Woda we Wszechświecie - "Urania-Postępy Astronomii" 3/2006

„U–PA” nr 3/2006

Woda we Wszechświecie

Leszek P. Błaszkiewicz

Z punktu widzenia ziemskiego, opartego na białku życia, woda wydaje się jedną z najniezbędniejszych substancji, dlatego z takim zaangażowaniem szuka się jej śladów we Wszechświecie. Obecność albo ledwie ślady obecności wody obserwuje się w Układzie Słonecznym, istnieje też sporo przypuszczeń odnośnie wody w najbliższym sąsiedztwie Ziemi. Dalej można obserwować tylko linie widmowe związane z molekułą wody, a trzeba przyznać uczciwie, że woda zadziwia nie tylko badaczy tej substancji na Ziemi — linia maserowa wody obserwowana na częstotliwości 22 GHz jest najjaśniejszą linią spektralną w całym radiowo obserwowanym Wszechświecie. Obserwacje maserów H₂O są prowadzone w kierunku obszarów powstawania gwiazd, otoczek wokół wyewoluowanych gwiazd oraz dysków wokół gigantycznych czarnych dziur w centrach odległych galaktyk…

Woda jako życiodajna substancja chemiczna

Woda, czyli tlenek wodoru (wg obecnej nomenklatury IUPAC 1 — oksydan) to związek chemiczny o wzorze H₂O, występujący w warunkach standardowych (pokojowych) w stanie ciekłym. Woda, substancja bezbarwna, bezwonna, pozbawiona smaku i kalorii, jest niezbędna do życia wszystkim organizmom na Ziemi. Bez niej nie przetrwałby żaden człowiek, żadne zwierzę, żadna roślina.

Rys. 1. Krater na Marsie z zamarznietą wodą

Rys. 2. Sieć struktur marsjańskich bardzo przypominająca sieć wyschniętych kanałów, które mogły powstać wskutek działania wody

Potrzebuje jej i słoń, i bakteria; nie można jej niczym zastąpić. W zakresie temperatur spotykanych na Ziemi występuje w postaci gazu (para wodna), cieczy (woda), jak i ciała stałego (lód). Woda jest bardzo dobrym rozpuszczalnikiem dla substancji polarnych. Tysiące różnorodnych substancji potrzebnych ludziom, zwierzętom i roślinom muszą być przenoszone w cieczach, takich jak krew czy soki roślinne. Woda nadaje się do tego idealnie, ponieważ rozpuszcza się w niej więcej substancji niż w jakiejkolwiek innej cieczy. Bez wody nie można by się odżywiać, ponieważ żywe organizmy przyswajają tylko pokarm rozpuszczony w wodzie. Niezwykły jest proces zamarzania wody. W miarę ochładzania się woda w jeziorach i morzach staje się cięższa i opada głębiej, wskutek czego lżejsza i cieplejsza woda jest wypychana na powierzchnię. Kiedy jednak zbliża się punkt krzepnięcia, proces ten się odwraca. Zimniejsza woda staje się lżejsza i się unosi.

Właściwości fizyczne wody
Temperatura topnienia pod ciśnieniem 1 atm	0°C = 273,15 K
Temperatura wrzenia pod ciśnieniem 1 atm	100°C = 373,15 K
Gęstość w temperaturze 4°C	1 kg/l
Temperatura krytyczna	374°C = 647,15 K
Ciśnienie krytyczne	220,6 atm = 22,35 MPa

Po zamarznięciu pływa po powierzchni. Lód działa jak izolator i zabezpiecza głębsze warstwy wody przed zamarzaniem. Zadziwiające jest to, że objętość lodu zwiększa się o około 15% w stosunku do objętości cieczy, z której powstaje. Większość występującej w przyrodzie wody jest „słona” (około 97,38%), tzn. zawiera dużo rozpuszczonych soli, głównie chlorku sodu. W wodzie rozpuszczonych jest też wiele gazów, najwięcej dwutlenku węgla. Woda na Ziemi występuje głównie w oceanach, które pokrywają 70,8% powierzchni planety, ale także w rzekach, jeziorach i w postaci stałej w lodowcach. Część wody znajduje się pod powierzchnią ziemi lub w atmosferze. Niektóre związki chemiczne zawierają cząsteczki wody w swojej budowie (hydraty — zawierają tzw. wodę krystalizacyjną). Woda występująca w przyrodzie jest roztworem soli i gazów. Najwięcej soli mineralnych zawiera woda morska i wody mineralne; najmniej woda z opadów atmosferycznych. Prawie całość dostępnej wody słodkiej — około 99% uwięziona jest w lodowcach i czapach lodowych lub głęboko pod ziemi. Tylko „1%” jest dostępny dla ludzi. Cząsteczki wody są nieliniowe, a wiązania H-O są silnie spolaryzowane i stąd woda posiada trwały moment dipolowy — czyli jest silnie polarna. Kąt między wiązaniami tlen-wodór wynosi ok. 105°.

