cyjnych. Tradycyjne przekonanie o niemożności przetrwania molekuł w pełnym nie
bezpiecznych fotonów UV ośrodku międzygwiazdowym zdawało się mieć całkowite poparcie
w obserwacjach optycznych, potwierdzających jedynie obecność najprostszych związków: CH i
CN. Lawina odkryć coraz to bardziej skomplikowanych cząsteczek organicznych postawiła
przed astrofizykam i dwa istotne problemy: przetrwania i pochodzenia m olekuł. K rótki okres, jaki u p ły n ą ł od wspomnianego odkrycia nie pozwala, rzecz jasna, uznać zaistniałych pro blemów (zwłaszcza drugiego) za rozwiązane. A rtykuł niniejszy zawiera więc przegląd danych obserwacyjnych i związanych z nimi idei bez wnikania w szczegóły pow stałych do tej pory teorii. R ozdziały 2 i 3 zawierają wykaz obserwowanych m olekuł i opis ich rozmieszczenia w Galaktyce. Przedstawienie warunków, w których trwają m olekuły zawiera rozdz. 4. W rozdz. 5 omówiono krótko teorie pochodzenia m olekuł międzygwiazdowych, a końcowe podsum o wanie przedstawia rozdz. 6.
2. WYKAZ MOLEKUŁ I PIERWSZE OSOBLIWOŚCI
W ciągu ubiegłych dziesięciu lat zaobserwowano w przestrzeni m iędzy gwiazdowej ok. 50 m olekuł. Aktualną w połow ie 1977 r. listę zidentyfikowanych związków podaje tab. 1. Za warty w niej spis nie będzie zapewne aktualny z chwilą dotarcia do rąk Czytelnika, niemniej wykrywanie coraz to bardziej złożonych związków w przestrzeni między gwiazdowej przestało już dziwić. Przypatrzmy się zatem przedstawionej tabeli 1.
T a b e l a 1
Lista m olekuł aktualna w lipcu 1977 r. ( I w a n o w s k a i W o s z c z y k 1978)
Wzór chem. Polska nazwa Najważniejsze linie cm
1 2 3 CH rodnik wodorowęglowy 9,0 CN cjanogen 0,25 CO tlenek węgla 0,26 CS siarczek węgla 0,65, 0,62, 0,31, 0,20 OH hydroksyl 18,0, 6,3, 5,0 NS siarczek azotu 0,26 SO tlenek siarki 2,3, 0,34, 0,3
SiO tlenek krzemu 0,35, 0,23
SiS siarczek krzemu 0,33, 0,27
H 2 ° woda 1,35 HCO
---
0.35 c2h rodnik acetylenu 0,34 HCN cj ano wodór 0,34 N2H---
0,32 (jon dodatni) H2S siarkowodór 0,18OCS tlenosiarczek węgla 0,35, 0,27
so2
dwutlenek siarki 0.36, 0,31HNO
---
-h2c o formaldehyd 6,8, 6,2, 2,1, 1,0
n h3 amoniak 1,3, 1,2
HNCO kwas izocjanowy 1,36, 0,68, 0,34
c d . tab. 1
1
2 3 c3n ---HCOOH kw as m rów k ow y 18,3 h c3n cjan oacetylen 3 ,3 , 1,6 , 0 ,4 1 c h2n h m ety len o im in a 5 ,7 n h2c n cjanoam id 0 ,3 7 , 0 ,3 C H3OH m etan ol 3 5 ,9 , 1 ,2 , 0 ,6 2 n h2c h o form am id 1 9 ,5 , 6 ,5 C H3CN a ceto n itry l 0 ,2 7 c h3c 2 h m e ty lo a c e ty le n 0 ,3 5 c h3c h o aldehyd o c to w y 28,1h c5n cja n o a cety len 1 1 ,3 , 2 ,8 1 , 1,41
c h3n h2 ‘m etyloam in a 3 ,4 , 0 ,4 1 , 0 ,3 5 c h2c h c n
---
2 1 ,9 (C H 3 ) 20 d im e ty lo e te r 3 ,2 9 , 0 ,9 6 , 0 ,3 7 , 0 ,3 0 c2h 5 o h a lk o h o l e ty lo w y 0 ,3 5 , 0 ,3 3 , 0 ,2 9 c h3c h 2c n h c7n ---c h3c o o h ---h2c c o---Zawarty w niej wykaz zmusza do zastanowienia. Prawie wszystkie wymienione molekuły
zawierają węgiel; często są to znane, złożone związki organiczne. Pewnych molekuł z nie
wiadomych względów nie udało się zaobserwować, pomimo iż składające się na nie pier
wiastki należą do najobfitszych (C 0 2, związki N i O). Porównania obfitości wskazują na za
dziwiająco duże ilości cząsteczek złożonych względem prostych, łatwiejszych zdawałoby się
do uformowania, a trudniejszych do rozbicia. Nie zauważono natomiast korelacji pomiędzy
obfitościami molekuł i składających się na nie pierwiastków. Natężenia poszczególnych linii
molekularnych w różnych radioźródłach także nie są ze sobą skorelowane. Fakty te poważnie
komplikują ewentualną interpretację. Dostrzeżono ponadto, tam gdzie obserwowano molekuły
zawierające różne izotopy, że stosunki obfitości izotopów odbiegają od ziemskich — zwłaszcza
dla węgla (Z u c k e r m a n 1973; V a n y s e k i R a h e 1978).
