Спектральные радиолинии молекул

 

Краткие сведения о молекулярных спектрах. Энергия молекулы E характеризуется суммой трех видов энергии:

E = E_el + E_vib + E_rot,                                                                                          (19.14)

где E_el – энергия электронной оболочки молекулы, E_vib – энергия взаимных колебаний атомов, входящих в молекулу, E_rot – энергия вращения молекулы как целого. Каждый электронный терм состоит из ряда колебательных термов, которые, в свою очередь, состоят из вращательных уровней энергии. В общем случае энергетический переход в молекуле может сопровождаться изменением всех трех видов энергии, т.е. переход происходит (с определенными правилами отбора) между отдельными электронно-колебательно-вращательными уровнями энергии. Возможны колебательно-вращательные переходы (без изменения электронного состояния) и чисто вращательные переходы, когда меняется только E_rot, а E_el и E_vib остаются без изменения. Переходы между электронными состояниями лежат в видимой и УФ-области спектра, между колебательными – в ближней ИК-области, между вращательными – в дальней ИК-области, в субмиллиметровом диапазоне и в радиодиапазоне.

Для радиоастрономии представляют интерес главным образом вращательные переходы, а также некоторые другие виды переходов: переходы между подуровнями -удвоения (OH, CH) и инверсионные переходы (NH₃).

Вращательные спектры. Для двухатомных и линейных многоатомных молекул вращательные уровни энергии

,                                                                   (19.15)

I – момент инерции молекулы, B – вращательная постоянная (имеющая размерность частоты), J – вращательное квантовое число (J = 0, 1, 2, 3,…). Для двухатомной молекулы с массами ядер m₁ и m₂ и межъядерным расстоянием r₁₂ :

.                                                                                                     (19.16)

Правило отбора для вращательных переходов . Соответственно, спектр будет состоять из равноотстоящих линий, частоты которых:

                                                                         (19.17)

Здесь J – квантовое число нижнего уровня перехода, а частоты получающихся линий _J+1®J = 2B, 4B, 6B и т.д. Вращательная постоянная B обратно пропорциональна моменту инерции молекулы. Поэтому у легких молекул (типа гидридов - OH, CH) постоянная B велика, и первый вращательный переход попадает в субмиллиметровый диапазон. Так, у CH переход J = 1–0 имеет  = 559 мкм. У более тяжелой молекулы CO (J = 1–0) = 2.6 мм. У линейных молекул типа цианоацетиленов переход J = 1-0 попадает уже в диапазон метровых волн: у молекулы HC₁₁N (цианодекапентин):

H–CºC–CºC–CºC–CºC–CºC–CºN

B = 160 МГц. Весь вращательный спектр у таких молекул лежит в гораздо более длинноволновой области, чем у простых легких молекул. Вращательный спектр многоатомных молекул гораздо сложнее, он определяется свойствами симметрии молекулы.

 

Результаты наблюдений радиолиний межзвездных молекул.

 

Всего с конца 1960-х гг. до настоящего времени обнаружено свыше 90 молекул, наблюдалось более 4500 спектральных линий от них в широком диапазоне частот, от дециметровых до субмиллиметровых волн. Точную цифру назвать трудно, т.к. многие спектральные линии отождествляются неуверенно или пока не имеют отождествлений совсем. Многие из обнаруженных молекул относительно редки, их излучение наблюдается в одном-двух объектах (чаще всего, в межзвездных облаках, связанных с тепловыми радиоисточниками Sgr B2 и Ori A). Однако, некоторые молекулы (включая OH, H₂O, H₂CO, NH₃, CO, CS, HCN, HCO⁺ и др.) очень распространены, легко наблюдаются (как в нашей Галактике, так и в других галактиках) и представляют собой полезный инструмент для исследования физических условий в межзвездном газе. Большое разнообразие молекул, найденных в межзвездных облаках, было неожиданностью. Ранее предполагалось, что многоатомные молекулы не могут образоваться и существовать длительное время в межзвездной среде, т.к. будут быстро разрушены УФ-излучением. Открытие многочисленных сложных молекул показало, что 1) в межзвездной среде существуют области, где молекулы сохраняются довольно долго, 2) есть эффективные механизмы образования сложных молекул. Появилась новая отрасль астрономии – химия межзвездной среды. Межзвездные молекулы – одно из выдающихся открытий радиоастрономии 1960–1970-х гг.

Рассмотрим излучение некоторых молекул.

Молекула H₂CO широко распространена в межзвездном газе. По лучевым скоростям линии H₂CO в разных направлениях (так же, как по линии 21 см) удалось проследить ряд спиральных рукавов Галактики, а во внутренней области Галактике в ряде случаев разрешить двойственность расстояний до источников. Одна из наиболее распространенных и "полезных" для астрофизики молекул – моноокись углерода CO, обнаруженная в межзвездной среде в 1970 г. Это одна из наиболее прочных и устойчивых молекул, существующая практически везде, где водород находится в нейтральном состоянии. Во многих областях межзвездной среды и в газопылевых оболочках звезд поздних спектральных классов наблюдались на миллиметровых и субмиллиметровых волнах вращательные переходы CO J = 1–0 ( = 115.271 ГГц), 2–1 (230.538 ГГц), 3–2 (345.796 ГГц) и другие, более высокочастотные переходы. При наличии теоретической модели возбуждения вращательных уровней CO столкновениями и полем излучения для разных значений плотности n и температуры T, и наблюдая одни и те же источники в разных переходах, можно определить n и T газа в источниках.

Гигантские молекулярные облака, области звездо-образования и молекулярные мазеры

 

В 1970-е гг. были выполнены обзоры галактической плоскости в линии CO J = 1–0. Их результаты в целом согласуются со спиральной структурой Галактики, найденной по линии 21 см атомарного водорода. Однако были получены и принципиально новые данные. В ряде области обнаружена антикорреляция плотностей HI и CO: максимумы излучения совпадают с провалами в распределении HI. Как выяснилось, эти особенности связаны с присутствием в межзвездной среде плотных газовых облаков, где водород преимущественно находится в молекулярной форме (H₂). Массы и плотность таких облаков (M = 10⁵–10⁷ M _Ÿ, n = 10⁵–10⁶ см^–3) гораздо выше, чем соответствующие величины для облаков HI. Облака содержат также большое количество пыли. Из-за огромных значений массы вновь открытые объекты были названы гигантскими молекулярными облаками (ГМО). По оценкам, в Галактике около 6000 молекулярных облаков, в них содержится примерно половина межзвездного газа Галактики. Наиболее сложные молекулы наблюдались именно в ГМО, в особенности в облаках, связанных с тепловыми радиоисточниками Sgr B2 и Ori A (рис. 19.7).

По современным представлениям, ГМО – места образования звезд. Многие ГМО связаны с тепловыми радиоисточниками – зонами HII вокруг молодых массивных звезд классов OB и со звездными ассоциациями. Как популяция молодых объектов, живущих не более 10⁸ лет, ГМО принадлежат к плоской составляющей Галактики и концентрируются к ее плоскости.

 

Физические условия в областях звездообразования.

 

Картографирование молекулярных облаков, например, в линии CO (рис. 19.7) показывает наличие множества конденсаций, многие из которых дадут начало протозвездам. Плотность газа в конденсациях до 10⁶ см^–3, температура, в основном, не превышает 10 K, хотя встречаются и горячие конденсации (до нескольких сот K, в которых уже пошел процесс звездообразования). Как правило, крупное молекулярное облако создает целую группу звезд, или звездную ассоциацию. Звездные ассоциации и другие молодые объекты (мазерные радиоисточники, зоны HII) концентрируются к краям спиральных рукавов. Смещение молодых объектов к краям рукавов относительно потенциального минимума рукава (и максимума плотности HI) подтверждается сравнением лучевых скоростей линий 21 см HI со скоростями зон HII (по рекомбинационным радиолиниям) и мазерных радиоисточников. Разности скоростей соответствуют смещениям к краям рукавов.

Из-за поглощения света в ГМО ранние стадии звездообразования могут исследоваться только в ИК- и радиодиапазоне. Вначале на месте протозвездной конденсации, в плотном ядре молекулярного облака, возникает метанольный мазер I класса (см. следующий пункт), отмечающий положение будущей звезды. Затем образуется точечный источник ИК- и радиоизлучения. В звезде начинаются ядерные реакции, идет нагрев и частичная ионизация газопылевого кокона, содержащего звезду. Образуется компактная зона HII. На этой стадии вблизи конденсации зажигаются мазеры CH₃OH II класса, мазеры OH и H₂O. В дальнейшем (если звезда не вспыхнула как сверхновая) зона HII расширяется, достигая размера иногда в десятки парсек. ГМО рассеивается, зона HII становится видимой в виде диффузной туманности.

На некотором этапе коллапса вокруг формирующейся звезды может образоваться из молекулярного ядра массивный молекулярный диск с массой до нескольких сотен масс Солнца. Лишь ~1% вещества диска превратится в звезду, остальная часть будет разбросана. Но пока диск существует, из него продолжается аккреция на звезду, и он наблюдаем в молекулярных линиях, в особенности линиях молекул, которые легко возбуждаются при больших плотностях газа (CS, NH₃). В дисках бывают локализованы мазерные источники H₂O. Если возникшая звезда обладает сильным звездным ветром, диск может создавать анизотропию в истечении газа из звезды в виде двух противоположно направленных джетов ("биполярное истечение", рис. 19.8). Джеты обнаруживаются по наличию протяженных крыльев в молекулярных линиях вблизи звезды. Протяженность джетов достигает нескольких парсек при очень высокой степени коллимации: угол расходимости джетов часто не больше 10°. Явление биполярного истечения очень распространено среди астрофизических объектов разных масштабов с аккреционными дисками. Примеры: тесные двойные системы (SS 433), ядра радиогалактик и квазаров.

 

Мазеры OH и H₂ O в областях звездообразования. Линии гидроксила 18 см впервые были зарегистрированы в эмиссии в 1965 г. Их свойства оказались столь необычны, что они заслужили название "мистериум". Излучение исходило из окрестностей зон HII вокруг молодых горячих звезд. Профиль линий имел сложную многокомпонентную форму. Интерферометрические наблюдения показали, что каждый пик в профиле излучается отдельным источником ("горячим пятном", мазерной конденсацией) размером от 1 до 10 а.е. (рис. 19.9). Потоки мазерных эмиссионных деталей достигали тысяч Ян при очень малой ширине профиля (0.6–3 кГц). Яркостная температура мазерных конденсаций доходила до 10¹² K. Отмечалась круговая поляризация излучения, степень поляризации до 100%. Области звездообразования излучали в основном главные линии 1665 и 1667 МГц, сателлитные линии были гораздо слабее. Затем последовало открытие мазеров OH в околозвездных оболочках красных гигантов – переменных звезд типа Миры Кита и полуправильных переменных, а также ИК-объектов, получивших название "OH/ИК-звезды". В звездных мазерах OH преобладает излучение в сателлитной линии 1612 МГц, главные линии, как правило, слабее. В 1968 г. в межзвездных облаках было также найдено гораздо более слабое тепловое излучение OH.

Первые мазеры во вращательной линии H₂O 6₁₆–5₂₃ на волне 1.35 см были открыты в 1968 г. в направлении известных источников мазерного радиоизлучения OH в областях звездообразования. В отличие от молекулы OH, где мазерный эффект имеет место в основном вращательном состоянии, в молекуле H₂O мазерные уровни расположены высоко над основным состоянием, энергия возбуждения соответствует температуре 644 K. Поэтому мазер H₂O – гораздо более энергоемкое явление, чем мазер OH. Излучение H₂O испытывает сильную переменность, яркостная температура у наиболее мощных источников в областях звездообразования достигает 10¹⁵ K. Рекорд принадлежит мазеру H₂O Ori A, поток которого в течение длительного времени сохранялся на уровне 2 млн. Ян (T_b ~ 10¹⁷ K). Дисперсия скоростей отдельных мазерных деталей H₂O достигает десятков и сотен км/с (в источнике W49 – до 500 км/с). По-видимому, имеет место ускорение мазерных конденсаций звездным ветром массивной молодой звезды. Наиболее вероятный механизм накачки мазеров H₂O – столкновительный в среде с T ~ 1000 K и n ~ 10⁹ см^–3.

Отдельные конденсации в мазерах H₂O могут представлять собой легкие тела типа протопланет, это объясняет высокую дисперсию их скоростей, создаваемую при воздействии звездного ветра. Для ярких мазеров OH и H₂O (Ori A, W51, Sgr B2) методом радиоинтерферометрии со сверхдлинной базой (РСДБ) получены карты высокого разрешения с интервалом в несколько лет. Измерены собственные движения (угловые перемещения) отдельных мазерных конденсаций (порядка нескольких миллисекунд дуги в год), подтверждающие общую картину разлета от общего центра. В то же время из профиля линии известна дисперсия скоростей конденсаций вдоль луча зрения. В предположении сферически-симметричного расширения системы конденсаций это дает независимую оценку расстояния до источника. Для мазера H₂O Ori A таким способом получено D = 480 ± 80 пк, в согласии с оценками расстояний оптическими методами (500 пк). Особый интерес представляет величина D, найденная для источника Sgr B2 вблизи галактического центра: согласно этим данным, расстояние до центра Галактики R₀ = 7.1 ± 1.5 кпк. В некоторых мазерах H₂O (например, в Ori A) наблюдались структуры, похожие на протопланетные кольца. Таким образом, исследования мазеров в областях звездообразования с высоким угловым разрешением дают материал не только для звездной, но и для планетной космогонии.

Метанол (CH₃OH). CH₃OH – очень распространенная в межзвездной среде молекула, вторая по обилию составляющая межзвездных пылинок (после H₂O). Метанольные мазеры известны с 1987 г. Они встречаются только в ядрах облаков или в областях звездообразования и никогда – в оболочках звезд поздних классов.

Светимости мазеров . Угловые размеры менее 20 мс дуги. Яркостная температура T_b достигает 10¹⁰ K. Иногда наблюдается переменность излучения, но довольно слабая, т.е. мазеры, скорее всего, насыщены. Часто мазерные конденсации расположены вдоль линий или дуг, сосредоточены вдоль джетов, ударных фронтов или протопланетных дисков, видимых с ребра.

Мазеры CH₃OH I класса локализованы в холодных молекулярных облаках: T_кин ~ 30 K, n(H₂) ~ 10⁵ см^–3, X(CH₃OH) ~ 10^–6. Метанольные мазеры II класса обычно находятся на границах компактных зон HII (вокруг массивных звезд с ), в химически неравновесной зоне с n(H₂) ~ 3×10⁶ см^–3. Они тесно связаны с мазерами OH и H₂O.