ЙОН + знайдено в міжзоряному просторі

Навчання 02 серпня 2022 Перегляди: 66

Ріс. 1. Радіотелескоп APEX на плато Чахнантор в пустелі Атакама (Чилі). Розташований на висоті 5100 метрів над рівнем моря, що забезпечує прекрасний астроклімат для спостережень у субміліметровому діапазоні. Створено силами Інституту радіоастрономії суспільства ім. Макса Планка (Німеччина), Космічної обсерваторії Онсала (Швеція) і Європейської Південної обсерваторії (ESO, штаб-квартира в Німеччині). Справа — телескоп APEX на тлі Чилійських Анд. Фото з сайту ESO (www.eso.org)

Німецькі вчені за допомогою 12-метрового радіотелескопа «Апекс», встановленого в пустелі Атакама, виявили в найбільшій газопильовій хмарі центральної частини Галактики — Стрільці B2 — іон гідроксила ОН +. Вперше цю хімічну сполуку знайдено за межами Сонячної системи. Це ще й перше спостереження ^ВІН + крізь земну атмосферу за допомогою наземного інструменту.

Пошуки різних хімічних сполук у міжзоряному середовищі ведуться вже близько 80 років. Основний інструмент, що застосовується при цих роботах, — радіотелескоп. У міру того як астрономи відкривають все нові і нові багатоатомні молекули, спостереження поступово переходять у все більш коротку ділянку радіохвиль, де довжина хвилі електромагнітного випромінювання близько міліметра.

Сьогодні дослідники перевіряють ділянку спектра з ще більш коротким хвилями — близько 0,1-0,3 мм, це так званий субміліметровий діапазон (детальніше про електромагнітний спектр див. тут).

Лінії поглинання іона гідроксила були виявлені вченими з Інституту радіоастрономії ім. Макса Планка (Бонн, Німеччина) у спектрі газопилової хмари Стрілець B2. Спостереження проводилися на 12-метровому радіотелескопі «Апекс» (APEX, Atacama Pathfinder Experiment, провісник майбутньої обсерваторії ALMA), встановленому у високогірній чилійській пустелі (див. рис. 1). Спеціально для цього телескопа Інститут радіоастрономії побудував дуже чутливий приймач CHAMP +, здатний приймати міжзоряне випромінювання на межі вікна прозорості земної атмосфери поблизу довжини хвилі 0,1 мм (див. пояснення на рис. 2).

Рис, 2. Залежність від непрозорості земної атмосфери (вимірюється у відсотках) від довжини хвилі випромінювання. Видно, що атмосфера практично повністю прозора (непрозорість прагне до нуля) в двох досить вузьких діапазонах довжин хвиль — вікнах. Перше вікно розташовано у видимому діапазоні: змінюється від 0,3 до 2 мікрометрів (мкм, тисячна частка міліметра). Друге — в радіодієстоні, що від 1 мм до 20-30 м. Випромінювання в інших діапазонах ефективно поглинається або розсіюється молекулами й атомами, що містяться в атмосфері. В області міліметрових хвиль атмосферне поглинання визначається молекулами N₂O і O₂, збільшується зі зростанням вологості і зменшується з висотою. Тому, проводячи спостереження у високогірних пустелях з низькою атмосферною вологістю, астрономи мають шанс «виглянути за вікно прозорості» і спостерігати випромінювання при ­ менше 1 мм, аж до 0,1 мм

Роботи проводилися за відмінної погоди — величина обложуваної вологи в атмосфері становила всього 0,6 мм.

Обложувана волога (ІВ) — величина, яка характеризує кількість води, що міститься у вертикальному стовпчику перерізом 1 см² від поверхні Землі до верхнього краю атмосфери. Вимірюється в міліметрах — такої висоти вийшов би цей стовпчик, якщо подумки сконденсувати всі водяні пари в ньому. На сайті телескопа «Апекс» можна подивитися, як змінюється величина ОВ (pwv) протягом року і як змінюється прозорість атмосфери при різних значеннях ІВ. На сайті Інституту обчислювальної математики РАН можна подивитися карти і дізнатися, як змінюється ця величина протягом року в усьому світі.

