Гидрид гелия — первая молекула во Вселенной — образуется в космосе и сейчас

Рис. 1. Планетарная туманность NGC 7027, в которой было впервые обнаружено присутствие ионов гидрида гелия HeH⁺. Туманность находится примерно в 3000 световых лет от нас в созвездии Лебедя. Обе фотографии были получены телескопом «Хаббл». Слева: фото в ИК-диапазоне, полученное сложением трех отдельных снимков на разных длинах волн, цвета — искусственные (например, красный цвет соответствует излучению холодного молекулярного водорода). Справа: наложение снимков в ИК- и оптическом диапазонах. Светлая точка в центре — белый карлик, в которого превратилась звезда, породившая эту туманность. Изображение с сайта hubblesite.org

Астрофизики из Германии и США обнаружили в космосе спектральную подпись ионизированных молекул гидрида гелия, которые на заре существования Вселенной положили начало космической химии. Это вещество было экспериментально открыто еще 1925 году, но его наличие в космическом пространстве до сих пор с достоверностью не подтверждалось наблюдениями. Теперь такое подтверждение удалось получить благодаря использованию высокочувствительной аппаратуры ИК-обсерватории SOFIA, установленной на самолете. Эти молекулы были обнаружены именно там, где они ожидались согласно теоретическим предсказаниям — в молодой планетарной туманности NGC 7027.

Для начала вкратце напомню современные представления о возникновении самых легких химических элементов, которое завершилось приблизительно через три минуты после Большого взрыва. В последние годы астрофизики и космологи пришли к единой точке зрения относительно того, что происходило в нашей Вселенной, когда ее возраст превысил одну микросекунду. Тогда случилась так называемая Великая Аннигиляция все еще свободных кварковых частиц, уничтожившая все антикварки, но пощадившая мизерный избыток кварков. Когда возраст Вселенной достиг 10 микросекунд, кварки потеряли независимость и слились в тройки и пары. Первый процесс породил барионы — протоны и нейтроны, которые в будущем стали кирпичиками для построения атомных ядер. Попарное слияние привело к появлению крайне нестабильных частиц из группы мезонов — в основном, пионов.

На каждый барион в те времена приходилось около миллиарда высокоэнергетичных фотонов, чья температура составляла порядка 4 триллионов градусов. В результате на десятой микросекунде Вселенная заполнилась сверхгорячей плазмой плотностью порядка 100 миллионов тонн на кубический сантиметр. Основной вклад в ее энергию вносили не барионы и фотоны, а высокоэнергетичные лептоны — электроны и позитроны. Эти частицы существовали в таком же ничтожном дисбалансе, как кварки и антикварки, однако все же не аннигировали полностью, поскольку из-за высокой температуры гамма-кванты порождали все новые и новые электронно-позитронные пары. Эту фазу ранней истории Вселенной называют лептонной эрой (а предшествующую — кварковой). Следует отметить, что диаметр ныне доступной для наблюдений части Вселенной в те времена был в пределах сотни астрономических единиц — то есть много меньше поперечника современной Солнечной системы.

Лептонная эра продолжалась до тех пор, пока гамма-квантам хватало энергии для порождения электронов и позитронов. Поскольку из-за расширения Вселенной температура фотонного газа постоянно снижалась, на отметке 1 секунда образование лептонов пошло на убыль. Оно еще недолго продолжалось за счет горячего хвоста фотонного спектра, но вскоре прекратилось полностью. К моменту, когда Вселенной исполнилось 10 секунд, лептонная эра ушла в прошлое.

Подобно кварковой эре, она оставила после себя очень горячую плазму, но с другими характеристиками. Ее плотность составляла 5 кг/см³, однако на долю протонов, нейтронов и электронов приходилась лишь одна десятая грамма, а остальной вклад принадлежал фотонам. Началась новая космическая эра, радиационная, когда плотность массы (или, что то же самое, энергии — вспомним формулу Эйнштейна \(E=mc^2\)) электромагнитного излучения превысила плотность вещества.

