вещества Солнечной системы в молекулярную форму происходили в холодном и крайне разреженном веществе межзвёздного облака.
Изучением возникновения и эволюции межзвёздных молекул занимается астрохимия. Приставка "астро" не означает, что речь идёт о какой-то другой, неземной химии. Она лишь подчёркивает, что при исследовании межзвёздных химических реакций приходится сталкиваться с условиями, которые на Земле не встречаются.
До конца 1930-х годов считалось, что у астрохимии (тогда, собственно, и термина-то такого не существовало) отсутствует предмет изучения. Ибо какие могут быть молекулы в "безвоздушном пространстве?"
Первым указанием на то, что химию необходимо распространить в космос, стали наблюдения звёздных спектров. У молекул, как и у атомов, есть электронные оболочки с энергетическими уровнями. При переходе электронов с уровня на уровень поглощаются или излучаются фотоны определённой частоты - возникают спектральные линии, специфические для данной молекулы. Если в спектре звезды мы видим линии определённой молекулы, значит, где-то на луче зрения между наблюдателем и звездой есть эта молекула. (Имеются чёткие признаки, по которым можно отличить спектральную линию, образовавшуюся в межзвёздном пространстве, от линии, которая родилась на самой звезде.)
Однако по таким линиям можно находить лишь молекулы, попавшие на луч зрения перед далёкими звёздами. Сами по себе молекулы из межзвёздной среды в электронных переходах практически не излучают. К счастью, у молекул, в отличие от атомов, есть энергетические уровни, связанные не с движением электронов, а с движением (колебаниями) атомов в молекуле и с вращением молекулы как целого. Почему к счастью? Потому что энергетика переходов между различными колебательными или вращательными состояниями существенно более низка, чем энергетика электронных переходов, и газ светится, даже если его температура исчисляется всего единицами кельвинов. Правда, фотоны, рождающиеся при переходе из одного колебательного состояния в другое, попадают в дальнюю, инфракрасную область спектра, а линии, возникающие при переходе из одного вращательного состояния в другое, и вовсе приходятся на радиодиапазон.
По этой причине обнаружить собственное излучение межзвёздных молекул удалось лишь после появления радиотелескопов. Первой молекулой, обнаруженной по собственному излучению, стал гидроксил (ОН). Затем последовали аммиак, вода... И теперь по спектральным радиолиниям зафиксировано наличие в межзвёздном (иногда околозвёздном) пространстве примерно полутора сотен видов молекул - от двухатомных до 13-атомных.
Практически все эти молекулы не распределены между звёздами равномерно, а собраны в гигантские межзвёздные молекулярные облака. Массы самых больших облаков достигают миллионов солнечных масс, а размеры исчисляются десятками парсеков (1 парсек = 3,26 светового года). Полная масса молекулярного межзвёздного газа в нашей Галактике составляет несколько миллиардов солнечных масс. Именно в наиболее плотных областях этих облаков и происходит процесс рождения новых звёзд и планетных систем. Четыре с половиной миллиарда лет назад в одном из подобных плотных газовых (точнее, газо-пылевых) сгустков возникло и наше Солнце.
Именно исследование формирования звёзд и планет является одним из основных стимулов к развитию астрохимии. Дело в том, что главной молекулой в молекулярных облаках является молекула водорода. По сути, все остальные молекулы - лишь едва различимая примесь на фоне изобилия молекулярного водорода. Но вот беда - именно эта самая распространённая молекула лишена (в силу симметричной структуры) сильных вращательных и колебательных переходов.
Иными словами, газ, состоящий из молекулярного водорода, в условиях межзвёздных молекулярных облаков практически не светится, то есть ненаблюдаем. Следующая же по распространённости молекула - оксид углерода - по содержанию уступает молекуле водорода в 10000 раз. Фактически, в самом лучшем случае, наблюдая межзвёздный молекулярный газ, мы видим одну молекулу из десяти тысяч. Конечно, спектр даже простой молекулы СО содержит немало линий. У более же сложных молекул, например у метанола, количество линий превышает несколько сотен. Анализ этих линий позволяет определить температуру и плотность газа, параметры поля излучения, в которое погружены эти молекулы... Но насколько эта информация имеет отношение к молекулярному водороду?