Woda w Układzie Słonecznym

Rys. 3. Przekrój jowiszowego księżyca — Europy. Prawdopodobnie pod lodową skorupą znajduję się gruba warstwa wodna

Mars

Planetą, z którą od zawsze wiązano największe nadzieje na znalezienie życia był i jest w dalszym ciągu Mars. Wiadomo, że na biegunach Marsa występują znaczne ilości wodnego lodu. Na biegunie południowym jest on często przykryty zmrożonym dwutlenkiem węgla (suchym lodem). Woda znajduje się również pod powierzchnią planety.

Dla przykładu, 2 lutego 2005 r. sonda Mars Express sfotografowała lodowe jezioro na Czerwonej Planecie. Zamarznięta woda jest uwięziona w niewielkim, nie posiadającym nazwy kraterze uderzeniowym, który znajduje się na równinie Vastatis Borealis na północnych szerokościach Marsa (rys. 1, okł. II). Współrzędne krateru to 70,5° szerokości północnej i 103° długości wschodniej. Krater jest szeroki na 35 km i głęboki na 2 km (licząc od krawędzi). Lodowe jezioro utrzymuje się przez cały rok, gdyż temperatury i ciśnienie nie pozwalają na jego wyparowanie do atmosfery. Jezioro nie może być zbudowane z zamrożonego dwutlenku węgla, albowiem o tej porze roku (późne marsjańskie lato) wyparował on już z okolicy.

Rys. 4. Widma pokazujące linie H₂O zarejestrowane podczas obserwacji Tytana — największego księżyca Saturna. Obserwacja została opublikowana jeszcze w 1998 r. Linie są przedstawione na tle Tytana sfotografowanego w 1981 r. przez Voyagera 2

Istnieje także wiele dowodów na to, że w swej przeszłości na Marsie znajdowała się woda w postaci płynnej. Śladami takiej działalności mogą być systemy kanałów świadczących o erozji wodnej (rys. 2). (Na temat struktur na Marsie mogących świadczyć o istnieniu wody Czytelnik przeczytać może w „Uranii-PA” 5/2000). Badania składu gruntu marsjańskiego wykazują obecność minerałów świadczących o długotrwałej obecności znacznych ilości wody. Są to minerały uwodnione, nazwane tak, gdyż mają wbudowane cząsteczki wody w swoją strukturę krystaliczną. Stanowią one swoisty mineralogiczny dowód na jej obecność. Odnalezione uwodnione minerały należą do dwóch klas: fyllokrzemianów (krzemianów warstwowych) oraz uwodnionych siarczanów. Fyllokrzemiany, np. glina, powstają w wyniku przeobrażenia minerałów pochodzenia magmowego pod wpływem długiego wystawienia na kontakt z wodą. Z kolei uwodnione siarczany formują się w słonej wodzie.

Księżyce Jowisza i nie tylko

Europa, drugi w kolejności księżyc z grupy odkrytych przez Galileusza, nosi przydomek planeta lodu.

Ten najmniejszy z czterech wielkich księżyców Jowisza jest nieco mniejszy od naszego Księżyca. Księżyc Europa jest pokryty gładką warstwą lodu dobrze odbijającą światło. Wśród ciał Układu Słonecznego Europa ma największą zdolność odbijania promieni słonecznych.

Rys. 5. Przekrój atmosfery Jowisza

Rys. 6. Przekrój atmosfery Saturna

W niektórych miejscach powierzchnia Europy przypomina spękane pola lodowe w okolicach podbiegunowych na Ziemi. Spękania lodowej powierzchni świadczą o istnieniu na Europie aktywności geologicznej, która powoduje pękanie i przemieszczanie płyt lodowych. Na powierzchni udało się znaleźć tylko trzy kratery. Brak kraterów uderzeniowych również upewnia nas o młodym wieku powierzchni księżyca (rys. 3, okł. II).

