Гідрид гелію — перша молекула у Всесвіті — утворюється в космосі і зараз

Ріс. 1. Планетарна туманність NGC 7027, в якій було вперше виявлено присутність іонів гідриду гелію HeH +. Туманність знаходиться приблизно в 3000 світлових років від нас у сузір’ї Лебедя. Обидві фотографії були отримані телескопом «Хаббл». Ліворуч: фото в ВК-діапазоні, отримане складанням трьох окремих знімків на різних довжинах хвиль, кольори — штучні (наприклад, червоний колір відповідає випромінюванню холодного молекулярного водню). Праворуч: накладання знімків у ІК- та оптичному діапазонах. Світла точка в центрі — білий карлик, в якого перетворилася зірка, що породила цю туманність. Зображення з сайту hubblesite.org

Астрофізики з Німеччини та США виявили в космосі спектральний підпис іонізованих молекул гідриду гелію, які на зорі існування Всесвіту поклали початок космічній хімії. Ця речовина була експериментально відкрита ще 1925 році, але її наявність у космічному просторі досі з достовірністю не підтверджувалася спостереженнями. Тепер таке підтвердження вдалося отримати завдяки використанню високочутливої апаратури ІК-обсерваторії SOFIA, встановленої на літаку. Ці молекули були виявлені саме там, де вони очікувалися згідно теоретичних передбачень — у молодій планетарній туманності NGC 7027.

Для початку коротко нагадаю сучасні уявлення про виникнення найлегших хімічних елементів, яке завершилося приблизно через три хвилини після Великого вибуху. В останні роки астрофізики і космологи прийшли до єдиної точки зору щодо того, що відбувалося в нашому Всесвіті, коли його вік перевищив одну мікросекунду. Тоді сталася так звана Велика Аннігіляція все ще вільних кваркових частинок, яка знищила всі антикварки, але пощадила мізерний надлишок кварків. Коли вік Всесвіту досяг 10 мікросекунд, кварки втратили незалежність і злилися в трійки і пари. Перший процес породив баріони — протони і нейтрони, які в майбутньому стали цеглинками для побудови атомних ядер. Попарне злиття призвело до появи вкрай нестабільних частинок з групи мезонів — в основному, піонів.

На кожен баріон у ті часи припадало близько мільярда високоенергетичних фотонів, чия температура становила близько 4 трильйонів градусів. У результаті на десятій мікросекунді Всесвіт заповнився надгорячою плазмою щільністю близько 100 мільйонів тонн на кубічний сантиметр. Основний внесок у її енергію робили не баріони і фотони, а високоенергетичні лептони — електрони і позитрони. Ці частинки існували в такому ж нікчемному дисбалансі, як кварки і антикварки, проте все ж не анігували повністю, оскільки через високу температуру гамма-кванти породжували все нові і нові електронно-позитронні пари. Цю фазу ранньої історії Всесвіту називають лептонною ерою (а попередню — кварковою). Слід зазначити, що діаметр нині доступної для спостережень частини Всесвіту в ті часи був в межах сотні астрономічних одиниць — тобто багато менше поперечника сучасної Сонячної системи.

Лептонна ера тривала до тих пір, поки гамма-квантам вистачало енергії для породження електронів і позитронів. Оскільки через розширення Всесвіту температура фотонного газу постійно знижувалася, на позначці 1 секунда утворення лептонів пішло на спад. Воно ще недовго тривало за рахунок гарячого хвоста фотонного спектру, але незабаром припинилося повністю. До моменту, коли Всесвіту виповнилося 10 секунд, лептонна ера пішла в минуле.

Подібно до кваркової ери, вона залишила після себе дуже гарячу плазму, але з іншими характеристиками. Її щільність становила 5 кг/см³, проте на частку протонів, нейтронів та електронів припадала лише одна десята грама, а решті внесок належав фотонам. Почалася нова космічна ера, радіаційна, коли щільність маси (або, що те ж саме, енергії — згадаймо формулу Ейнштейна( E = mc ^ 2)) електромагнітного випромінювання перевищила щільність речовини.

