Молекулярные облака в Млечном Пути

В 2015 году в самом авторитетном астрономическом издании Annual Review of Astronomy and Astrophysics опубликован обзор Марка Хейера и Томаса Дейма о молекулярных облаках в нашей Галактике. Вашему вниманию предлагается небольшая статья, написанная на основе этого обзора.

В середине 1950-х годов стало ясно, что одной из доминирующих форм водорода в межзвёздном газе должна быть молекула H₂, связывающая атомы водорода в самой холодной фазе межзвёздной среды (МЗС). К сожалению, у этой молекулы нет переходов, которые возбуждались бы при низких температурах, поэтому наблюдать её непосредственно невозможно. Основным источником информации о распределении молекулярного газа в МЗС нашей и других галактик стало излучение молекулы оксида углерода, открытое в 1970 году.

Первое возбуждённое вращательное состояние молекулы CO отстоит от основного уровня всего на 5К, что обеспечивает достаточное столкновительное возбуждение даже в очень холодном газе. Излучение с длиной волны 2.6 мм, соответствующее переходу (1–0) из первого возбуждённого в основное вращательное состояние молекулы CO, может наблюдаться с поверхности Земли. Высокое содержание молекулы (фактически, равное содержанию атомов углерода или кислорода) приводит к тому, что её излучение ярко и без труда фиксируется даже телескопами с весьма умеренными размерами антенн (порядка 1 м). Далее для пересчёта интенсивности излучения CO в поверхностную плотность газа используется так называемый X-фактор, представляющий собой отношение лучевой концентрации молекулярного водорода к интегральной интенсивности линии CO (1–0). «Каноническое» значение X-фактора равно 2 × 10²⁰ см^–2 (К км с^–1)^–1.

К сожалению, в последнее время появляется всё больше свидетельств того, что молекула CO в качестве индикатора наличия молекулярного газа, как минимум, неидеальна (иными словами, X-фактор не является константой). В частности, существует так называемый CO-тёмный (CO-dark) газ, в котором водород уже преимущественно связан в молекулах, а углерод всё ещё пребывает в ионизованном или атомарном состоянии. Поэтому нужно помнить, что мы, наблюдая CO, упускаем из вида некую, возможно, весьма значительную долю молекулярного газа, для определения параметров которой необходимо искать другие трейсеры.

Ранние карты Галактики в излучении CO привели к появлению концепции молекулярного облака, поскольку первые наблюдения, как правило, с не очень высокой чувствительностью, рисовали области молекулярного излучения в виде довольно изолированных структур с чёткими краями. Наиболее масштабные из этих структур, с массами более 10⁵ масс Солнца, получили название гигантских молекулярных облаков (ГМО). Более поздние и более чувствительные наблюдения показали, что на самом деле изолированность облаков является мнимой; они связаны друг с другом сложной системой волокон и оболочками, состоящими из более разреженного, но тоже молекулярного газа. На больших масштабах молекулярные структуры погружены в обширные «атмосферы» атомарного водорода, сливающиеся в ещё более крупные образования. Подлинно изолированных облаков в Галактике нет, что затрудняет определение того, что, собственно говоря, следует считать молекулярным облаком.

Несмотря на все неопределённости, обзоры излучения молекулы CO остаются основным источником информации о свойствах молекулярных облаков и об общем распределении молекулярного газа. Эта информация важна не только для исследований МЗС, но и для интерпретации наблюдений в других диапазонах, поскольку молекулярные облака вносят значительный вклад в диффузное гамма-излучение, а также в излучение дальнего инфракрасного (ИК) и субмиллиметрового диапазонов. Они, разумеется, являются основным источником поглощения в коротковолновых диапазонах (оптика, ультрафиолет, ИК).

Первые обзоры СО показали, что распределение молекулярного газа в Галактике сильно отличается от распределения атомарного газа как в радиальном, так и в вертикальном направлении. В частности, выяснилось, что в радиальном распределении молекулярного газа имеется выраженный пик примерно на полпути между Солнцем и центром Галактики — так называемое молекулярное кольцо.

В первых исследованиях выяснилось также, что в вертикальном направлении молекулярный газ отличается от атомарного примерно вдвое меньшей толщиной диска. Однако это не означает, что его нет на высоких галактических широтах. Одним из наиболее известных каталогов высокоширотных молекулярных облаков (с широтой более 25°) является каталог MBM.

В целом, анализ данных обзоров CO в Галактике — очень непростая задача (хотя где они в астрономии просты?), хотя она в чём-то проще, чем анализ обзоров излучения атомарного водорода. В частности, в облаках CO наблюдается существенно меньшая дисперсия скоростей, что позволяет более точно определять кинематические расстояния. Задача также упрощается, если пытаться определить исключительно радиальное распределение газа, не отвлекаясь на возможные вариации по азимуту (например, связанные со спиральными ветвями).

В целом, распределение молекулярного газа в Галактике по радиусу выглядит следующим образом. Вблизи центра Галактики средняя поверхностная плотность H₂ равна примерно 3 массам Солнца на пк². На галактоцентрическом расстоянии около 4-5 кпк она вырастает примерно до 5 масс Солнца на пк², а затем плавно спадает, на солнечном радиусе достигая значения порядка 1 массы Солнца на пк². Полная масса H₂ в Галактике составляет примерно (1 ± 0.3) × 10⁹ масс Солнца.