Лептонная эра породила неодинаковые количества протонов и нейтронов. Поскольку нейтроны чуть тяжелее протонов, они появлялись реже. Поэтому к началу радиационной эры протоны преобладали над нейтронами в отношении 6:1. Протоны стабильны, а время жизни свободного нейтрона в среднем составляет четверть часа. Когда возраст Вселенной достиг до 3 минут, 13% нейтронов распалось, и на каждый нейтрон стало приходиться по 7 протонов. Стоит отметить, что количество фотонов в расчете на один протон установилось на уровне 1,6 миллиарда и с тех пор практически не изменилось.

В истории Вселенной трехминутная отметка чрезвычайно важна. Именно на этой стадии впервые появилась возможность формирования составных ядер — конкретно, ядер дейтерия (протон плюс нейтрон). Энергия связи такого ядра равна 2,2 МэВ, что соответствует температуре в 25 миллиардов градусов. Температура первичной плазмы дошла до этого уровня, когда Вселенной было всего четверть секунды. Можно предположить, что дейтерий начал образовываться уже тогда, однако этого не случилось. Электромагнитное излучение Вселенной еще долго содержало достаточно горячих фотонов, которые разбивали новорожденные ядра дейтерия. Массовое разрушение дейтерия затормозилось, когда доля фотонов с энергией более 2,2 МэВ сократилась до одной миллиардной (вспомним, что общее число фотонов в полтора миллиарда раз превышало число подлежащих объединению барионов!). Это случилось, когда возраст Вселенной достиг одной минуты, а еще через две минуты процесс синтеза дейтерия пошел в полную силу. Новорожденные ядра этого изотопа водорода принялись присоединять по одному протону и одному нейтрону (в любом порядке) — так появились альфа-частицы, ядра гелия. Процесс занял всего несколько минут и задействовал практически все нейтроны. Лишь небольшая их часть пошла на не переработанный в гелиевом синтезе дейтерий и гелий-3 и совсем ничтожная — на ядра лития-6 и лития-7 и на нестабильный и быстро распадавшийся тритий (модельные вычисления показывают, что на одно ядро дейтерия и гелия-3 пришлось приблизительно сто тысяч ядер водорода, на ядро лития-7 — десять миллиардов, а на ядро лития-6 — сто триллионов). Поскольку исходное соотношение протонов и нейтронов составляло 7:1, каждой новой альфа-частице сопутствовали 12 свободных протонов. Так космическое пространство заполнили ядра водорода (75% общей массы) и гелия-4 (25%). В наше время эти показатели равны 74% и 24% — оставшиеся 2% приходятся на более тяжелые элементы, порожденные процессами звездного нуклеосинтеза.

Первичный нуклеосинтез за очень малое время радикально преобразовал состав космической плазмы. А вот потом в течение приблизительно 400 тысяч лет она эволюционировала много спокойней. Конечно, остывал радиационный фон, причем его температура снижалась обратно пропорционально четвертой степени возрастающего линейного размера Вселенной. Плотность и обычной, и темной материи сокращалась медленней, обратно пропорционально кубу космологического расширения. Плотность фотонной энергии падала быстрее. поскольку растяжение пространства не только рассеивало кванты по все большему и большему объему, но и увеличивало длины их волн, снижая частоты.

Когда возраст Вселенной чуть превысил 50 тысяч лет, плотность лучевой энергии (к ней относят и энергию нейтрино) сравнялась с плотностью энергии частиц, а затем начала от нее отставать. Тут-то и настал конец радиационной эре. К слову, как раз в это время космическое пространство впервые засияло голубым светом — до этого реликтовые фотоны были ультрафиолетовыми, а еще раньше, когда возраст Вселенной составлял от полутора минут до 600 лет — рентгеновскими. В возрасте 5 миллионов лет температура Вселенной упала до 600 градусов Кельвина, практически все реликтовые фотоны перешли в инфракрасную зону, и в космическом пространстве настала беспросветная тьма. Она стала рассеиваться где-то через 100–200 миллионов лет после Большого взрыва (после появления самых первых звезд).