Dodajmy, że różne natężenia linii molekularnych mogą być efektem zarówno różnic
obfitości, jak i warunków wzbudzenia. Poprawna teoria powinna przy analizie takich linii
posługiwać się danymi o lokalnym polu promieniowania, które ze względu na dużą nieprze-
zroczystość i znaczną niejednorodność gęstych obłoków oraz ewentualną obecność młodych
gwiazd może się zdecydowanie różnić od „średniego” międzygwiazdowego pola promienio
wania ( G i l r a i van D u i n e n 1978). Wymaganie powyższe jest, niestety, nadmiernie
wygórowane przy obecnych możliwościach obserwacyjnych.
2 — Postępy A stro n o m ii to m X X V I I 2 . 1/1979
3. RO ZM IESZCZEN IE M O LEKU Ł
Je st rzeczą oczyw istą, że „m ateczn ik am i” m o le k u ł m iędzygw iazdow ych m uszą b y ć obszary o s ło n ię te przed d estru k c y jn y m prom ieniow aniem u ltra fio leto w y m . O sło n ę ta k ą m oże dać je d y n ie grupa o p ty c zn ie w arstw a p y łu - jedynego ź r ó d ła ek sty n k cji ciągłej m aterii m iędzy- gw iazdow ej dla X > 9 1 2 A , szczególnie w ydajnego i / dalekim ultrafiolecie. S ytuacji takiej oczekiw ać m ożna albo w ce n traln y c h p artiach b ardzo dużego o b ło k u , albo w o b ło k u silnie zagęszczonym (e k sty n k c ja zm ienia się ja k r ~ 2 podczas k o n trak c ji). P otw ierdza to zw iązek emisji m olekularnych z ek sty n k cją ( T u r n e r 1973). Z kolei określone pom iaram i radiow ym i g ęstości o b ło k ó w prom ieniujących w liniach m o le k u ł sięgają w artości przekraczających często o czy n n ik 106 p rz e c ię tn ą g ęsto ść o b ło k ó w HI ( T u r n e r 1973). Wydaje się za te m , iż ojczyzną m o le k u ł są g ęste o b ło k i m iędzygw iazdow e, zw ane te ż o b ło k a m i H 2 , lub CO. P o ch o dzenie nazw y w ynika z fa k tu , że g łó w n y ich b udulec — m o le k u ły H 2 — w ym yka się ja k d o tą d skutecznie obserw acjom . W sytuacji tej p rz y ję to id e n ty fik o w ać gęste o b ło k i na podstaw ie linii 115 G Hz (o k . X = 2,7 m m ) najtrw alszej w p rzyrodzie cząsteczki CO. L inię ta k ą zauw ażyć m ożna w o b ło k a c h , dla k tó ry c h c a łk o w ita ekstynkcja w zakresie w izualnym sięga l m . Przegląd Drogi Mlecznej d o k o n an y w liniach m o le k u ły CO przez S c o v ' i l l e ’a i S o l o m o n a (1 9 7 5 ) w skazał na zd ecydow aną k o n ce n trac ję g ęsty ch o b ło k ó w na d ysk (skala w ysokości ok. 73 pc) przy silnie zaznaczonej n iejednorodności (w y raź n e, oddzielne kondensacje). C entrum G alaktyki w ydaje się b y ć o to c zo n e pierścieniem ’ gęstej m aterii w zakresie prom ieni o d 4 do 7 k p c, z ty m że najsilniejsza em isja p o ch o d zi z w ew n ętrz n y ch 300 pc. Skala w ysokości dla o b ło k ó w H2 je st p rz e sz ło d w u k ro tn ie niniejsza niż dla o b ie k tó w H I, je st n ato m ia st ta k a sama, ja k dla gwiazd