Толщина молекулярного диска в центральной части Галактики составляет около 100 пк. За пределами солнечного радиуса слой молекулярного газа становится более толстым, однако его толщина сильно зависит от способа интерпретации данных наблюдений. Её оценки для галактоцентрического расстояния около 14 кпк в разных работах варьируются от 150 до 500 пк. Интересно, что максимум вертикального распределения плотности молекулярного газа не всегда совпадает с плоскостью симметрии галактического диска. В частности, примерно на половине солнечного радиуса плотный молекулярный слой смещён относительно плоскости диска на 30 пк «вниз» (в направлении отрицательных галактических широт). Ещё более значительные искажения формы молекулярного диска могут иметь место за пределами солнечного радиуса. Возможно также, что помимо основного тонкого молекулярного диска в Галактике есть и молекулярный диск, более протяжённый в вертикальном направлении, толщина которого примерно совпадает с толщиной диска атомарного газа.

Учёт азимутальной асимметрии и кинематической информации позволяет исследовать связь молекулярного газа со спиральными рукавами. Связь эта проста: молекулярные облака сильно сконцентрированы в рукавах, и контраст плотности молекулярного газа в рукавах и межрукавном пространстве значительно превышает аналогичный контраст для атомарного газа.

На следующем уровне детализации находятся уже каталоги индивидуальных молекулярных облаков, для выделения которых в пространстве «положение-положение-скорость» используются специальные алгоритмы. Информацию из каталогов можно затем использовать для поиска статистических закономерностей в параметрах облаков.

Одна из таких закономерностей заключается в убывании поверхностной яркости молекулярных облаков при удалении от центра Галактики. Интерпретация этой закономерности зависит от предположений о поведении X-фактора. Если считать его константой, убывание поверхностной яркости соответствует убыванию поверхностной плотности облаков от 1800 масс Солнца на пк² в центре Галактики до примерно 30 масс Солнца на пк² на её периферии. Учёт возможных систематических вариаций X-фактора может уменьшить этот контраст.

Температуру и плотность облаков можно оценить, исходя из отношения интенсивностей линий CO (1–0) и CO (2–1). Наибольший вклад в общую эмиссию CO вносят области, в которых отношение I (2–1) / I (1–0) не превосходит 0.7. Этим областям соответствуют температуры в несколько десятков К и плотности в несколько сотен частиц на см³. Знание плотностей (объёмных или поверхностных) и размеров облаков позволяет построить их распределение по массам. Если описывать функцию масс облаков степенным законом, для него можно получить следующие параметры: показатель степени 1.7, верхний предел массы облаков 5–6 млн. солнечных масс. Нижний предел оценить сложнее, так как в каждом обзоре имеется предел чувствительности, не позволяющий наблюдать (или, по крайней мере, выделять) наименее массивные объекты. Большая часть молекулярного газа в Галактике сосредоточена в облаках массой более 10⁵ масс Солнца.

Внутри облаков их структура, естественно, не является однородной. Вариации величины оптической экстинкции A_V в пределах одного облака составляют, как минимум, 0.1–100 величин. В целом, иерархия простирается от комплексов молекулярных облаков до индивидуальных молекулярных ядер (core) с промежуточной ступенью в виде сгустков (clump). Функция масс сгустков мало отличается от функции масс молекулярных облаков с показателем степени примерно 1.6–1.8. А вот функция масс ядер имеет уже не степенной, а скорее логнормальный вид с характеристической массой около 1 массы Солнца, то есть мало отличается от начальной функции масс звёзд.

Ещё один важный параметр молекулярного облака — дисперсия скоростей σ_v. В 1981 году Р. Ларсон вывел свои знаменитые соотношения, среди которых было соотношение между дисперсией скоростей и размером облака. Современные данные указывают, что лучшая корреляция может наблюдаться не между дисперсией и размером облака, а между дисперсией скоростей и произведением размера облака на его поверхностную плотность. Для кинематически обособленного облака значение σ_v составляет примерно 1–5 км с^–1.

Одна из важных задач в исследовании кинематической структуры молекулярных облаков состоит в разделении хаотических и регулярных движений газа в них. К последним относятся вращение и глобальный коллапс. Сверхзвуковые хаотические движения в молекулярных облаках, как правило, связывают с наличием турбулентности. Хотя у большинства облаков обнаруживаются признаки вращения, направление оси вращения не коррелирует с формой облаков. Это означает, что вращение в глобальной эволюции молекулярных облаков не играет значительной роли.

До сих пор является предметом дискуссии время жизни молекулярных облаков. Высказываются аргументы как в пользу короткого времени жизни (несколько миллионов лет), так и в пользу длинного времени жизни (20–30 миллионов лет и даже до 100 млн. лет). Короткое время выводится, например, из сопоставления возрастов рассеянных звёздных скоплений с наличием молекулярного газа в них. Конкретно, молекулярный газ ещё сохраняется в скоплениях с возрастами порядка 5 млн. лет и практически отсутствует в скоплениях старше 10 млн. лет. С другой стороны, на длинную шкалу эволюции молекулярных облаков указывает достаточно длительное время, необходимое для преобразования атомарного водорода в молекулярный. Не исключено, что обе оценки можно объединить, если учесть, что эволюционный цикл облака может быть несимметричным, с долгой фазой образования и быстрой фазой разрушения. При этом на фазе образования в облаке на протяжении длительного времени может присутствовать молекулярный водород при отсутствии молекул CO, что делает невозможной идентификацию облака.

С учётом сказанного в настоящее время на первый план выходят задачи идентификации CO-тёмных молекулярных облаков, молекулярных облаков низкой поверхностной яркости, а также маломассивных молекулярных облаков.