Но что же все-таки происходило через 400 тысяч лет после Большого взрыва? Задолго до этого электроны стали объединяться с ядрами существовавших тогда элементов. Первое по времени (и очень раннее) такое превращение произошло с литием, однако при этом образовались ионы Li⁺, но не нейтральные атомы. Затем настала очередь гелия. Сначала альфа-частицы присоединяли к себе по одному электрону и превращались в ионизированные атомы гелия, а затем и по второму, образуя нейтральные атомы. Этот процесс практически завершился при красном смещении z = 2000, когда возраст Вселенной составил приблизительно 200 тысяч лет (D. Galli, F. Palla, The dawn of chemistry, 2012). Позднее аналогичная вещь произошла и с протонами, которые после присоединения электронов превратились в атомы водорода. Этот процесс начался при z = 1300, через 370 тысяч лет после Большого взрыва. Он в основном завершился при красном смещении порядка 1000, когда сокращающаяся доля голых протонов составила 10% (при z = 800 она уже не превышала 1%), а температура фотонного газа упала ниже 3000 кельвинов. Остывшие фотоны уже не могли рассеиваться на нейтральных атомах и отправились в беспрепятственное путешествие по космосу. Эти реликтовые кванты, остывшие в наше время до 2,725 кельвинов, мы называем фоновым микроволновым излучением.

На этом временном отрезке существования Вселенной и началась космохимия. В диапазоне значений красного смещения от 2000 до 800 в космической плазме помимо атомов гелия-4, оставалось еще достаточно протонов. Они и составили первичное сырье для реакции радиационной ассоциации (radiative association, см., например, D. R. Bates, E. Herbs, 1988. Radiative Association), в ходе которой при столкновении протона с атомом гелия появлялся ион гидрида гелия и испускался фотон:

За ней последовали аналогичные реакции с участием атомов водорода и протонов \(\mathrm{H} + \mathrm{H}^+\to\mathrm{H}^+_2+h\nu \) и \(\mathrm{H}^+_2 + \mathrm{H}\to\mathrm{H}_2+\mathrm{H}^+ \), которые привели к появлению молекулярного водорода. И это было лишь началом, вскоре число реакций пошло на десятки. Так что ион гидрида гелия оказался первым сложным (всего лишь двухатомным, но все же!) веществом, появившимся в нашей Вселенной. Более того, эти ионы начали синтезироваться (хотя и в совершенно ничтожных концентрациях) уже при z = 7000, когда после Большого взрыва прошло лишь 30 тысяч лет.

Поскольку ионы HeH⁺ присоединяли электроны, их возникновение шло рука об руку с последующей нейтрализацией (как говорят астрономы, рекомбинацией). Однако нейтральные молекулы гидрида гелия HeH в основном состоянии нестабильны и потому недолговечны. В результате концентрация ионов HeH⁺ сначала возрастала, а потом начала падать. Она достигла максимума, когда Вселенная подросла до полумиллиарда лет (S. Bovino et al., 2011. Ion chemistry in the early universe. Revisiting the role of HeH⁺ with new quantum calculations). Впрочем, и в это время их расчетная доля по отношению к атомам водорода составляла всего 10⁻¹³–10⁻¹⁴.

Никто не знает, сохранились ли в космосе первичные молекулы ионизированного гидрида гелия — во всяком случае, обнаружить их пока не удалось. Однако в конце 1970-х несколько исследователей пришли к выводу, что есть надежда найти такие ионы (естественно, не древние, а новодел) в ныне существующей космической плазме. В частности, было показано, что в плотных планетарных туманностях они должны синтезироваться в количествах, которые возможно обнаружить спектроскопическими методами (J. H. Black, 1978. Molecules in planetary nebulae). Именно это теперь и сделали заведующий отделением субмиллиметровых технологий боннского Института радиоастрономии имени Макса Планка Рольф Гюстен (Rolf Güsten) и его коллеги.

