Знание-сила 2006 № 09 (951)

Масштабы процесса образования ледяных мантий ученые начали осознавать лишь недавно. Конечно, в целом молекулярные облака достаточно разрежены, и "корочки" на пылинках нарастают очень медленно. Но в плотных газопылевых ядрах, многим из которых предстоит в будущем стать звездами, ледяные мантии оказываются настоящей ловушкой для большинства наблюдаемых соединений. Это приводит к неприятным последствиям — в самых интересных областях межзвездной среды привычные и хорошо изученные молекулы, оказывается, переходят в твердое состояние, и астрономам приходится искать новые молекулы, которые можно было бы наблюдать в качестве индикаторов физического состояния будущей звезды. Наиболее многообещающими, с этой точки зрения, в наши дни кажутся молекулы-изотопомеры с участием дейтерия — тяжелого водорода, ядро которого состоит из протона и нейтрона.

Из школьного курса химии мы должны были бы помнить, что одни и те же атомы могут соединяться в молекулу несколькими различными способами. Молекулы, имеющие одинаковый атомарный состав, но разное строение, называются изомерами; они хорошо известны химикам и неплохо изучены. Но есть и еще один вид химического разнообразия, который на Земле практически незаметен (если не считать редких термоядерных взрывов): в одной и той же молекуле атом основного изотопа какого-либо элемента может быть замещен более редким изотопом. Понятно, что различие между кислородом-16 и кислородом-18 не так уж велико, поэтому молекулы С 16О и С 18О с химической точки зрения будут вести себя практически одинаково. Другое дело — молекулы, в которых атом водорода замещен атомом дейтерия. В них химические различия куда более существенны и интересны.

Подобно тому, как в обычной астрохимии ключевую роль играет ион Н 3 +, в астрохимии дейтерия первой скрипкой оказывается изотопомер этого иона H 2D +, в котором один из атомов водорода заменен атомом дейтерия. Пока в газе много молекул СО, этому иону не удается как следует развернуться. Взаимодействие H 2D +с оксидом углерода начинает короткую цепочку реакций, в результате которой этот ион разрушается. Расцвет дейтериевой химии начинается на поздних этапах эволюции плотного облака, когда подавляющая часть молекул СО примерзает к пылинкам. И результаты этого расцвета весьма примечательны: дейтерий оказался очень активным химическим игроком, который с готовностью вытесняет со сцены своего более легкого собрата. В настоящее время известно уже около трех десятков космических молекул, в которых один или несколько атомов водорода замещены дейтерием.

Обилие изстопомеров воистину достойно удивления. В будущих звездах количество, например, молекул дейтерированного формальдегида (HDCO) составляет десятки процентов от формальдегида с обычным водородом (Н 2СО). Так же велика степень замещения водорода дейтерием в молекулах метилового спирта. Отношение концентраций аммиака NH 2D/NH 3достигает 33%. В известном плотном молекулярном сгустке L1544 дейтерированного иона H 2D +даже больше, чем "обычного" Н 3 +. Вы спросите, что в этом удивительного? А удивительно в этом то, что в среднем во Вселенной один атом дейтерия приходится на... 100 тысяч аггомов водорода! Но в холодных плотных газопылевых сгустках почти все атомы обычного водорода связаны в молекулы Н 2, а их вакантные места в примесных молекулах активно занимают атомы дейтерия. Чаше дейтерию удается выбить из молекулы только один атом простого водорода, но случаются и многократно дейтерированные молекулы. На сегодняшний день, пожалуй, самая уникальная из них — аммиак ND 3, в котором атомами дейтерия замещены все три атома водорода.

Успехи астрохимии сомнении не вызывают. Она без труда объясняет основные черты молекулярного состава плотных облаков — наличие в них свободных химически активных молекул СН, ОН и других, обилие углеродных цепочек, образование ледяных мантий, повышенное содержание дейтерированных молекул. Однако теперь наступает время, когда молекулярный состав должен превратиться из нерешенной проблемы в надежный инструмент для определения параметров плотных облаков, их прошлой и будущей эволюции. До недавнего времени астрохимикам приходилось довольствоваться низким угловым разрешением обычных радиотелескопов — диаграмма направленности такого телескопа зачастую накрывала исследуемый объект целиком. Химический состав облака, определенный таким образом, был сходен со средней температуре по больнице.