Иосиф Шкловский - Звезды: их рождение, жизнь и смерть

Источники мазерного излучения ОН третьего типа, в которых усиливается линия 1720 МГц, скорее всего генетически связаны с расширяющимися туманностями — остатками вспышек сверхновых звезд (см. часть III). Следует, впрочем, заметить, что мазерные источники «III типа» пока еще очень плохо исследованы. По-видимому, за фронтом ударной волны, вызываемой в межзвездной среде взрывом сверхновой (см. § 16), образуется плотный, довольно холодный газ с большим содержанием молекул.

Но вернемся к источникам ОН и Н 2О первого типа, находящимся в зонах Н II. Ведь именно эти источники скорее всего связаны с процессом звездообразования. Следует заметить, что в непосредственной близости от таких источников наблюдаются как «точечные» (т. е. «звездообразные»), так и протяженные инфракрасные источники. Следовательно, возможность накачки инфракрасными квантами пока исключить нельзя. Тем не менее в последнее время для таких мазерных источников все большее предпочтение исследователи оказывают химическим механизмам накачки.

Выше были получены (правда, весьма грубо) самые общие физические характеристики мазерных источников. Напомним, что эти источники должны представлять собой довольно плотные газовые облака, кинетическая температура которых может быть 1—2 тысячи градусов, а размеры близки к размерам красных сверхгигантов. Протяженность областей мазерного усиления для самых ярких источников в линии Н 2О, следующая из наблюдаемых 5-минутных вариаций потока, вряд ли превышает «астрономическую единицу» — расстояние от Земли до Солнца, равное 1 , 5 10 13см. Тогда из теории насыщенного мазера (см. формулу (4.8), где W н 1 с -1) следует, что концентрация «рабочих молекул» воды должна быть 10 6см -3, а полная концентрация всех молекул (преимущественно Н 2) должна быть 10 10см -3. При такой высокой плотности весьма велика вероятность столкновения между частицами. Например, обычная «газо-кинетическая» частота столкновений W с n H2 V 1 с -1, где 10 -15см 2 — поперечное сечение молекулы, V 10 5см/с — ее скорость (при оценке величины n мы приняли W н W с). Среди столкновений будут и такие, которые сопровождаются образованием возбужденных молекул ОН. В результате такого «химического возбуждения» может возникнуть избыточная населенность исходных для излучения радиолиний ОН и Н 2О уровней.

Следует заметить, что эта проблема кинетики химических реакций довольно сложна и окончательного решения вопроса о возможности химической накачки космических мазеров пока еще нет. Разными авторами рассчитывались различные реакции, которые, по идее, могли бы обеспечить химическую накачку космических мазеров. Укажем, например, на такие реакции:

(4.9)

Значок «звездочка» означает возбужденное состояние молекулы. Некоторые из предложенных реакций являются экзотермическими (например, реакция образования воды ОН + Н 2 Н 2О + Н + 0 , 69 эВ). Сравнительно высокая кинетическая температура газа поэтому является благоприятным фактором. Очень перспективно образование возбужденных молекул ОН и Н 2О на фронте ударной волны. Такие волны следует ожидать в протозвездах на самых поздних фазах стадии свободного падения, а также в «старых» остатках сверхновых (см. ниже). Возбужденные молекулы ОН могут образовываться также при столкновении молекул воды со сравнительно энергичными атомами или ионами водорода:

(4.10)

Для этого механизма накачки большой трудностью является вопрос: откуда берутся такие энергичные атомы или ионы атомарного водорода? Возможно, что и в этом случае ударные волны могут «спасти положение». Наконец, не следует забывать о наличии большого количества пылинок в области генерации мазерного излучения. Пылинки могут быть катализаторами химических реакций, приводящих к образованию возбужденных молекул ОН и Н 2О. Кроме того, сравнительно быстрые протоны, которые могут образовываться на фронтах ударных волн, будут просто «выбивать» возбужденные молекулы ОН из поверхностного слоя «ледяных» пылинок, вернее,— кристалликов льда.

Мы видим, что проблема накачки космических мазеров первого типа может быть и, по-видимому, является труднейшей проблемой современной «астрохимии». Можно, однако, надеяться, что она будет решена в близком будущем.

В заключение этого параграфа мы резюмируем аргументы в пользу связи источников мазерного излучения радиолиний ОН и Н 2О с областями, где происходит процесс звездообразования.

1. Многие, хотя и не все, мазерные источники связаны с яркими зонами H II. Эти области межзвездной среды возбуждаются к свечению очень горячими массивными звездами спектральных классов О и В, которые, как будет показано ниже, являются молодыми объектами. Вместе с тем нужно подчеркнуть, что далеко не во всех зонах H II наблюдаются мазерные источники. В этой связи следует заметить, что возраст различных зон H II меняется в довольно широких пределах — от нескольких десятков тысяч до нескольких миллионов лет. Похоже на то, что мазерные источники ОН и Н 2О группируются преимущественно в молодых зонах Н II. Хорошим примером «молодой» зоны Н II является известная туманность Ориона.

2. Вскоре после открытия космических мазеров в зонах Н II, где они наблюдаются, были обнаружены до тех пор неизвестные радиоисточники нового типа. Их спектр оказался по своему характеру тепловым, а угловые размеры очень малыми — порядка нескольких секунд дуги. Стало ясно, что излучают малые, довольно плотные облака плазмы, нагретые до температуры около 10 000 К. То, что эти источники по своей природе являются тепловыми, наглядно доказывается наличием в их спектре рекомбинационных радиолиний водорода (см. § 2). Описанные источники получили название «компактных H II областей». Линейные размеры этих образований порядка 0 , 1 парсека, а концентрация электронов в них 10 4—10 5см -3, т. е. в сотни раз больше среднего значения для ярких H II областей. Компактные H II области ионизованы и излучают только потому, что внутри них должна находиться горячая О—В звезда. Но такие звезды там не наблюдаются, так же как не наблюдаются и сами компактные H II области в оптических лучах. Вывод отсюда только один: там имеется огромная толща поглощающей свет пыли. С другой стороны, плотность окружающей среды, как правило, ниже, чем внутри компактной H II зоны, где температура в сотню раз выше. Следовательно, внешнее давление никак не может остановить расширение компактной зоны Н II и последующее ее рассеяние за время порядка нескольких десятков тысяч лет. Значит, компактные Н II зоны и находящиеся внутри них горячие массивные звезды представляют собой «ультрамолодые» объекты: они образовались «на памяти» кроманьонского человека! Откуда же взялся там газ, масса которого порядка нескольких солнечных масс или даже больше? Все говорит о том, что этот газ — «остаток» диффузной среды, из которой образовалась звезда. Там очень много пыли, делающей такой объект совершенно непрозрачным для оптических лучей. Поэтому находящиеся внутри компактных H II областей звезды получили образное название «звезды-коконы». Исключительный интерес представляет то обстоятельство, что очень многие мазерные источники ОН и Н 2О, принадлежащие к первому типу, в пределах ошибок наблюдений (которые очень малы, порядка секунды дуги) совпадают с компактными Н II областями. Тесная ассоциация мазерных источников первого типа с компактными H II областями, несомненно, доказывает их молодость и прямую связь с процессом звездообразования (см. § 5).