Планетарные туманности — это горячие плазменные оболочки, окружающие новорожденные белые карлики. Они образуются при сбросе внешних слоев красных гигантов и сверхгигантов на последнем этапе их эволюции. Планетарные туманности живут не более нескольких десятков тысяч лет, а потом остывают, тускнеют и рассеиваются в пространстве. На месте туманности остается совсем молодой и потому очень горячий белый карлик.

В качестве объекта для поиска ионов гидрида гелия авторы обсуждаемой статьи в Nature выбрали планетарную туманность NGC 7027 (рис. 1), расположенную в созвездии Лебедя в трех тысячах световых лет от Солнца. Она очень молода (мы ее видим в возрасте примерно 600 лет) и отличается высокой плотностью плазмы и большой скоростью ее разлета. Белый карлик в ее центре не особенно массивен (0,7 солнечной массы, что очень далеко от предела Чандрасекара), однако его светимость при температуре поверхности в 190 тысяч градусов в 7000 раз превышает солнечную.

Поиск увенчался успехом. Ученые рассчитывали обнаружить излучение, которое возникает при переходах ионов гидрида гелия из состояния с единичным полным угловым моментом в состояние, где этот момент равен нулю (см. Molecular Line Spectra). При таких переходах излучаются фотоны дальней инфракрасной зоны с частотой 2,010 терагерц и длиной волны 149,1 микрометров. Именно их удалось зарегистрировать.

Правда, для этого понадобились спецредства. Излучение с такой частотой поглощается водяным паром в нижних слоях атмосферы и потому ненаблюдаемо наземными средствами. Ученые проводили измерения на спектрометре GREAT (German Receiver for Astronomy at Terahertz Frequencies), установленном на борту широкофюзеляжного авиалайнера Boeing 747SP, специально модифицированного для многочасовых полетов. Он используется как самолет-носитель Стратосферной Обсерватории инфракрасной астрономии (Stratospheric Observatory for Infrared Astronomy, SOFIA) — совместного детища НАСА и Германского центра авиации и космонавтики (рис. 2). Летающая обсерватория оснащена 2,5 метровым телескопом и прочим научным оборудованием. Наблюдения планетарной туманности NGC 7027 производились в мае 2016 года.

Рис. 2. Обсерватория SOFIA за работой. В борту самолета виден открытый люк, в котором установлен 2,5-метровый ИК-телескоп. Фото с сайта en.wikipedia.org

Исcледователи из команды Рольфа Гюстена не только зарегистрировали излучение ожидаемой частоты и тем выявили долгожданную спектральную подпись ионов гидрида гелия. Они также подтвердили сделанный четверть века назад вывод, что в планетарных туманностях эти ионы возникают в ходе реакции

Легко видеть, что этот вариант синтеза ионов HeH⁺ отличается от существовавшего в юном возрасте Вселенной — природа весьма изобретательна.

Чтобы избежать необходимости писать заключение, просто переведу последний абзац обсуждаемой статьи.

«Хотя ион HeH⁺ не слишком важен для сегодняшних земных дел, химия в нашей Вселенной началась именно с него. Отсутствие надежных свидетельств его присутствия в межзвездном пространстве было нелегкой дилеммой для астрономии. Однозначное детектирование этого иона, о котором сообщено в настоящей статье, наконец-то счастливо завершило растянувшиеся на десятилетия усилия по его поиску. Это стало возможным благодаря прогрессу технологии терагерцевых измерений, использованных в инструменте GREAT, и своевременно полученному доступу к уникальной обсерватории SOFIA, способной совершать высотные полеты над поглощающими инфракрасные волны слоями земной атмосферы». Сформулировано предельно ясно. Чего же боле, что я могу еще сказать?

Источник: Rolf Güsten, Helmut Wiesemeyer, David Neufeld, Karl M. Menten, Urs U. Graf, Karl Jacobs, Bernd Klein, Oliver Ricken, Christophe Risacher & Jürgen Stutzki. Astrophysical detection of the helium hydride ion HeH⁺ // Nature. 2019. V. 568. P. 357–359. DOI: 10.1038/s41586-019-1090-x.

Алексей Левин