Rys. 7. Linie spektralne wody zarejestrowane w widmie komety Hale-Bopp

Kolejnym, interesującym z punktu widzenia poszukiwania wody księżycem Jowisza jest Ganimedes. Ciemnoszara powierzchnia Ganimedesa jest pokryta kraterami i poprzecinana jaśniejszymi brązowymi pasmami. Wielki owalny obszar o średnicy około 2000 km powstał w wyniku uderzenia ogromnego meteoroidu. Typowy krater ma jasne centrum, z którego wybiegają jasne smugi. Meteoroidy, spadające na powierzchnię Ganimedesa pokrytą grubą warstwą lodu, powodują trzaskanie lodu i rozrzucanie go we wszystkich kierunkach. Na Ganimedesie można obserwować również ciągnące się przez setki kilometrów rozpadliny i bruzdy. Ich struktura przypomina twory lodowcowe na powierzchni Ziemi. Świadczy to o tym, że Ganimedes jest ciągle aktywny geologicznie. Ganimedes posiada czapy polarne w pobliżu biegunów, podobnie jak Mars. Przypuszcza się, że zarówno Europa, jak i Ganimedes posiadają pod skorupą grubą warstwę wody w postaci lodu, a w przypadku Europy być może w postaci płynnej.

Rys. 8A i 8B. Widma izotopów wody uzyskane podczas obserwacji komety Ikeya Zhang

Innym przykładem, tym razem śladowej obecności wody jest największy księżyc Saturna — Tytan. Jeszcze na długo przed słynnym już lądowaniem próbnika na powierzchni Tytana obserwatorium podczerwone ISO (Infrared Space Observatory) Europejskiej Agencji Kosmicznej dokonało detekcji stwierdzającej obecność molekuł H₂O w atmosferze tego właśnie księżyca (rys. 4).

Planety olbrzymie

Woda z całą pewnością stanowi składnik atmosfer planet z grupy olbrzymów. Jakkolwiek na ich masę składa się głównie wodór w postaciach: gazowej, płynnej i metalicznej, w górnych warstwach atmosfer znajdują się także inne związki chemiczne, a wśród nich woda. Dla przykładu w atmosferze Jowisza, na głębokości około 100 km poniżej górnej warstwy chmur znajdować się może warstwa złożona z kryształów zestalonej wody. Poniżej tej warstwy, gdzie ciśnienie rośnie powyżej 10 atmosfer, woda może występować w postaci gazowej w mieszaninie wspólnie z wodorem, helem, amoniakiem i metanem.

Saturn, który ma mniejszą masę i średnią gęstość, warstwę lodową może zawierać na głębokości 200300 km pod powierzchnią chmur.

Pozostałe planety olbrzymie także mogą zawierać w atmosferach wodę w ilościach śladowych (rys. 5 i 6).

Rys. 9. Obrazek przedstawia widmo wykonane w kierunku gwiazdy typu SR W Hya. Widać cała serię linii widmowych wody, zarówno para jak i orto

Komety

Jądra komet, jak się po ostatnich bardzo szczegółowych badaniach uważa, są zbudowane z mieszaniny pyłów i drobnych odłamków skalno-lodowych, będących zamarzniętą wodą, dwutlenkiem węgla, amoniakiem, metanem i innymi, bardziej złożonymi substancjami.

Badania spektroskopowe otoczek kometarnych pokazują wyraźnie istnienie wody dzięki rejestracji emisji różnych jej izotopów na różnych częstotliwościach (rys. 7, 8A i 8B).

Mimo iż wykonane przez zespół Deep Space 1 z NASA obrazy komety Borrely sugerują, że woda w kometach może być ukryta pod ich powierzchnią i że jest jej mniej, niż powszechnie się sądzi, nadal pogląd o dużej ilości wody zawartej w kometach jest żywy wśród badaczy.

Obecnie trwają cały czas prace nad analizą próbek warkocza komety Wild 2 zebranych przez sondę Stardust; być może te wyniki rzucą nowe światło na problem budowy komet.

