Спектроскопическая загадка: диффузные межзвездные полосы

Если спросить у любого прохожего на улице "чем занимается астрономия?", вряд ли кто-либо упомянет межзвездное пространство. А между тем, эта, по-истине колоссальная по своим масштабам часть Вселенной хранит в себе немало загадок. Главное физическое свойство межзвездного пространства — это, конечно, его разреженность: в среднем, в одном кубическом сантиметре содержится всего несколько атомов. В громадных межзвездных облаках (средний размер облака 10 парсек!), состоящих преимущественно из водорода, плотность может быть выше в десять и более раз. Но даже в этом случае разреженность вещества настолько велика, что соударения атомов и молекул друг с другом крайне редки. Тем удивительнее, что в таких условиях могут образовываться сложные молекулы, содержащие десятки атомов. Множество таких молекул уже обнаружено радиоастрономическими методами.

В двадцатые годы нашего столетия в спектрах горячих звезд, наблюдаемых на просвет — через межзвездные облака, были обнаружены странные линии явно не звездного происхождения. Отличались они и от уже известных в то время межзвездных линий, образованных простыми атомами и молекулами, например, кальцием, натрием, цианом. Дело в том, что линии этих атомов и молекул очень узкие (как раз из-за того, что в межзвездных облаках очень низкая плотность и, удары атомов и молекул друг об друга, приводящие к уши-рению спектральных линий, очень редки), а вновь обнаруженные линии были значительно шире! И назвали их поэтому соответственно — "diffuse interstellar bands" ("диффузные межзвездные полосы" — ДМП). Любопытно, что диффузные межзвездные полосы делятся, в свою очередь, на "широкие" и "узкие". "Широкие" могут простираться на десятки ангстрем, а "узкие" не шире одного-двух ангстрем. А ведь "diffuse" с английского можно перевести как "широкий", т.е. получается "широкие широкие" и "широкие узкие" межзвездные полосы!


Большая часть известных ДМП имеет очень небольшую интенсивность и обнаружена лишь в течение последнего десятилетия. Это произошло благодаря тому, что для регистрации спектров теперь используют не фотопластинки, а ПЗС-матрицы, примерно такие же, как в современных видеокамерах и фотоаппаратах, только гораздо более высокого качества, обычно охлаждаемые жидким азотом для уменьшения собственных шумов. Благодаря своей высокой чувствительности ПЗС-матрицы позволяют получать спектры очень высокого качества: отношение сигнал/шум может достигать 1000 и более, что совершенно недостижимо на фотографических пластинках.

Хотелось бы отметить еще один важный момент. Дело в том, что раньше для исследования диффузных межзвездных полос старались использовать звезды с высоким "покраснением", свет которых дошел до нас через большое количество межзвездного вещества и, как правило, через несколько межзвездных облаков. В таком случае интенсивность межзвездных полос велика, и они легко видны даже при не очень высоком качестве спектра. Но, как показали исследования, интенсивность диффузных межзвездных полос относительно друг друга в разных облаках не постоянна. Некоторые ДМП иногда вообще отсутствуют в каких-то облаках, в то время как иные могут быть весьма сильны. Получается, что если свет звезды прошел через несколько облаков разного сорта, обнаружить какие-то закономерности, позволяющие выделить группы связанных друг с другом диффузных межзвездных полос, невозможно. Поэтому для поиска связанных между собой (т.е. возможно отвечающих одной молекуле) диффузных полос предпочтительно использовать ближайшие звезды, светящие только через одно облако. Но в этом случае интенсивность ДМП, как правило, невелика, и качество спектров должно быть исключительно высоким.

Проблема отождествления межзвездных полос с порождающими их молекулами часто усложняется многократным наложением полос друг на друга: например, известнейшая полоса 5780 Ангстрем расположена внутри очень широкой (около 20 Ангстрем), но чрезвычайно неглубокой другой полосы, которой приписывают длину волны 5778 Ангстрем.