Лептонна ера породила неоднакові кількості протонів і нейтронів. Оскільки нейтрони трохи важчі за протони, вони з’являлися рідше. Тому до початку радіаційної ери протони переважали над нейтронами щодо 6:1. Протони стабільні, а час життя вільного нейтрону в середньому становить чверть години. Коли вік Всесвіту досяг до 3 хвилин, 13% нейтронів розпалося, і на кожен нейтрон стало припадати по 7 протонів. Варто зазначити, що кількість фотонів у розрахунку на один протон встановилася на рівні 1,6 мільярда і відтоді практично не змінилася.

В історії Всесвіту трихвилинна позначка надзвичайно важлива. Саме на цій стадії вперше з’явилася можливість формування складових ядер — конкретно, ядер дейтерію (протон плюс нейтрон). Енергія зв’язку такого ядра дорівнює 2,2 МеВ, що відповідає температурі в 25 мільярдів градусів. Температура первинної плазми дійшла до цього рівня, коли Всесвіту було всього чверть секунди. Можна припустити, що дейтерій почав утворюватися вже тоді, проте цього не сталося. Електромагнітне випромінювання Всесвіту ще довго містило досить гарячих фотонів, які розбивали новонароджені ядра дейтерію. Масове руйнування дейтерію загальмувалося, коли частка фотонів з енергією понад 2,2 МеВ скоротилася до однієї мільярдної (згадаймо, що загальна кількість фотонів у півтора мільярда разів перевищувала число тих, що підлягають об’єднанню баріонів!). Це сталося, коли вік Всесвіту досяг однієї хвилини, а ще через дві хвилини процес синтезу дейтерію пішов на повну силу. Новонароджені ядра цього ізотопу водню почали приєднувати по одному протону і одному нейтрону (в будь-якому порядку) — так з’явилися альфа-частинки, ядра гелію. Процес зайняв всього кілька хвилин і задіяв практично всі нейтрони. Лише невелика їх частина пішла на не перероблений в гелієвому синтезі дейтерій і гелій-3 і зовсім нікчемна — на ядра літію-6 і літію-7 і на нестабільний тритій (модельні обчислення показують, що на одне ядро дейтерію і гелію-3 припало приблизно сто тисяч ядер водню, на ядро літію-7 — десять мільярдів, а на ядро літія — 6). Оскільки вихідне співвідношення протонів і нейтронів становило 7:1, кожну нову альфа-частинку супроводжували 12 вільних протонів. Так космічний простір заповнили ядра водню (75% загальної маси) і гелію-4 (25%). У наш час ці показники дорівнюють 74% і 24% — решта 2% припадають на більш важкі елементи, породжені процесами зоряного нуклеосинтезу.

Первинний нуклеосинтез за дуже малий час радикально перетворив склад космічної плазми. А ось потім протягом приблизно 400 тисяч років вона еволюціонувала багато спокійніше. Звичайно, залишав радіаційний фон, причому його температура знижувалася назад пропорційно четвертому ступеня зростаючого лінійного розміру Всесвіту. Щільність і звичайної, і темної матерії скорочувалася повільніше, назад пропорційно кубу космологічного розширення. Щільність фотонної енергії падала швидше. оскільки розтягнення простору не тільки розсіювало кванти по все більшому і більшому обсягу, але і збільшувало довжини їх хвиль, знижуючи частоти.

Коли вік Всесвіту трохи перевищив 50 тисяч років, щільність променевої енергії (до неї відносять і енергію нейтрино) зрівнялася з щільністю енергії частинок, а потім почала від неї відставати. Тут-то і настав кінець радіаційній ері. До речі, саме в цей час космічний простір вперше засяяв блакитним світлом — до цього реліктові фотони були ультрафіолетовими, а ще раніше, коли вік Всесвіту становив від півтора хвилин до 600 років — рентгенівськими. У віці 5 мільйонів років температура Всесвіту впала до 600 градусів Кельвіна, практично всі реліктові фотони перейшли в інфрачервону зону, і в космічному просторі настала безпросвітна темрява. Вона стала розсіюватися десь через 100-200 мільйонів років після Великого вибуху (після появи найперших зірок).

