§ 27. ГАЗОВАЯ СОСТАВЛЯЮЩАЯ МЕЖЗВЕЗДНОЙ СРЕДЫ

МЕЖЗВЕЗДНЫЕ СПЕКТРАЛЬНЫЕ ЛИНИИ Са, Na И ДРУГИХ ЭЛЕМЕНТОВ И МОЛЕКУЛ

В начале текущего столетия в астрономии не имелось систематических доказательств существования межзвездной материи, кроме отдельных ее сгущений в форме туманностей. Поэтому большую важность представило открытие в 1904 г. Гартманом в спектре спектрально-двойной звезды Ori стационарной линии поглощения К (CaII) и правильное ее истолкование как линии, образующейся в результате поглощения света ионами CaII, находящимися между звездой и земным наблюдателем.

Таблица 16. Межзвездные линии поглощения, наблюдаемые в оптических спектрах далеких звезд (А)

В самом деле, в то время как все звездные линии Ori испытывали периодические колебания, связанные с орбитальным движением, линия К, тонкая и резкая, неизменно оставалась на одном и том же месте спектра. Такая же картина наблюдалась впоследствии в сотнях случаев, в том числе у как это видно в сопоставлении ее спектров на рис. 98. Первоначально делались предположения, что стационарная линия К — околозвездного происхождения и возникает в газовой оболочке, окружающей всю спектрально-двойную систему. Хотя такая возможность вообще не исключена, межзвездное происхождение линии К стало бесспорным после того как выявилось, что статистически интенсивность линии К в звездах ранних спектральных классов тем больше, чем больше расстояние до звезды, в спектре которой линия наблюдается. Вообще она тонка, но у некоторых особенно далеких звезд становится довольно интенсивной, так что эквивалентная ширина больше 1 А встречается нередко. Теория линий поглощения указывает, что в подобном случае между звездой и наблюдателем должно быть не менее 10" ионов CaII в столбе с поперечным сечением 1 см2. При расстоянии 300пк, т. е. 1021 см, это требует плотности ионов в 1 см3, что вполне допустимо для элемента, сравнительно мало распространенного в природе (см. § 19, таблицу 15). Поскольку вторая линия кальциевого дублета — Н—близка к водородной линии Не, весьма интенсивной у очень многих звезд, ее, как межзвездную, обычно не наблюдают (см., однако, рис. 144, справа).

Та же причина объясняет, почему межвездная линия К обычно наблюдается только у звезд ранних спектральных классов. У звезд поздних классов, начиная с F, всегда имеется сильная собственная линия К. Но при большой дисперсии спектра, например, 3—5 А/мм, и различии лучевых скоростей звезды и облаков CaII, в которых образуется межзвездная линия К, последняя, будучи смещенной, должна проектироваться на крыло звездной линии К, что и наблюдается в спектрах достаточно далеких звезд (например, у Сер).

Вскоре после открытия линии К в спектрах горячих далеких звезд были обнаружены межзвездные линий — натриевый дублет, а затем был найден еще ряд линий явно межзвездного происхождения. Они сведены в таблице 16.

Если оставить в стороне линии последней колонки таблицы, то характерным отличием остальных — атомных и молекулярных — от звездных линий служит крайне незначительная их эквивалентная ширина, что вызвано, во-первых, малым числом поглощающих атомов и, во-вторых, малой скоростью их теплового движения (низкая температура!).

У линий третьего столбца таблицы 16 источник неизвестен. Особенно хорошо исследована широкая линия , которая имеет наибольшую ширину у звезд с сильным избытком цвета. Весьма возможно, что эти линии возникают в результате отложения некоторых молекул вида на поверхности твердых пылинок.