Звезды: их рождение, жизнь и смерть

Находясь неопределенно долго на «основном» уровне, атом может поглощать излучения на определенных частотах. Наинизшая частота называется «резонансной», а соответствующая спектральная линия — «резонансной» линией. Обычно резонансные линии бывают самыми интенсивными. Спектроскопической особенностью кальция (так же, как и натрия) является то, что его резонансные линии находятся в видимой части спектра. Между тем подавляющее большинство резонансных линий других элементов находится в далекой ультрафиолетовой области. Классическими примерами являются самые обильные элементы космоса — водород и гелий. У водорода длина волны резонансной линии (это знаменитая линия «лайман-альфа») равна 1216 A, а у гелия еще короче — 586 A. Между тем все внеземное излучение с длиной волны более короткой, чем 2900 A, полностью поглощается земной атмосферой. До развития внеатмосферной, ракетной и спутниковой астрономии ультрафиолетовая часть спектра всех космических объектов была совершенно недоступна астрономам. Только сравнительно недавно были получены звездные спектры в дальней ультрафиолетовой области и была зарегистрирована межзвездная линия лайман-альфа, так же как и резонансные линии кислорода (длина волны 1300 A) и других межзвездных атомов. Во избежание недоразумений заметим, что спектральные линии водорода, гелия, кислорода и других элементов издавна наблюдаются в спектрах Солнца и звезд. Однако в этом случае наблюдались не резонансные линии, а линии, возникающие при переходах между возбужденными уровнями. Но в горячих, плотных, наполненных излучением звездных атмосферах «населенности» возбужденных уровней могут быть вполне достаточны для образования линии поглощения, между тем как в межзвездной среде физические условия совершенно другие.

Химический состав межзвездного газа в первом приближении оказался довольно близким к химическому составу атмосфер Солнца и звезд. Преобладающими элементами являются водород и гелий, между тем как остальные элементы мы можем рассматривать как «примеси». Любопытно, что в межзвездном газе кальций примерно в миллион раз менее обилен, чем водород.

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 A), 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.