OB, o b ło k ó w HII i pobliskiego p y łu . Silny zw iązek rozm ieszczenia p y łu i o b ło k ó w CO w yjaśnia do b rze zn a n y ^ z obserw acji fa k t sła b eg o skorelow ania ekstynkcji z n atęż en ie m linii 21 cm • O cena ca łk o w ite j m asy o b ło k ó w CO m ożliw a je s t je d y n ie n a bazie teo rety czn eg o ustalenia w zględnych ob fito ści H 2 i m o le k u ł obserw ow alnych. W edług S c o v i l l e ’a i S o l o m o n a (1 9 7 4 ) 13C O /H 2 = 1,3 • 10- 6 ; w arto ść ta prow adzi do określenia c a łk o w ite j m asy o b ło k ó w H 2 rów nej 3 • 109 MQ. W ielkość ta je st zaskakująco duża, przerasta bow iem m asę w o d o ru HI określoną na podstaw ie em isji 21 cm . Jeżeli za te m w osza cow aniu sto su n k u k o n cen tracji nie p o p e łn io n o isto tn eg o b łę d u , to w iększość m asy ośrodka m ięd zy gw iazdow ego zaw arta je st w niew ielkich, gęsty ch o b ło k a c h , silnie sk u p io n y ch na dysk G ala k ty k i. W ynik tak i p row adzi d o p ew n y ch tru d n o ści te o re ty c z n y c h , zw iązanych z koniecz nością ustalenia m echanizm u, k tó ry p rze ciw d ziała zapadaniu graw itacyjnem u tak ich o b ło k ó w w brew k ry te riu m Jeansa i redukuje te m p o pow staw ania gwiazd d o rozsądnych w artości. Wymaga to znacznego w y d łu ż e n ia czasu życia o b ło k ó w ( F i e l d 1977), b y ć m oże na skutek rotacji spow alniającej kolaps.
Co najm niej c z ęść obserw ow anych, g ęsty ch kondensacji w ydaje się przy ty m m ieć gradient gęstości zaw arty w zakresie r — r~ , co m oże sugerow ać, iż są one w trak cie zapadania graw itacyjnego ( B o k 1977). O b ło k tak i zaw ierać m oże różne m o le k u ły w ró żn y c h p artiach ; n ie ste ty , d o stę p n e obecnie techniki nie pozw alają ną w yróżnienie w niew ielkim o b ło k u miejsca pow staw ania linii. Ja k d o tą d nie u d a ło się ta k że zaobserw ow ać procesu dzielenia dużych, sam ograw itujących m as na m niejsze. B yć m oże linie CO, najsilniejsze i najlepiej w idoczne, pow stają n a pery feriach o b ło k ó w , gdzie fragm entacja nie zachodzi ( W e r n e r 1977).
Silny zw iązek miejsc rozlokow ania m o le k u ł w G alaktyce z m iejscam i pow staw ania gwiazd p o tw ierdzają obserw acje obszarów H II, w k tó ry c h d o strze żo n o szereg em isji m olekularnych.
G ęsta, p raw d o p o d o b n ie reliktow a m ateria, dzięki gęstości i nieprzezroczystości d o ść odporna na d ziała n ie fro n tó w jo n iz ac y jn y c h , w y stę p u je zapew ne na k raw ędziach (c h o ć niew ykluczone, że i w ew nątrz) ja sn y ch jn g ła w ic em isyjnych. P rędkości radialne m aterii m olekularnej i zjoni- zow anej różnią się nieco. B yć m oże je st to obraz ekspansji obszarów HU, ale zjaw isko to nie z o s ta ło , ja k d o tą d , w c a ło śc i zin terp reto w a n e (H a b i n g 1977).
