Интересно, что и в этом открытии основную роль сыграл эффект Доплера. Если наблюдать спектры двойных звезд, то по причине их орбитального движения вокруг общего центра масс линии в спектре будут периодически сдвигаться то в одну, то в другую сторону. Когда звезда начнет приближаться к нам, они будут немного уходить к фиолетовому концу спектра, а когда станет удаляться, линии будут испытывать красное смещение.
При наблюдениях происходило именно таким образом, за одним лишь исключением. Две линии, принадлежавшие Ca2+, оставались неподвижными на фоне периодических смещений всех остальных линий. Они получили название стационарных, и стало ясно, что они принадлежат не звезде, а межзвездной, неподвижной субстанции, поглощавшей излучение звезды в узких линиях.
То, что межзвездный газ был обнаружен по линиям кальция, не свидетельствует еще о том, что концентрация кальция там велика. Просто его так называемые резонансные линии поглощения находятся в видимой области спектра, в то время как линии наиболее распространенных элементов сдвинуты глубоко в коротковолновую область.
Возьмем, к примеру, водород, длина волны резонансной линии которого составляет всего 1216 ангстрем. Совершенно ясно, что эта линия в земных «условиях просто ненаблюдаема», поскольку атмосфера «зарезает» ее полностью. Поэтому большая часть информации о химическом составе межзвездного газа была получена методами внеатмосферной астрономии.
В 1972 году 90-сантиметровый телескоп специального спутника «Коперник» принес новую информацию о составе межзвездной среды. Там удалось обнаружить углерод, кислород, магний, кремний, серу, марганец и другие элементы. Было также установлено, что химический состав облаков существенно отличается от солнечного. Разумеется, в межзвездных облаках был обнаружен и самый обильный элемент Вселенной — водород. Причем очень важно, что водород может присутствовать в форме нейтрального атома (HI) и в ионизированной форме (HII). Отношение ионизированного и нейтрального водорода в различных облаках колеблется от нескольких десятых до значений менее чем 107.
Мы говорили о поглощении света звезд газом. Но в межзвездной среде есть еще один важный компонент — межзвездная пыль. Давно в Млечном Пути известны получившие название «угольных мешков» области, которые сильно поглощают излучение звезд, причем поглощающая материя распределена в Галактике весьма неравномерно.
Поглощение света вызывается субмикронными частичками, пылинками, имеющими очень сложный химический состав. Они образуются из углерода, силикатов, грязного льда, могут содержать в своем составе сложные органические соединения.
Кстати, об органических соединениях в межзвездной среде. Мне здесь хочется сказать о них несколько слов. Хотя это и не имеет прямого отношения к физике образования звезд, тем не менее мы должны хорошо представлять, какие соединения входят в состав межзвездной среды.
Итак, в течение нескольких лет после открытия линии межзвездного водорода (21 см) радиоастрономы пытались найти линии других элементов. Прошло более 10 лет, прежде чем в 1963 году в космосе был открыт гидроксид (OH–). Концентрация гидроксида сказалась в миллиард раз меньше концентрации атомов водорода. Поэтому казалось очень маловероятным обнаружить в космосе молекулы, состоящие из трех и более атомов.
Но в 1968 году в космосе обнаружили молекулы воды (H2O) и аммиака (NH3). Вскоре после этого открыли формальдегид (H2CO). Это была первая молекула, содержащая два «тяжелых» атома, помимо водорода. После открытия воды, аммиака и формальдегида список межзвездных молекул стал быстро пополняться. Оказалось, что в космосе присутствуют достаточно сложные органические молекулы, содержащие до одиннадцати атомов углерода!
Это дало возможность выдвинуть гипотезу, согласно которой межзвездная среда является не только колыбелью звезд, но и колыбелью жизни. Наиболее радикальные люди сейчас даже утверждают, что межзвездная пыль представляет собой… микроорганизмы, зародившиеся в глубинах Вселенной. Это, конечно, чересчур экстравагантная идея. Заметим сейчас, что число межзвездных молекул, обнаруженных в космосе, перевалило за полсотни, а более 240 спектральных линий остаются до сих пор неидентифицированными.