Але що ж все-таки відбувалося через 400 тисяч років після Великого вибуху? Задовго до цього електрони стали об’єднуватися з ядрами існуючих тоді елементів. Перше за часом (і дуже раннє) таке перетворення відбулося з літієм, однак при цьому утворилися іони Li +, але не нейтральні атоми. Потім настала черга гелію. Спочатку альфа-частинки приєднували до себе по одному електрону і перетворювалися в іонізовані атоми гелію, а потім і по другому, утворюючи нейтральні атоми. Цей процес практично завершився при червоному зміщенні z = 2000, коли вік Всесвіту склав приблизно 200 тисяч років (D. Galli, F. Palla, The dawn of chemistry, 2012). Пізніше аналогічна річ сталася і з протонами, які після приєднання електронів перетворилися на атоми водню. Цей процес почався при z = 1300, через 370 тисяч років після Великого вибуху. Він в основному завершився при червоному зміщенні близько 1000, коли скорочується частка голих протонів склала 10% (при z = 800 вона вже не перевищувала 1%), а температура фотонного газу впала нижче 3000 кельвінів. Залишені фотони вже не могли розсіюватися на нейтральних атомах і вирушили в безперешкодну подорож по космосу. Ці реліктові кванти, що охолонули в наш час до 2,725 кельвінів, ми називаємо фоновим мікрохвильовим випромінюванням.

На цьому часовому відрізку існування Всесвіту і почалася космохімія. У діапазоні значень червоного зміщення від 2000 до 800 в космічній плазмі крім атомів гелію-4, залишалося ще достатньо протонів. Вони і склали первинну сировину для реакції радіаційної асоціації (radiative association, див., наприклад, D. R. Bates, E. Herbs, 1988. Radiative Association), в ході якої при зіткненні протона з атомом гелію з’являвся іон гідриду гелію і випускався фотон:

[mathrm{H}^+ + mathrm{He}tomathrm{HeH}^++hnu.]

За нею пішли подібні реакції за участю атомів водню і протонів(mathrm {H} +mathrm {H} ^ +mathrm {H} ^ + _ 2 + hnu) і(mathrm {H} ^ + _ 2 +mathrm {H }tomathrm {H} _ 2 +m{ hh. І це було лише початком, незабаром число реакцій пішло на десятки. Тож йон гідриду гелію виявився першою складною (лише двоатомною, але все ж!) речовиною, що з’явилася в нашому Всесвіті. Більш того, ці іони почали синтезуватися (хоча і в абсолютно нікчемних концентраціях) вже при z = 7000, коли після Великого вибуху пройшло лише 30 тисяч років.

Оскільки іони HeH + приєднували електрони, їх виникнення йшло рука об руку з подальшою нейтралізацією (як кажуть астрономи, рекомбінацією). Однак нейтральні молекули гідриду гелію HeH в основному стані нестабільні і тому недовговічні. В результаті концентрація іонів He^H + спочатку зростала, а потім почала падати. Вона досягла максимуму, коли Всесвіт підріс до півмільярда років (S. Bovino et al., 2011. Ion chemistry in the early universe. Revisiting the role of H^eH+ with new quantum calculations). Втім, і в цей час їх розрахункова частка по відношенню до атомів водню становила всього ¹⁰ — 1^3-10 — 14.

Ніхто не знає, чи збереглися в космосі первинні молекули іонізованого гідриду гелію — у всякому разі, виявити їх поки не вдалося. Однак наприкінці 1970-х кілька дослідників дійшли висновку, що є надія знайти такі іони (природно, не стародавні, а новоділ) у нині існуючій космічній плазмі. Зокрема, було показано, що в щільних планетарних туманностях вони повинні синтезуватися в кількостях, які можливо виявити спектроскопічними методами (J. H. Black, 1978. Molecules in planetary nebulae). Саме це тепер і зробили завідувач відділенням субміліметрових технологій боннського Інституту радіоастрономії імені Макса Планка Рольф Гюстен (Rolf Güsten) і його колеги.

Планетарні туманності — це гарячі плазмові оболонки, що оточують новонароджені білі карлики. Вони утворюються при скиданні зовнішніх шарів червоних гігантів і надгігантів на останньому етапі їх еволюції. Планетарні туманності живуть не більше декількох десятків тисяч років, а потім остигають, тьмяніють і розсіюються в просторі. На місці туманності залишається зовсім молодий і тому дуже гарячий білий карлик.