Ogólnie m ów iąc, m o le k u ły rozm ieszczone są w G alaktyce w g ęsty ch o b ło k a c h , w yraźnie od siebie p o o ddzielanych, sk upionych na d ysk i zw iązanych ze stru k tu rą spiralną G alaktyki.
‘ 4. W ARUNKI FIZY C ZN E WEWNĄTRZ OBŁOKÓW H 2
O bserw acje linii m o lekularnych w skazują na b ard z o niską (poniżej 2 0 K) te m p eratu rę w n ę trz g ęsty ch o b ło k ó w ( S o l o m o n 1973). Je st to zro z u m iałe w obszarach o s ło n ię ty c h p rze d u ltra fio leto w y m (a w ięc w znacznej m ierze i przed o p ty c z n y m ) p rom ieniow aniem , k tó re pozbyw ają się energii w dalekiej podczerw ieni (em isje ziaren), a ta m ich ek sty n k cja je st bardzo niew ielka. P oniew aż g rubość o p ty c zn a o b ło k ó w w liniach radiow ych je st b ardzo różna, m ożliw e je s t te o re ty cz n ie określenie para m etró w fizycznych na różn y ch g łę b o k o ściach . Za gadnienie kom plikuje je d n a k fa k t z jednej stro n y tru d n ej analizy silnych, w ysyconych linii p o w stających przy pow ierzchni, a z drugiej silne skażenie szum am i linii sła b y c h , poch o d zący ch z obszarów g łę b szy c h .
P róby ustalenia sto p n ia jonizacji g ęsty ch o b ło k ó w w skazują, iż je st o n a znikom a:
N j N m - 1 0 ~ 8 ( T h a d d e u s 1977).
B ardzo tru d n o określić g ęsto ść obszarów H 2 ; w konsekw encji m oże to silnie rzu to w a ć na w yznaczenia mas. Poniew aż linie m o le k u ł w zbudane zderzeniow o wym agają określonej k o n centracji H 2 przyjm uje się, że obszar w idziany w liniach CO m a g ęsto ść nie m niejszą niż 100 m o le k u ł w od o ru w ce n ty m e trze sześciennym , a linie HCN w ym agają koncen tracji sto k ro tn ie wyższej (P e n z i a s 1975).
S topień tru d n o ści p om iaru ew. p ó l m agnetycznych je st ta k w ysoki, że ja k d o tą d nie uzyska n o na te n te m a t żadnych danych.
G ęste o b ło k i, b ęd ą ce w sposób oczyw isty ogniw em p ośrednim p o m ię d zy ośrodkiem m iędzygw iazdow ym i no w o p o w sta ły m i gw iazdam i, obserw uje się cz ęsto w m ło d y c h gro m adach i asocjacjach lub w p obliżu obszarów H II. W idać ta m cz ęsto w zm ocnienie linii m ole k u la rn y c h — efek t podgrzania o b ło k ó w przez prom ieniow anie pobliskich gwiazd.
N iektóre z g ęsty ch o b ło k ó w zaw ierają we w n ę trz a c h uform ow ane ju ż gwiazdy dostrzegalne b ą d ź drogą obserw acji na falach radiow ych (u k ry te obszary H II), b ą d ź w podczerw ieni. D o k ła d n y przegląd ciem nego o b ło k u B arnard 4 2 (V r b a i in. 1975) na fali 2 im i w y k az ał o b ec n o ść ok. 70 oddzieln y ch ź ró d e ł podczerw ieni na o g ó ł niew idocznych w zakresie o p ty c z ny m . E kstynkcja w izualna zaw iera się tu w granicach 5 - 4 0 m śg. W dalekiej podczerw ieni zauw ażono em isję CO na fali 3 5 0 /im ( S i m o n i in. 1973). W ykryte w zakresie 4 0 —2 5 0 jum prom ieniow anie p o dczerw one w skazuje na ob ecn o ść p y łu podgrzew anego przez gwiazdy (F a z i o i in. 1976). W spom niany ciem ny o b ło k zaw iera zatem c a łą , now o uform ow aną grom adę gwiazd całk o w icie u k ry tą dla obserw acji w zakresie o p ty c zn y m .
