Знание-сила 2006 № 09 (951)

Атмосфера Энцелада состоит на 65 % из водяных паров, на 20 % из молекулярного водорода, а также содержит углекислый газ, молекулярный азот и моноксид углерода.

Окрестности Сатурна изобилуют атомами кислорода. Они образуются вследствие разложения молекул воды, покидающих Энцелад, на водород и кислород. Плотность Энцелада — 1,29 граммов на кубический сантиметр — лишь немного превосходит плотность воды, так что спутник, очевидно, в основном состоит из водяного льда.

Лед на поверхности Знцелада очень чистый. Этим он заметно отличается, например, от спутника Юпитера — Европы, на поверхности которой лед сильно загрязнен различными солями.

Если на экваторе Энцелада температура равна всего 80 кельвинам (-193° С), то на Южном полюсе, где ожидалось, будет еще холоднее, -110 кельвинам. Однако именно здесь из недр Энцелада на поверхность непрестанно выбрасываются потоки разогретого вещества.

В окрестности "тигриных полос" лед очень молод. По некоторым оценкам, его возраст составляет от 10 до 1000 лет. Поблизости попадаются также странные глыбы льда высотой 10-15 метров; их происхождение непонятно.

Каждую секунду с поверхности Энцелада уносится в космос до килограмма ледяной крупы, пополняющей одно из колец Сатурна — кольцо Е.

"Кассини" — первый космический аппарат, который исследовал кольцо Е, состоящее из крупинок льда размером в несколько микрометров. Одной из задач экспедиции станет исследование "основных маршрутов, по которым движутся частицы вещества в окрестности Сатурна", как отметил один из ее руководителей.

Дмитрий Вибе

Широко простирает химия руки свои в дела человеческие.

Куда ни посмотрим, куда пи оглянемся, везде обращаются перед очами нашими успехи ее прилежания.

М. В. Ломоносов

Великий русский ученый М.В. Ломоносов вряд ли представлял глубину своей правоты, ибо теперь мы знаем, что "успехи прилежания" химии распространяются до самых окраин Вселенной. Мы привыкли считать космос ареной ядерных и термоядерных реакций. Но от комет до далеких квазаров свою роль — иногда скромную, а временами определяющую — играют и менее заметные, но не менее интересные химические реакции.

В начале XX века считалось, что химические реакции в космосе не идут — ультрафиолетовое излучение звезд должно немедленно разрушать любые молекулы, и потому химические элементы вне Солнечной системы способны существовать лишь в виде атомов или ионов. Однако в конце 1930-х годов выяснилось, что в спектрах звезд имеются линии поглощения молекул СН и CN, очевидно, возникающие в межзвездном пространстве. Забавно, что уже тогда наблюдатели отметили странную особенность: часть этих молекул находилась в возбужденном состоянии, словно на них воздействовало поле излучения с температурой в несколько кельвинов. То есть именно молекулы впервые сообщили астрономам о существовании фонового микроволнового излучения, которое мы теперь называем реликтовым. Увы, тогда о теории горячей Вселенной никто еще не знал, и обратить внимание на реликтовое излучение было некому.

Молекулы, подобно атомам, обладают различными энергетическими состояниями и при переходе из одного состояния в другое излучают или поглощают фотон. Поскольку различие между энергиями этих состояний чаще всего невелико, молекулярные линии излучения и поглощения приходятся в основном на радиодиапазон. Поэтому настоящую революцию в изучении молекулярной Вселенной произвели радиотелескопы (кстати, первым на возможность наблюдения радиолиний межзвездных молекул указал наш выдающийся астрофизик И.С. Шкловский). Открытия следовали одно за другим — в 1963 году был открыт космический гидроксил (ОН), в 1968-м стало известно о существовании в межзвездной среде многоатомных молекул — аммиака и воды... К этому времени перед астрономами ребром встал вопрос о происхождении этих молекул.

Откройте школьный учебник химии и загляните в главу, посвященную синтезу аммиака. Чтобы произвести эту молекулу в земных условиях, необходимы сложные установки, высокие температуры и давления. Каким образом Природе удается получить то же самое соединение при температуре 10 кельвинов и плотности, которую не способен создать даже лучший вакуумный насос?

Ответ на этот вопрос отчасти заключается в нем самом. Из-за низких температур и плотностей химические реакции в космическом пространстве идут очень медленно. Природа может не спеша раскручивать последовательность реакций, в результате которых атом азота сначала присоединяет к себе один атом водорода, потом другой, затем третий... Конечно, такой последовательный рост молекулы занимает гораздо больше времени, чем ее синтез на химическом комбинате, но, согласитесь — Природе, в отличие от нас, спешить совершенно некуда. В подобных же цепочках образуются и другие простые молекулы.

Ну а что насчет другого возражения? Почему межзвездные молекулы не разрушаются ультрафиолетовым излучением звезд? Да потому, что в космосе немало мест, куда это излучение попросту не доходит. Недра плотных межзвездных облаков прекрасно защищены от ультрафиолетовых квантов толстым слоем космических пылинок — недаром эти облака называют темными. Именно там и работает межзвездная химическая кухня. Рецепт ее действия прост: возьмите атомы десятка самых распространенных элементов (водорода, гелия, углерода, кислорода, азота, натрия, магния, железа, серы, остального — по вкусу), перемешайте, добавьте космических лучей, и через несколько десятков тысяч лет в вашем распоряжении образуется смесь из сотен молекул, среди которых будут не только аммиак и вода, но и более сложные молекулы, например, метанол, формальдегид. Далеко не для всех этих молекул имеются привычные "земные" названия. Необычность астрохимии приводит к образованию таких диковинных молекул, как, например, HC 11N — цепочки из одиннадцати атомов углерода, к концам которой прикрепились атомы водорода и азота.

К сожалению, большую часть этих молекул наблюдать не удается — одни излучают слишком слабо, у других излучение попадает в диапазон, недоступный для наблюдений с Земли. Взять хотя бы ту же воду — разве может ее излучение пробиться через плотную завесу водяного пара в земной атмосфере? Сейчас с помощью наблюдений в космосе обнаружено более 130 молекул, самая большая из которых — уже упомянутая HC 11N. Но для работы химического реактора их недостаточно, поэтому присутствие в темных облаках недостающих реагентов приходится предполагать теоретически. Конечно, особенно приятно бывает, когда одну из таких "теоретических" молекул удается потом обнаружить наблюдательно. Так было с ионом Н 3+ — еще в начале 1970-х годов теоретики отвели ему ключевую роль в астрохимии, но в наблюдениях он был обнаружен только в 1996 году, подтвердив, что химические модели, разрабатываемые с тех времен, имеют под собой реальные основания.