Ріс. 3. Радіоображення молекулярної хмари Стрілець V2, отримане на 12-метровому телескопі Національної радіоастрономічної обсерваторії США (www.nrao.edu). Стрілець V2 — одне з найбільш вивчених джерел космічного випромінювання. Близькість до центру Галактики, де відбуваються процеси за участю енергійних фотонів високих енергій і газу високої щільності, обумовлює його багатий хімічний склад (виявлено близько 100 сполук). Тому пошук нових молекул у міжзоряному середовищі часто починають саме зі Стрільця V2

Чим же пояснити інтерес дослідників до такого простого з’єднання, як ВІН +? Адже на сьогоднішній день основна увага приділяється пошуку складних молекул і амінокислот! Наприклад, два роки тому ця ж група вчених у хмарі Стрілець B2 виявила молекулу аміноацетонітрилу N_H2C_H2CN — «попередника» найпростішої амінокислоти гліцину.

Іон гідроксила ОН ⁺ є ланкою ланцюжків хімічних реакцій утворення води в міжзоряному середовищі, головне з яких виглядає так:

H₃ + + O   О^Н++ H₂,

ВІН++ H2   H2_O ⁺ + H,

H₂O⁺ + H₂ → H₃O⁺ + H,

H₃O⁺ + e^– → H₂O + H,

де H₂ — це молекула водню, а e^— вільний електрон. Знаючи, який вміст іонів — проміжних ланок цього ланцюжка, — вчені сподіваються зрозуміти, в яких молекулярних хмарах може утворюватися вода і в якій кількості, а в яких — ні. Це ще одна зі складових пошуку життя в космосі і дослідження її походження на Землі. Якщо взяти стовпчик перерізом 1 см² і «проткнути» їм міжзоряну хмару Стрілець V2 наскрізь, то набереться близько 10¹⁵ молекул — тисяча трильйонів!

Ця величина називається «променевою концентрацією» або іноді «колонковою щільністю» — кількість тих чи інших частинок (молекул, іонів, атомів) на промені зору в стовпчику з перерізом 1 см². З астрономічних спостережень часто складно визначити безпосередньо концентрацію частинок — їх кількість в одиниці обсягу. Причина у віддаленості космічних об’єктів від Землі і неможливості визначення їх розмірів лінійкою, лазерним далекоміром тощо. Звичайно, якщо вдається оцінити фізичний розмір джерела випромінювання, то перейти до об’ємної концентрації частинок можна простим поділом променевої на цей розмір. Якщо подумки зконденсувати частинки в стовпчику одиничного перерізу, то вийде величина — аналог обложуваної вологи в атмосфері Землі.

Вміст іонів гідроксила в цій хмарі виявився приблизно в 100 разів менше, ніж нейтрального гідроксила OH, в тисячі разів менше, ніж простого атомарного кисню O, і всього в 40 разів менше, ніж води. Ці значення свідчать про те, що цей ланцюжок реакцій утворення води (див. вище) дійсно працює.

Ріс. 4. Рентгенівське зображення молекулярної хмари Стрілець V2. Більш детально околиці центру Галактики і Стрільця V2 в рентгенівському діапазоні показані тут (Стрілець V2 знаходиться ліворуч від центру. Відстань від Сонця до Стрільця V2 становить близько 8 кілопарсек). Фото з сайту телескопа «Чандра» (chandra.harvard.edu)

Астрофізикам мало знати, що ті чи інші хімічні сполуки містяться в космічних об’єктах — міжзоряних хмарах, зірках, галактиках. Необхідно також мати теорію того, як ці сполуки утворюються в різних фізичних умовах, таких як температура і щільність газу, вміст частинок пилу в ньому, інтенсивність поля випромінювання, швидкість іонізації газу УФ- і рентгенівськими квантами, а також космічними променями і багато іншого. Тоді, знаючи спектр випромінювання і хімічний склад спостережуваного космічного об’єкта, можна вирішити зворотне завдання — дізнатися фізичні умови в цьому об’єкті. Про вирішення цього завдання для коричневих карликів «Елементи» вже писали (див. Молекули в дисках навколо коричневих карликів: вказівки для майбутніх відкриттів, 07.07.2008).