К настоящему времени количество известных ДМП приближается к 300. И природа ни одной из них неизвестна! За более чем 75 лет изучения ДМП, после того как были рассмотрены, кажется, все возможные варианты, начиная от пылевых частиц, разнообразных молекул и даже отрицательного иона водорода, исследователи ДМП пришли к выводу, что за их образование отвечает "что-то среднее между молекулами и пылевыми частицами".

Сегодня поиск носителей ДМП идет в тесном сотрудничестве с физиками, которые в специальных лабораториях создают условия, по возможности близкие к условиям в межзвездной среде. Спектры различных молекул, получаемые в таких условиях, сравниваются с астрономическими спектрами. Процесс получения спектра в лаборатории весьма сложен и дорогостоящ, поэтому пока что рассмотрен весьма ограниченный набор молекул.

В настоящее время поиск носителей ДМП в основном сосредоточился на молекулах на основе углерода. Рассмотрим возможные варианты более подробно.

Фуллерены (например, С₆₀), которые сами по себе чрезвычайно интересны. Фуллерены — особая форма углерода, существующая наряду с уже хорошо известными — графитом и алмазом, обнаруженная совсем недавно, в последние десятилетия. Это полые кластеры, состоящие из атомов углерода, связанных между собой в виде 3-х мерных фигур различной формы: например, сферической.

В 1992 году в журнале Nature была опубликована статья Б. Фуана и П. Эренфрёйд, где говорилось об обнаружении двух новых диффузных межзвездных полос в ранее не исследованной инфракрасной области спектра. Факт сам по себе интересный, тем более что обнаружить межзвездные полосы в этой области непросто из-за сильного вклада "теллурических" (образующихся в земной атмосфере) линий. Но авторы утверждали, что эти межзвездные полосы соответствуют катиону (иону с положительным зарядом) наиболее известного фуллере-на Сео! Более поздние исследования разных авторов этот результат как подтверждают, так и отвергают. Но все же, вероятность того, что это действительно С₆₀, весьма высока.


Ароматические углеводороды — молекулы с бензольным кольцом в основе. Примером простой молекулы этого типа является, например, нафталин (С₁₀Н₈). Идея, что ароматические углеводороды могут быть носителями некоторых ДМП, была выдвинута в середине 80-х годов. В сотрудничестве с учеными из NASA мы исследовали 15 ароматических углеводородов на предмет их возможной причастности к образованию некоторых ДМП. Главная трудность отождествления заключается в следующем: лабораторные спектры изучаемых молекул получены особым способом, когда молекула находится в замороженном до твердого состояния инертном газе, обычно это неон. Линии молекул в таком спектре сдвинуты по длине волны на неизвестную величину. Известно только, что величина этого сдвига не превышает 100 Ангстрем.

Однако это очень большая величина, и в таком широком интервале длин волн может наблюдаться большое количество различных ДМП. И нет никакого способа уверенно сопоставить ту или иную ДМП с изучаемой молекулой. Достоверно известно только одно — линии лабораторных спектров многих ароматических углеводородов находятся в диапазоне длин волн, богатом диффузными межзвездными полосами. Таким образом, для надежной привязки необходимы лабораторные спектры, свободные от эффекта "сдвижки". Такие спектры можно получить в т.н. "газовой фазе", когда исследуемые молекулы синтезируются в холодной сверхзвуковой струе разреженного инертного газа (гелия), но подобного рода эксперименты чрезвычайно сложны.

Углеродные цепочки, иногда с "добавками" (например, NCCCCN). Обнаружение большого количества таких молекул в радиодиапазоне вызвало у исследователей ДМП особый к ним интерес. Однако, следует отметить, что в радиодиапазоне можно наблюдать только молекулы, имеющие постоянный электрический дипольный момент. Соответственно, молекулы, не имеющие такого момента, можно изучать только методами оптической астрономии.