Rys. 10. Mapa kwazara 3C403 wykonana interferometrem VLA oraz widmo masera H₂O wykonane 100-m radioteleskopem w Effelsbergu

Poza Układem Słonecznym

Molekuła H₂O jest obecna w materii międzygwiazdowej i wokół gwiazd, a szczególnym znakiem rozpoznawczym mówiącym o jej obecności jest opisana w następnej części emisja maserowa wody. Jednak nie zawsze są warunki potrzebne, aby taka emisja zaistniała (patrz ramka oraz następna część artykułu). Nie oznacza taki stan braku obecności wody ani też braku możliwości stwierdzenia jej obecności.

Jeśli dana substancja jest obecna w pewnym obszarze i istnieją mechanizmy pozwalające na wzbudzanie molekuły do stanów wyższej energii, wtedy istnieją też przejścia na stany o niższej energii, związane ze spontaniczną emisją kwantów promieniowania. Brak czynnika wzmacniającego powoduje, że taki rodzaj promieniowania jest bardzo słaby, jednak możliwy do detekcji przy użyciu współczesnych narzędzi — głównie radioteleskopów obserwujących zakres mikrofalowy. (O rejestracji i badaniach widm w radioastronomii pisałem obszernie w „Uranii-PA” 5/2005).

Pierwszym przykładem niech będzie cała seria linii widmowych związanych z przejściami promienistymi pomiędzy poziomami molekuły H₂O zaobserwowana w kierunku gwiazdy W Hya (rys. 9).

Rys. 11. Widok molekuły H₂O. U góry pokazano pierwsze 3 stany wibracyjne, na dole zaś możliwe usytuowanie osi rotacji

Oczywiście nie tylko emisja jest znakiem rozpoznawczym konkretnej molekuły, także absorpcja promieniowania świadczy o jej obecności. Wspominane już satelitarne obserwatorium ISO dokonało takiej detekcji w kierunku podczerwonego źródła w Orionie, zwanego Orion IRc 2, gdzie zarejestrowano 6 linii absorpcyjnych H₂O. Linie emisyjne zaobserwowano także dzięki teleskopowi ISO. Całość widoczna na rys. 10 (okł. II).

Emisja maserowa H₂O

Poziomy energetyczne, pompowanie i emisja maserowa

Molekuła H₂O może rotować i oscylować, powodując przyjmowanie różnych wartości energii (rys. 11). Zmianom stanu energii towarzyszy najczęściej (choć nie zawsze) emisja lub absorpcja kwantu promieniowania o ściśle określonej energii. Poziomy energetyczne, choć mają skomplikowaną strukturę, są w przypadku wody dobrze znane i opisane na gruncie mechaniki kwantowej, a ich wzajemne usytuowanie pokazuje pewną symetrię. Jako że atomy wodoru mogą przyjmować równoległe lub antyrównoległe spiny jądrowe, przeto poziomy energetyczne w obu przypadkach różnią się nieco, co powoduje podział na ortowodę (spiny równoległe) oraz parawodę (spiny antyrównoległe). Rys. 12 pokazuje poziomy energetyczne ortowody, z zaznaczonymi poziomami, między którymi przejście o częstotliwości 22 GHz jest wymuszane, co powoduje powstanie emisji maserowej.

Podstawy emisji maserowej

Czytelnikom, którzy nie mają możliwości zapoznania się z wcześniejszymi tekstami dotyczącymi emisji maserowej, chciałbym w dużym skrócie temat ten nakreślić.

Złożone z 2 lub więcej atomów cząsteczki posiadają wiele stopni swobody, czyli wiele możliwości ruchu. Najbardziej oczywistym jest możliwość poruszania się w jednym z 3 kierunków w przestrzeni. W zależności od budowy cząsteczki posiadają także osie obrotu, wokół których mogą rotować. Dodatkowo atomy w ramach molekuły mogą wykonywać drobne ruchy względem siebie — oscylacje (rys. 11). Jednakże ruch obrotowy i oscylacje molekuł nie są dowolne,molekuła może rotować i oscylować tylko w ściśle wyznaczonych modach.

Zmiany sposobu rotacji czy oscylacji związane są ze zmianami energii całej molekuły. Zmiana energii wiąże się z kilkoma możliwościami: wymianą poprzez zderzenia, zmianami wywołanymi reakcjami chemicznymi pomiędzy molekułami oraz (najczęściej) absorpcją lub emisją kwantu promieniowania — fotonu (rys. a i b).

