К оглавлению
Где скрывается межзвёздный кислород
Дмитрий Вибе
Опубликовано 06 мая 2013
Несколько дней назад произошло грустное, но неизбежное событие: прекратила работу космическая обсерватория «Гершель». Она была запущена в космос 14 мая 2009 года и должна была проработать около трёх лет, однако действительность, что с ней бывает нечасто, превзошла самые оптимистические сценарии, и охладитель иссяк лишь 29 апреля, подарив проекту несколько лишних месяцев наблюдений.
Обсерватория «Гершель» работала в дальнем инфракрасном (ИК) и субмиллиметровом диапазонах, то есть способна была принимать свет с длинами волн от 55 до 672 микрон. Этот диапазон с Земли либо не виден совсем, либо виден очень плохо (в нескольких окнах прозрачности), что обидно, ибо именно на эти длины волн приходится максимум излучения холодного (десятки кельвинов) межзвёздного и околозвёздного вещества, в частности максимум теплового излучения практически всей космической пыли. Кроме того, субмиллиметровый диапазон богат спектральными линиями, принадлежащими атомам, ионам и многочисленным молекулам, также пребывающим в межзвёздном и околозвёздном пространстве.
О достижениях «Гершеля» сказано в последние дни много, и я это пересказывать не буду: что и говорить, обсерватория замечательная и результаты уникальные. Напишу лучше о проблеме, которую «Гершель» не только не помог решить, но, скорее, даже усугубил. Это проблема кислорода, третьего по распространённости элемента во Вселенной. Точнее, он третий по содержанию в звёздах, но, поскольку звёзды образуются из межзвёздного вещества, логично предположить, что и в нём кислорода должно быть много. Остаётся понять, в какой именно форме, в составе какого вещества существует межзвёздный кислород.
Во времена зарождения астрохимии, то есть в 1970-е годы, предполагалось, что основным резервуаром кислорода в межзвёздной среде (МЗС) являются молекулы воды и O2, то есть те, что мы вдыхаем и пьём на Земле. Цепочка реакций, ведущих к в этим соединениям, очень проста. Сначала космические лучи ионизуют молекулу самого распространённого элемента — водорода, в результате чего возникает ион H3+. Ион H3+ вступает в реакцию со свободным атомом кислорода, порождая ион OH+. Этот ион реагирует с молекулой водорода, превращаясь в H2O+, ион H2O+ тоже реагирует с молекулой водорода, превращаясь в H3O+, а этот последний рекомбинирует с электроном, попутно разваливаясь с образованием молекулы воды или гидроксила (OH). Гидроксил, сталкиваясь со свободным атомом кислорода, превращается в молекулу кислорода и свободный атом водорода. Я описываю эту цепочку детально, чтобы показать: химия кислорода проста и предсказуема, представляя собой, по сути, быструю «перекачку» свободных атомов кислорода в молекулы H2O и O2, итоговое относительное содержание которых по количеству атомов должно быть сопоставимо с полным содержанием кислорода, порядка 10-5-10-4.
Проверить этот вывод в наземных наблюдениях сложно, так как сильные линии воды и O2, попадающие в субмиллиметровый диапазон, не доходят до поверхности Земли, поскольку поглощаются этими же молекулами в земной атмосфере. Наблюдатели пытались обойти эту проблему при помощи различных ухищрений, например, искали излучение изотопомера 16O18O. Изотопомеры, то есть молекулы, в которых один или несколько атомов замещены менее распространёнными изотопами, зачастую обладают линиями, отсутствующими у варианта с основными изотопами, которые легче наблюдать. Линии молекулы кислорода искали также в далёких галактиках, надеясь, что красное смещение сдвинет их в окна прозрачности земной атмосферы. Но наземные попытки оказались тщетными, и это уже означало, что о содержании молекулярного кислорода выше 10-5 речи не идёт.
Первый опыт космического поиска O2 также оказался неудачным: субмиллиметровый телескоп SWAS в начале 2000-х годов линий молекулярного кислорода тоже не увидел, наложив на содержание этой молекулы ещё более строгое ограничение — не более 10-7. Достоверно молекула O2 была обнаружена в МЗС (точнее, в области звёздообразования ρ Змееносца) при помощи космического телескопа «Один» только в 2005 году (я традиционно указываю не год наблюдения, а год публикации). Её содержание оказалось равным 5 10-8, то есть на порядки ниже теоретических предсказаний.
Незначительно лучше оказалась и ситуация с водой. Правда, у воды есть линия на длине волны 1,35 см, легко наблюдаемая с Земли, поэтому сам факт наличия воды в МЗС сомнений никогда не вызывал. Но о количестве воды эта линия мало что может сказать, поскольку возникает в специфических условиях. «Обычные» линии холодной межзвёздной воды также попадают в субмиллиметровый диапазон и требуют космических наблюдений. Первую информацию о количестве воды в межзвёздных газовых облаках принёс SWAS, и оно также оказалось существенно ниже модельных предсказаний.
Было высказано предположение, что кислород не виден, потому что в составе различных молекул, прежде всего воды, примерзает к пылинкам. Чтобы мы могли его зафиксировать, ледяные оболочки пылинок должны испариться; следовательно, искать воду и O2 нужно не в межзвёздных облаках вообще, а вблизи рождающихся звёзд, нагревающих пыль и испаряющих поверхностный лёд. На «Гершель» с его высокой чувствительностью и хорошим угловым разрешением в этом отношении возлагались большие надежды. В программе наблюдений было два проекта, посвящённых молекулам O2 и H2O, — HOP (Herschel Oxygen Project) и WISH (Water in Star-forming Regions with the Herschel Space Observatory).
Результаты «Гершеля» по молекулярному кислороду не особенно вдохновляют. По сути, излучение этой молекулы удалось обнаружить только в двух местах — всё в том же ρ Змееносца (дополнив результаты «Одина») и в одном направлении на область звёздообразования в Орионе. Правда, в последнем случае содержание O2 оказалось высоким, около 10-6, но зато в других источниках, казавшихся перспективными, в том числе в Орионе, снова получены только верхние пределы, свидетельствующие, что содержание O2 в них не превышает 10-9. Иными словами, молекулярного кислорода в межзвёздном газе не просто меньше, чем предсказывает теория, его очень мало, по крайней мере, в среднем. Угловое разрешение не безгранично, поэтому нельзя исключить, что молекулярного кислорода много в каких-то очень компактных зонах, различить которые не под силу даже «Гершелю».
Ситуация с водой благодаря «Гершелю» не прояснилась, но хотя бы обогатилась новыми данными в гораздо большей степени, чем в случае с молекулярным кислородом. Воду удалось наблюдать в самых разнообразных объектах, начиная с холодных беззвёздных ядер и заканчивая массивными протозвёздами и протопланетными дисками (о них я уже писал). Однако даже в самых «тёплых» областях содержание воды не дотягивает до предсказываемого значения как минимум порядка величины.
По совокупности результатов это означает, что ни H2O, ни тем более O2 не являются основными «держателями» межзвёздного кислорода. Ещё раз подчеркну: в химии кислорода количество «белых пятен» минимально. Набор реакций ограничен и прост, все промежуточные компоненты наблюдаются, скорости реакций измерены в лаборатории. Если в среде есть свободный кислород, он должен переходить в воду и O2. Если он этого не делает, значит, его нет; то есть атомы кислорода связаны как-то иначе.
Часть их, конечно, спрятана в самих пылинках, например в минералах типа оливина и пироксена, однако эта часть ограничена содержанием других элементов (магния, кремния, железа и пр.). В целом примерно половину ожидаемого количества межзвёздных атомов кислорода приходится относить к UDO — деплицированному кислороду (unidentified depleted oxygen). В 2010 году Дон Уиттет предположил, что скрытым резервуаром для UDO могут быть органические частицы. Попадая в межзвёздные облака, они, возможно, способны «впитывать» атомы кислорода, включая их в свою структуру. И это не абстрактное предположение: органическое вещество, доставленное на Землю космическим аппаратом «Стардаст» с кометы Вильда-2, действительно переобогащено кислородом.
Результаты наблюдений воды и O2 на «Гершеле» бесценны с точки зрения астрохимии. Особенно это верно в отношении воды, для которой впервые прослежен (пока только наблюдательно; теоретики должны подтягиваться) практически весь путь от холодного дозвёздного вещества до протопланетных дисков и планет. Однако ответа на вопрос о местонахождении межзвёздного кислорода «Гершель» не дал. И это, заметьте, не какой-нибудь празеодим или менделевий; это элемент, по количеству атомов уступающий только водороду и гелию. И мы до сих пор не знаем, где искать эти атомы…