Автори спостережень також порівняли свої дані з результатами теоретичного моделювання. Вони з’ясували, що теоретики недооцінюють вміст ВІН + у міжзоряних хмарах приблизно на порядок величини. Сьогодні ясно, що кількість іона гідроксила, як і багатьох інших молекул, залежить від ефективності, з якою молекули _{водню N}2 поглинають руйнівне ультрафіолетове випромінювання від зірок. Вміст _N2 істотно більший (у тисячі, сотні і мільйони разів), ніж інших видів сполук, вони поглинають ультрафіолет, створюючи «щит» для міжзоряного оксиду вуглецю, води, аміаку та інших молекул. Але крім ультрафіолету важливу роль відіграють рентгенівське випромінювання і космічні промені, які також можуть іонізувати середовище і зруйнувати молекули. З іншого боку, при повній відсутності джерел іонізації в хмарі зникнуть заряджені частинки, без яких хімічні перетворення стають неефективними. Який повинен бути баланс між усіма цими джерелами високоенергійних фотонів і частинок, щоб моделі теоретиків для іона гідроксила дали той же результат, що і дані спостережень, ще належить з’ясувати. Поки ж ні піонерські астрохімічні роботи 70-х років, ні сучасні моделі відповіді на це питання не дають.

Для пошуку випромінювання OH + телескоп спеціально був налаштований на довжину хвилі близько 0,1 мм, і астрономи дочекалися відповідних атмосферних умов. Але дуже часто нові хімічні сполуки — молекули та іони — в міжзоряному середовищі виявляються в результаті іншого типу спостережень — отримання спектрів космічного джерела в широкому інтервалі довжин хвиль. Тоді є шанс серед безлічі спектральних ліній ототожнити ту, яка не спостерігалася раніше. Існують спеціальні бази даних, в яких вказується, яка хімічна сполука і в якому стані збудження дає ту чи іншу лінію в спектрі. У цих базах фіксується частота лінії, а також інша корисна інформація — назва телескопа, ім’я спостерігача і космічного джерела, де лінія була виявлена вперше. Хороший приклад — база даних Національного інституту стандартів і технологій США, ось вже більше 15 років підтримувана ін. Франком Ловасом (Frank J. Lovas). А свіжий приклад цікавого спектру з безліччю ліній показаний на рис. 5.

Ріс. 5. Спектр Туманності Оріона, отриманий європейським інфрачервоним телескопом «Гершель» (див. прес-реліз інституту ім. Макса Планка в Бонні). Видно десятки ліній, серед яких вода, метанол, формальдегід і більш складні молекули — попередники амінокислот. Якщо дослідники вважають, що на якійсь ділянці спектру є лінія, про яку в базах даних інформації немає, то, можливо, вони мають справу з молекулою, яка в міжзоряному середовищі спостерігається вперше. Далі вони перевіряють літературу з атомної та молекулярної спектроскопії, де намагаються знайти відповідь на питання, яка хімічна сполука може проявлятися на даній частоті. У ряді випадків виникає необхідність у серії лабораторних експериментів для ототожнення спектральних ліній. Відомий випадок, коли астрономам знадобилося близько 50 років для ототожнення спектральних ліній загадкового елемента небулія, які, як згодом виявилося, належать кисню, водню та іншим елементам в іонізованому стані

Той факт, що ВІН + був виявлений у міжзоряному середовищі, знову говорить нам про спільність хімічних компонентів у Сонячній системі і поза нею. Вперше іон гідроксила був виявлений в ядрі комети Галлея в 1986 році космічним апаратом «Джотто». Так що результат боннських вчених — це ще й перше спостереження ^ВІН + крізь земну атмосферу за допомогою наземного інструменту. У 2004-му і 2007 роках вже робилися спроби зареєструвати лінії ^ОН + в міжзоряних хмарах, але обидві вони були визнані невдалими через недостатню чутливість приймачів випромінювання. Тепер же наземні спостереження в обсерваторіях з прекрасним астрокліматом навіть на межі вікна прозорості земної атмосфери приносять вражаючі результати.

Джерело: F. Wyrowski, K. M. Menten, R. Güsten, A. Belloche. First interstellar detection of OH + (доступний як arXiv:1004.2627), для публікації в журналі Astronomy and Astrophysics.

Марія Кірсанова