Najczęstszą sytuacją jest taka, że wzbudzona w procesie zderzenia bądź absorpcji do wyższego poziomu energetycznego molekuła samoistnie po bardzo krótkim czasie wraca do poziomu podstawowego, reemitując foton. Czasami zdarza się jednak, że taka wzbudzona molekuła znajdzie się na poziomie wzbudzonym, który nazywamy metastabilnym, i może na nim pozostawać przez długi okres czasu. Stan taki nazywa się odwróceniem obsadzenia.

Kwestia czasu trwania molekuły w konkretnym stanie wzbudzonym jest opisywana poprzez prawdopodobieństwo przejścia na niższe poziomy. Zazwyczaj prawdopodobieństwo przejścia jest bardzo wysokie, natomiast dla niektórych poziomów energetycznych to prawdopodobieństwo jest niskie. Może ono wzrosnąć znacznie, jeśli w pobliżu molekuły znajdzie się kwant o ściśle określonej energii (musi być ona dokładnie taka jak różnica energii między poziomami: wzbudzonym i podstawowym). Wtedy nastąpi przeskok i wyemitowany zostanie foton (rys. c). Proces taki nazywamy emisją wymuszoną.

Fakt, że energia fotonu wymuszającego musi być równa różnicy energii między poziomami energetycznymi, wzbudzonym i podstawowym, wymusza pewne warunki na układy (molekuły) biorące udział w takim rodzaju emisji. Wszystkie biorące udział w emisji maserowej molekuły powinny być względem siebie nieruchome (to znaczy, że powinny poruszać się w sposób uporządkowany). Wynika to z faktu, iż energia emitowanego fotonu jest nieznacznie zmieniona na skutek ruchu molekuły zgodnie z zasadą Dopplera. Taka niewielka zmiana energii już wystarczy, żeby foton nie wymusił emisji następnego.

Warunki, o których mowa, występują w oddalających się od gwiazd otoczkach oraz w dyskach krążących wokół protogwiazd i czarnych dziur wewnątrz AGN-ów.

Rys. 12. Poziomy energetyczne ortowody. Dwie, położone jedna nad drugą, drabiny poziomów są związane z wibracjami. Zaznaczono przejścia pomiędzy poziomami rotacyjnymi związane z emisją maserową 22 GHz

Rys. 13. Przekrój przez otoczkę gwiazdy AGB. Wewnątrz znajduję się obszar emisji SiO. Dalej od gwiazdy panują odpowiednie warunki do występowania emisji maserowej wody, głównie na częstotliwości 22 GH

W przypadku emisji maserowej dojść musi do inwersji obsadzeń, co oznacza, że większość molekuł powinna znajdować się w pewnym szczególnym stanie wzbudzonym, zwanym stanem metastabilnym. Dla molekuły wody wzbudzenie jej jest powodowane promieniowaniem pobliskich gwiazd, jednak modele pompowania są różne w zależności od warunków. W niektórych przypadkach pompowanie może następować wskutek zderzeń z innymi cząstkami, co prawdopodobnie realizowane jest w gęstym ośrodku dysków wokół protogwiazd.

Aby mogła nastąpić emisja maserowa, oprócz pompowania doprowadzającego do inwersji obsadzeń jest potrzebna także odpowiednia gęstość i temperatura ośrodka (gęstość wodoru od 10⁶ do 10⁹ cm^– 3, a temperatura powyżej 100K) oraz odpowiednia kinematyka — inaczej dopplerowskie rozmycie energii emitowanych fotonów uniemożliwi wymuszanie dalszych. Takie warunki panują w kilku miejscach, przede wszystkim w obszarach powstawania gwiazd, a szczególnie w dyskach wokół protogwiazd, oraz w otoczkach wokół gwiazd późnych typów widmowych.

Masery H₂O w otoczkach wokółgwiazdowych

W „Uranii-PA” (6/2002) została poruszona kwestia otoczek gwiazd AGB i emisji maserowych, jakie w tych otoczkach powstają. Wysokie tempo wypływu materii z gwiazd Asymptytycznej Gałęzi Olbrzymów, takich jak Miry, zmienne SR (półregularne) czy gwiazdy OH/IR, a także nadolbrzymy (nawet do 10^– 4 masy słonecznej na rok), powoduje powstanie rozległych otoczek gazowo-pyłowych (o rozmiarach do kilku tys. j.a.). W okolicach od kilkudziesięciu do kilkuset j.a. od gwiazdy warunki fizyczne a także obfitość molekuły H₂O sprzyjają powstaniu inwersji obsadzeń poziomów energetycznych i może dojść do emisji maserowej (rys. 13).