Вернемся к свойствам межзвездной среды. Средняя концентрация газа в Галактике невелика — около 1 частицы в кубическом сантиметре. Это сверхвысокий вакуум, абсолютно недостижимый ни в одной лаборатории на Земле. И тем не менее это не вакуум, это среда!
В чем суть подобного парадоксального утверждения? Мы говорим о вакууме в каком-то объеме, если длина свободного пробега частичек больше, чем линейный размер этого объема. Пусть у нас в лаборатории есть объем с радиусом в 1 метр и концентрацией частиц в нем 1010 см3, что примерно соответствует лабораторному вакууму в одну миллиардную часть давления земной атмосферы. В этом случае длина свободного пробега l ~ 1/lσ, где n — концентрация частиц, а σ — сечение столкновения атомов (σ — 10–15 см2). Мы видим, что длина свободного пробега равна примерно 105 см, то есть на 3 порядка превышает радиус нашего объема. Это хороший вакуум.
А что же делается в межзвездном газе? Здесь свободный пробег огромен. При n = 1 см3, l = 3 · 10–4 парсека. Но толщина газового диска в Галактике около 200 парсек. Следовательно, свободный пробег много меньше размеров области, в которой происходят различные физические процессы, и поэтому здесь мы имеем дело не с вакуумом, а с вполне упругой средой, к которой применимы все законы молекулярной физики и газовой динамики. К тому же эта среда обладает высокой электропроводностью, поскольку она или полностью, или частично ионизирована (зона HII). Этот факт обусловливает тесное взаимодействие газа с межзвездным магнитным полем.
Радиоастрономические наблюдения показали, что сравнительно плотные облака межзвездного нейтрального водорода (области HI) группируются вдоль спиральных рукавов Галактики. То же самое относится и к наблюдаемым зонам HII. Разумеется, температура зон HII (~ 10 000 K) намного больше температур зон HI. Ведь в HII водород ионизирован.
Что же подогревает эти зоны? Излучение массивных горячих звезд спектральных классов О и В, которые, кстати говоря, также группируются в спиральных структурах. Все это имеет прямое отношение к проблеме происхождения звезд.
Зоны HI и HII не единственный тип структурирования газа в Галактике. Мы обратим сейчас самое пристальное внимание на так называемые газо-пылевые комплексы, гигантские темные сравнительно плотные и холодные облака. Именно в них сейчас и происходит рождение звезд. Прежде чем перейти к описанию характерных свойств этих комплексов, необходимо учесть одно обстоятельство чрезвычайной важности.
Мы уже говорили о том, что в Галактике есть звезды старые и молодые. В шаровых скоплениях присутствуют, по всей видимости, наиболее старые звезды, многие из которых имеют возраст, сравнимый с возрастом Галактики. Они могли образоваться одновременно с формированием Млечного Пути. И хотя конечные стадии образования наиболее старых и молодых звезд, по всей видимости, схожи, в самом начале существуют определенные различия. Что здесь имеется в виду?
Протогалактическое облако фрагментировало на достаточно массивные образования, которые, в свою очередь, распадались потом на все более и более мелкие сгустки. Это дробление может идти до тех пор, пока не возникают сгустки звездных масс.
Очевидно, что для понимания этого процесса мы должны снова воспользоваться понятием джинсовой длины. Оценки показывают, что при сжатии протогалактического облака джинсова длина уменьшается быстрее, чем размеры облака. Факт очень существен, поскольку именно по этой причине «разрешена» фрагментация облака.
Расчеты показывают, что во время сжатия облака основные процессы разыгрываются при температуре около 10 тысяч К. При этой температуре и плотностях 10-27–10–24 г/см3 джинсова длина составляет 1023–3 · 1021 см. Такой объем содержит от миллиарда до 30 миллионов солнечных масс.