Posiadane przez nas dane o w arunkach fizycznych w e w n ętrz ach g ęsty ch o b ło k ó w są, ja k w id ać , nader skrom ne. D uża n iejed n o ro d n o ść, zgęszczenia, w sp ó łistn ien ie z gwiazdam i różn y ch ty p ó w w idm ow ych i gorącą m aterią zjonizow aną staw iają po d znakiem za pytania
próby prostej interpretacji uzyskanych pomiarów. Niektóre z parametrów fizycznych można dość łatw o określić w pewnych, szczególnych warunkach (np. tem peraturę z linii powstających w ośrodku grubym 'optycznie dla tych długości fal), w innych przypadkach pozostają oszaco wania górnych granic lub wnioskowanie z danych pośrednich ( L e q u e u x 1978).
Nadzieje na bardziej precyzyjną identyfikację warunków fizycznych w obłokach molekular nych związane są obecnie z konstrukcją modeli obrazujących zarówno o b ło k i, jak i zachodzące w nich procesy. Ponieważ jednak pom iędzy danymi obserwacji a modelami istnieją sprzężenia zw rotne, przy czym modelowane obiekty z trudem tylko dopasować m ożna do jakiegoś „śred niego” wzorca, nie należy oczekiwać uzyskania precyzyjnych obrazów w najbliższych latach.
Złożone m olekuły występujące w silnie strzeżonych przed niszczycielskim promienio waniem UV w nętrzach gęstych obłoków są niewątpliwie tamże produkowane. Nie jest rzeczą możliwą dla jakiejkolwiek m olekuły przeżycie podróży przez praktycznie pusty ośrodek międzychm urowy. Podobny wniosek można wysnuć z faktu wzrostu ku centrum obłoków stosunku koncentracji OH do HI.
Łączenie się atomów i m olekuł w cząsteczki bardziej złożone w rezultacie zw ykłych zderzeń w gazie nie wydaje się b yć mechanizmem odpowiedzialnym za powstanie obserwo wanych związków. Powinna bowiem w takim wypadku istnieć korelacja obfitości m olekuł i składających się na nie pierwiastków, a także znacznie wyższe koncentracje m olekuł prostych niż złożonych. Zgadza się to z grubsza w przypadku m olekuł bezwęglowych (choć i tu brak np. NO), nie znajduje natomiast żadnego potwierdzenia w obserwacjach cząsteczek orga nicznych. Zarówno ich obfitość^, jak i złożoność świadczą o istnieniu mechanizmu katalizu jącego reakcje powstawania. Korelacja obfitości m olekuł z ekstynkcją w yw ołaną pyłem wskazuje na możliwość wystąpienia ziaren międzygwiazdowych w roli katalizatorów reakcji powstawania tych m olekuł. Trudności precyzyjnego opisu formowania związków chemicznych wynikają z braku dostatecznie wiarygodnych danych o reakcjach zachodzących na powierzch niach ciał stałych. Co gorsza, istnieje możliwość występowania wielu rodzajów ziaren w prze strzeni międzygwiazdowej (rozmaite krzemiany, grafit, cząstki metaliczne). Każdy z nich może katalizować inne reakcje chemiczne, czego rezultatem m ógłby być np. wspomniany brak ko relacji natężeń linii m olekularnych w różnych radioźródłach.
Jest rzeczą niewątpliwą że na to, aby na powierzchni ziarna m ogło dojść do jakiejkolwiek reakcji przylepionych atomów gazu, czas pobytu atom u musi być dłuższy aniżeli odstęp pom iędzy dwoma kolejnymi adsorpcjami. Czas spędzony przez atom na powierzchni ziarna określa prosty wzór ( R e d d i s h 1975):
gdzie: v jest częstością charaketrystyczną drgań siatki krystalicznej ziarna, E — energią adsorpcji atom u na powierzchni ziarna, a T — tem peraturą tegoż ziarna. Czas pom iędzy dwiema ko lejnym i adsorpcjami atomów przez to samo ziarno określić można prostą form ułą:
5. POCHODZENIE MOLEKUŁ MIĘDZYGWIAZDOWYCH