнцем.

Рис. 2.1: Химический состав облаков межзвездного газа.

Наряду с атомами и ионами в межзвездном газе имеются (чаще всего в ничтожном количестве,

10^-7 от обилия атомов водорода) молекулы. Методами оптической астрономии были обнаружены в межзвездной среде простые двухатомные молекулы СН, СН⁺ (знак «+» означает ионизованную молекулу) и CN. Вместо привычных в лабораторной физике молекулярных спектров, состоящих из очень большого количества линий, сливающихся в полосы, спектры межзвездных молекул, как правило, состоят из одной линии, так как почти все они находятся на самом глубоком электронном, колебательном и вращательном уровне. Исключение составляют межзвездные молекулы CN, у которых почти сорок лет назад были обнаружены две линии. Это означает, что заметную населенность имеет и второй вращательный уровень, который у молекулы CN расположен значительно ближе к первому, чем у молекул СН и СН⁺. Казалось бы, стоит ли упоминать о такой мелочи? Но лет 15 назад было установлено, что эта «мелочь» имеет очень глубокую причину: второй вращательный уровень молекулы CN возбуждается так называемым «реликтовым» излучением, заполняющим всю Вселенную. Это излучение, как выяснилось, имеет планковский спектр с температурой около 3° абсолютной шкалы Кельвина и представляет собой как бы «остаток» («реликт») древнего состояния Вселенной, когда ее возраст был в десятки тысяч раз меньше, чем теперь, а размеры в 1400 раз меньше! Открытие реликтового излучения — событие огромной важности в астрономии, равное по своему значению открытию красного смещения в спектрах галактик. Удивительно, что косвенным образом это излучение было обнаружено и, увы, не понято за 25 лет до своего открытия! Впрочем, это не является единственным случаем в истории науки. В этой книге мы столкнемся и с другими примерами.

Исключительно важное значение имеет обнаружение в межзвездном газе молекул водорода Н₂. Так как резонансная электронная полоса этой молекулы расположена в ультрафиолетовой части спектра около 1092 Å, только внеатмосферные астрономические исследования могли решить эту задачу. И здесь пока наиболее ценные сведения были получены на том же спутнике «Коперник» о котором речь шла выше. Специально исследовались ультрафиолетовые спектры от сильно покрасневших звезд, находящихся, следовательно, за плотными газово-пылевыми облаками, особенно сильно поглощающими синюю часть спектра (см. ниже). Именно в таких облаках можно было ожидать измеримого количества молекулярного водорода. Спектрограммы показывают, что у таких звезд линии межзвездного молекулярного водорода очень сильны. Так как одновременно в спектрах тех же звезд измерялась резонансная линия атомного водорода лайман-альфа, оказалось возможным непосредственно измерить отношение обилий молекулярного и атомного водорода в облаках. Это отношение, как выяснилось, меняется в очень широких пределах, от нескольких десятых до значения, меньшего чем 10^-7, определяемого чувствительностью спектрографа к очень слабым линиям.

До сих пор, говоря о межзвездной среде, мы имели в виду только межзвездный газ. Но в этой среде имеется и другая компонента. Речь идет о