Группе швейцарских ученых под руководством Дж. Майера удалось получить спектры в "газовой" фазе для десятка молекул этого типа, содержащих от 2-х до 20 атомов углерода. К сожалению, нам не удалось найти соответствия между этими молекулами и диффузными межзвездными полосами, может быть, за одним исключением: спектральная линия катиона дициано-диацетилена NCCCCN+ почти совпадает с диффузной полосой около 5959 Ангстрем. Удивительно похожи и профили линий. Однако, между лабораторным и звездным спектрами имеется ощутимая разница в длине волны — около 0.9 Ангстрем. Тщательное изучение возможных причин такой разницы привело к неутешительному выводу — столь близкая похожесть спектральных структур является случайной. Полученный результат может служить хорошей демонстрацией того, сколь высокий уровень соответствия между астрономическими и лабораторными спектрами необходим для отождествления диффузных межзвездных полос.


В середине 80-х годов было опубликовано несколько работ, свидетельствующих о том, что диффузные полосы имеют различное происхождение. Наблюдательные проявления этого факта выражаются в различном соотношении интенсивностей ДМП. Например, было показано сильное различие отношения интенсивностей известнейших ДМП 5780 и 5797 Ангстрем. На основе этого соотношения была развита первая классификация облаков с ДМП: если глубина ДМП 5797 равна или больше глубины ДМП 5780 — это облако типа ζ (по названию звезды ζ Змееносца), если же глубина 5797 значительно меньше, чем у ДМП 5780 — это облако типа δ (по названию звезды а Скорпиона).

Подчеркнем, что этот эффект виден только в спектрах ближайших ярких звезд, светящих через одно-единственное облако. Для далеких, сильно покрасневших звезд, с высокой долей вероятности светящих через несколько облаков, как уже говорилось, всегда виден усредненный спектр ДМП, который невозможно интерпретировать в рамках какой-либо физической теории. Логичным развитием этого направления исследований является поиск взаимосвязи других ДМП между собой, а также с другими особенностями межзвездного происхождения: межзвездными молекулами, атомными межзвездными линиями. Во всех этих направлениях за последние годы был достигнут определенный прогресс. Например, обнаружено, что интенсивность ряда "узких" ДМП и интенсивность линии межзвездного калия связаны.

В 1998 году в Специальной астрофизической обсерватории (Северный Кавказ) был получен новый результат: в спектрах горячего сверхгиганта HD 188209 в созвездии Лебедя "узкие" диффузные межзвездные полосы меняют свою интенсивность! Причем изменения эти происходят очень быстро — всего за двое суток глубина ДМП может измениться в два раза! Очевидно, что физические условия в огромных межзвездных облаках не могут изменяться столь быстро. Детальные исследования спектров подтвердили вывод о том, что в данном случае носители ДМП образуются и разрушаются в непосредственной близости от звезды — в околозвездной оболочке. Если учесть, что физические условия в такой близости от звезды весьма неблагоприятны для образования сложных молекул, результат удивителен! И в этом случае приходится говорить не о "межзвездных", а об "околозвездных" полосах.

Пока это единственный результат такого рода, и мы продолжаем поиск такой переменности у других звезд. Однако это не простая задача. Дело в том, что ДМП в околозвездной оболочке крайне слабы — всего несколько процентов по интенсивности, ведь размеры такой оболочки совершенно ничтожны по сравнению с межзвездными облаками, и количество поглощающего вещества (неизвестных молекул) невелико. Кроме того, чтобы надежно обнаружить переменность у столь слабых линий, требуется чрезвычайно высокое качество спектров, а значит — нужны крупные телескопы и хорошие светоприемные устройства. К сожалению, обнаруженная переменность в спектрах звезды HD 188209 носит непериодический характер, что в общем, хорошо согласуется с иррегулярным характером самого звездного ветра. Поэтому для продолжения исследований необходимы длительные наблюдения — спектральный мониторинг этой звезды. Наблюдательное же время на крупных телескопах выделяется крайне скупо, слишком большое количество астрофизических задач требует своего решения.

Будем надеяться, что в ближайшем будущем, с вводом в строй специализированных крупных телескопов, ориентированных на решение долговременных спектроскопических задач, изучение феномена диффузных межзвездных полос станет более успешным.