Звезды: их рождение, жизнь и смерть

Кинетическая температура газа в таких облаках низка, причем меняется в довольно широких пределах. Самые холодные из молекулярных облаков имеют температуру около 5 К. Максимальная кинетическая температура облаков едва доходит до 50 К. Температура комплекса Стрелец В около 20 К, причем она практически постоянна во всем его гигантском объеме. Низкая температура, в сочетании с довольно высокой плотностью при больших массах, делает такие агрегаты вещества крайне неустойчивыми по отношению к силе гравитации (см. выше). Они с необходимостью под действием этой силы должны сжиматься, и все говорит о том, что такие конденсации будут довольно быстро эволюционировать в звезды. Процесс «фрагментации» этих облаков на маленькие, плотные конденсации — «протозвезды» — можно будет наблюдать в близком будущем непосредственно. Для этого необходимы детальные радиоастрономические наблюдения таких молекулярных облаков с весьма высокой угловой разрешающей способностью. Последняя должна быть лучше, чем одна секунда дуги. Помимо столь высокой разрешающей способности радиотелескоп должен быть весьма чувствителен, так как потоки радиоизлучения от таких конденсаций малы. Лучше всего для решения этой фундаментальной задачи подходит гигантский радиотелескоп VLA (рис. 3.3).

Уже сейчас можно говорить о количественном химическом анализе молекулярных межзвездных облаков «темных» и «черных». При средней концентрации молекул H₂ 10⁴ см³ концентрация ОН близка к 10^-2. Примерно такая же концентрация аммиака NH₃. Очень велика концентрация окиси углерода СО, до 1 см^-3. Если мы учтем, что космическое обилие углерода по отношению к водороду близко к 10^-4, то мы непосредственно получаем важный результат, что практически весь углерод связан более обильным кислородом. Последний, скорее всего, присутствует в виде молекул O₂. Впрочем, этот интересный вопрос пока еще не решен. Обращает на себя внимание сравнительно большая концентрация сложных молекул. Например, концентрация молекул СН₃ОН около 10^-3 см^-3, что всего лишь на порядок меньше концентрации молекулы ОН. Скорее всего сложные межзвездные молекулы последовательно образуются путем «ионно-молекулярных» реакций типа: С⁺ + Н₂ СН⁺ + Н; СН⁺ + Н₂ CH₂⁺ + Н; СН₂⁺ + Н₂ CH₃⁺ + Н и т. д. Соответствующие нейтральные молекулы образуются при рекомбинациях: CH⁺ + e СН и т. д. Значительный интерес представляет также изотопный состав межзвездного газа в молекулярных облаках. Надежнее всего определяется изотопный состав углерода из-за большого обилия молекулы СО. Из анализа радиолиний разных изотопов этой молекулы следует, что отношение концентраций ¹²C¹⁶O и ¹³С¹⁶О близко к 90, т. е. почти такое же, как отношение изотопов ¹²С и ¹³С на Земле. То же самое следует сказать и про отношение концентраций изотопов ¹⁶О и ¹⁸О, которое в молекулярных межзвездных облаках почти такое же, как на Земле. Изотопный состав азота, полученный из анализа радиолинии HC¹⁴N и HC¹⁵N, оказывается в молекулярных облаках практически таким же, как на Земле. Так как изотопный состав вещества формируется в процессе термоядерных реакций, происходящих в недрах звезд (см. § 8), а также при взрывах сверхновых, можно сделать вывод, что «термоядерная история» межзвездного вещества была такой же, как и вещества, из которого образовались Земля и планеты. В частности, можно сделать вывод, что как «земное» вещество, так и вещество молекулярных облаков в своей прошлой истории не принимали участие в углеродно-азотном цикле, вырабатывающем энергию в недрах достаточно массивных звезд (см. § 8). Близость изотопного состава вещества Земли и межзвездных молекулярных облаков является важным аргументом в пользу происхождения нашей Солнечной системы, а также других звезд из межзвездной среды.

Любопытно, однако, отметить, что отношение концентрации дейтерия и водорода, полученное из анализа молекул радиолиний HCN и DCN, оказалось в 40 раз больше, чем на Земле. Существенно также, что это отношение в 80 раз больше полученного из прямого анализа интенсивности межзвездной радиолинии дейтерия 92 см (см. § 2). По-видимому, причина такого расхождения кроется в чисто химических процессах образования этих молекул и никакого отношения к «ядерной» истории межзвездной среды не имеет.