Як об’єкт для пошуку іонів гідриду гелію автори обговорюваної статті в Nature вибрали планетарну туманність NGC 7027 (рис. 1), розташовану в сузір’ї Лебедя в трьох тисячах світлових років від Сонця. Вона дуже молода (ми її бачимо у віці приблизно 600 років) і відрізняється високою щільністю плазми і великою швидкістю її розльоту. Білий карлик в її центрі не особливо масивний (0,7 сонячної маси, що дуже далеко від межі Чандрасекара), проте його світність при температурі поверхні в 190 тисяч градусів в 7000 разів перевищує сонячну.

Пошук увінчався успіхом. Вчені розраховували виявити випромінювання, яке виникає при переходах іонів гідриду гелію зі стану з одиничним повним кутовим моментом у стан, де цей момент дорівнює нулю (див. Molecular Line Spectra). При таких переходах випромінюються фотони дальньої інфрачервоної зони з частотою 2,010 терагерц і довжиною хвилі 149,1 мікрометрів. Саме їх вдалося зареєструвати.

Щоправда, для цього знадобилися спецзасоби. Випромінювання з такою частотою поглинається водяним пором у нижніх шарах атмосфери і тому ненаблюдаемо наземними засобами. Вчені проводили вимірювання на спектрометрі GREAT (German Receiver for Astronomy at Terahertz Frequencies), встановленому на борту широкофюзеляжного авіалайнера Boeing 747SP, спеціально модифікованого для багатогодинних польотів. Він використовується як літак-носій Стратосферної Обсерваторії інфрачервоної астрономії (Stratospheric Observatory for Infrared Astronomy, SOFIA) — спільного дітища НАСА і Німецького центру авіації і космонавтики (рис. 2). Літаюча обсерваторія оснащена 2,5 метровим телескопом та іншим науковим обладнанням. Спостереження планетарної туманності NGC 7027 проводилися в травні 2016 року.

Ріс. 2. Обсерваторія SOFIA за роботою. У борту літака видно відкритий люк, в якому встановлено 2,5-метровий ВК-телескоп. Фото з сайту en.wikipedia.org

Дослідники з команди Рольфа Гюстена не тільки зареєстрували випромінювання очікуваної частоти і тим виявили довгоочікуваний спектральний підпис іонів гідриду гелію. Вони також підтвердили зроблений чверть століття тому висновок, що в планетарних туманностях ці іони виникають в ході реакції

[mathrm{He}^+ + mathrm{H}tomathrm{HeH}^++hnu.]

Легко бачити, що цей варіант синтезу іонів HeH + відрізняється від існуючого в юному віці Всесвіту — природа досить винахідлива.

Щоб уникнути необхідності писати висновок, просто переведу останній абзац обговорюваної статті.

«Хоча іон HeH + не надто важливий для сьогоднішніх земних справ, хімія в нашому Всесвіті почалася саме з нього. Відсутність надійних свідчень його присутності в міжзоряному просторі була нелегкою дилемою для астрономії. Однозначне детектування цього іона, про яке повідомлено в цій статті, нарешті щасливо завершило зусилля з його пошуку, що розтягнулися на десятиліття. Це стало можливим завдяки прогресу технології терагерцових вимірювань, використаних в інструменті GREAT, і своєчасно отриманому доступу до унікальної обсерваторії SOFIA, здатної здійснювати висотні польоти над поглинаючими інфрачервоні хвилі шарами земної атмосфери «. Сформульовано гранично ясно. Чого ж болю, що я можу ще сказати?

Джерело: Rolf Güsten, Helmut Wiesemeyer, David Neufeld, Karl M. Menten, Urs U. Graf, Karl Jacobs, Bernd Klein, Oliver Ricken, Christophe Risacher & Jürgen Stutzki. Astrophysical detection of the helium hydride ion HeH⁺ // Nature. 2019. V. 568. P. 357–359. DOI: 10.1038/s41586-019-1090-x.

Олексій Левін