Чтобы ответить на этот вопрос, необходимо, во-первых, проводить наблюдения линий как можно большего количества молекул и с максимально возможным угловым разрешением. Во-вторых, необходимо строить максимально подробные физико-химические модели межзвёздного вещества. Мы знаем, что разные молекулы населяют разные области молекулярных облаков (это не относится, конечно, к вездесущему, но ненаблюдаемому молекулярному водороду).
Например, так называемые дозвёздные ядра, то есть, плотные сгустки вещества, в которых только начался процесс гравитационного сжатия (предполагается, что он закончится рождением звезды), имеют "луковичную" химическую структуру: в плотном центре сосредоточены соединения азота (NH3, N2H+), а в более разреженной внешней оболочке обильны соединения углерода (CO, CS, HCO+). Химические модели предсказывают, что баланс между углеродосодержащими и азотосодержащими соединениями меняется со временем, что открывает возможность оценки возраста дозвёздного ядра по его молекулярному составу. Благодаря эффекту Доплера, по относительному сдвигу линий различных молекул можно восстанавливать характер движения вещества в облаке. Собственно говоря, именно анализ спектров этих объектов и позволил сделать вывод о том, что они испытывают глобальное сжатие, предшествующее рождению звезды.
Перспективы развития наблюдательной техники вполне радужные. В мире действует немало радиотелескопов миллиметрового и субмиллиметрового диапазонов, позволяющих получать спектры межзвёздных облаков с высоким разрешением по частоте. В 2009 году Европейским космическим агентством был запущен космический телескоп субмиллиметрового диапазона "Гершель", также в значительной степени ориентированный на изучение молекулярного состава межзвёздной среды и в первую очередь - областей звездообразования.
Наконец, буквально через несколько лет вступит в строй флагман субмиллиметровой и миллиметровой астрономии - интерферометрическая система ALMA (Европейская Южная обсерватория). Эта система из 50 антенн позволит получать изображения не только рождающихся звёзд, но и рождающихся планет, а также обнаруживать спектральные линии, на несколько порядков более слабые, чем можно наблюдать сейчас.
Несколько хуже обстоят дела с моделями. Собственно говоря, с самими моделями особых проблем нет - быстродействие современных компьютеров позволяет легко моделировать одновременное течение многих тысяч реакций, связывающих между собой сотни различных видов молекул (а также атомов и ионов). Но вот параметры многих из этих реакций известны пока крайне плохо, если вообще известны. Поэтому основные усилия в этом направлении сосредоточены на воспроизведении наиболее плохо исследованных реакций в лабораторных условиях. Сделать это очень непросто, поскольку "плотный" межзвёздный газ на самом деле существенно более разрежен, чем лучший лабораторный вакуум.
Но это проблемы практического характера. Основной же фундаментальный вопрос, который стоит сейчас перед астрохимией, заключается в том, насколько далеко может заходить синтез сложных молекул в молекулярных облаках. Ответ на него имеет прямое отношение к проблеме происхождения жизни на Земле: не исключено, что придумывать механизмы синтеза сложных пред-органических соединений на Земле не нужно, поскольку они присутствовали в Солнечной системе изначально. Чёткого ответа на этот вопрос нет. Из открытых на сегодняшний день межзвёздных органических молекул большая часть обнаружена в единственном объекте - гигантском молекулярном облаке Sgr B2(N), расположенном неподалёку от центра Галактики. Пока неясно, является ли его богатый химический состав отражением какой-то специфики этого объекта или же на определённом эволюционном этапе подобное разнообразие свойственно всем молекулярным облакам.
Иллюстрации:
