Коллектив Авторов - Цифровой журнал «Компьютерра» № 172

К оглавлению

Опубликовано06 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 O 2, 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 H 3 +. Ион H 3 +вступает в реакцию со свободным атомом кислорода, порождая ион OH +. Этот ион реагирует с молекулой водорода, превращаясь в H 2O +, ион H 2O +тоже реагирует с молекулой водорода, превращаясь в H 3O +, 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 H 2O и O 2, 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 O 2, 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 16O 18O. 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 -5речи не идёт.

Первый опыт космического поиска O 2также 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 O 2была 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 O 2нужно 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 O 2и H 2O, — 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 O 2оказалось высоким, около 10 -6, но зато в других источниках, казавшихся перспективными, в том числе в Орионе, снова получены только верхние пределы, свидетельствующие, что содержание O 2в 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.