Rys. 14. Obraz poszczególnych plamek maserów wodnych wokół gwiazdy VX Sgr. Otwarte i pełne kółka pokazują pozycje plamek maserowych z lat 1994 i 1999

Rys. 15. Sześć epok obserwacji wodnych maserów na częstotliwości 22 GHz w otoczce gwiazdy RT Vir wykonanych na przestrzeni 3 miesięcy. RT Vir to gwiazda o typie pomiędzy SRb a Mirą. Każda z plamek maserowych ma rozmiary rzędu jednostki astronomicznej

Masery H₂O obserwuje się w kierunku bardzo wielu gwiazd AGB, a ich bardzo charakterystyczną cechą jest duża zmienność oraz występujące nagłe pojaśnienia, co świadczy o burzliwych procesach zachodzących w otoczkach oraz o bardzo dużej czułości emisji maserowej H₂O na te zmiany. Obserwacje interferometryczne (rys. 14 i 15) ukazują, że struktura otoczki nie jest jednorodna. Nierównomierny wypływ materii z gwiazdy powoduje powstanie małych obłoków maserowych, których rozmiary wynoszą około 1 jednostki astronomicznej. Są to spore obszary, jak na pojedyncze obszary emisji, ale długa droga wzmocnienia powoduje właśnie fakt, że masery wodne są znacznie jaśniejsze niż inne typy emisji maserowej pochodzącej z otoczek gwiazd AGB (masery SiO oraz OH).

Masery H₂O w obszarach powstawania gwiazd

Jednym z najciekawszych miejsc, w którym zachodzi emisja maserowa, są obszary formowania się gwiazd (rys. 16). Jak się powszechnie sądzi, wokół większości protogwiazd formują się rozległe dyski gazowopyłowe. Generalnie obserwuje się dwa typy maserów związanych z obszarami powstawania gwiazd: pierwsze tworzą się w dyskach wokół protogwiazd (rys. 17, okł. II), a drugie w dżetach wypływającej z takiego układu materii. W każdym jednak przypadku obserwacje interferometryczne sytuują masery H₂O blisko protogwiazdy (od kilku do około 100 j.a.). W wypadku obserwacji maserów H₂O w obszarach formowania się gwiazd odgrywają one bardzo ważną rolę w studiowaniu dynamiki takich regionów.

Rys. 16. Przykładowe widma maserów H₂O 22 GHz z obszarów powstawania gwiazd. Widać emisję z obszarów W49, Orion KL, W3 (OH) oraz DDG25. Warto zwrócić uwagę, że gęstość strumienia wynosi nawet ponad 30 tys. janskich (1 Jy = 10^-26 W m^-2 Hz^-1) co, jeśli przyjąć, że typowe radioźródła mają jasność rzędu kilku janskich, a często poniżej 1 Jy, stanowi o kolosalnej jasności maserów H2O

Rys. 17. Obraz NGC 2071 z pokazanym schematycznie rozkładem plamek maserów wodnych. Dopasowanie pokazuje, że są one usytuowane w dysku o rozmiarach orbity Neptuna (~30 j.a. od centralnej gwiazdy)

Warto podkreślić, że masery w takich obszarach są niezwykle jasnymi źródłami promieniowania w zakresie radiowym — ich jasności osiągają wartości nawet kilkudziesięciu tysięcy janskich (patrz podpis pod rys. 16).

Megamasery H₂O

Mianem megamaserów określa się emisję maserową obserwowaną w sąsiednich galaktykach. Emisja tych maserów jest niezwykle silna, dzięki czemu można ją rejestrować, nawet jeśli pochodzi z odległych galaktyk. Pierwszymi megamaserami, jakie zaobserwowano, były masery hydroksylowe (OH), a wkrótce zaobserwowano też emisje H₂O. I właśnie masery wodne stały się bardzo istotnym czynnikiem poznawczym w badaniach niektórych aspektów odległych galaktyk.

Rys. 18. Masery H₂O w dysku wokół aktywnego jądra galaktyki NGC 4258. Model rotującego dysku powstał dzięki dopasowaniu emisji uzyskanej interferometrycznie (na dole). Na górze widoczna jest mapa radiowa NGC 4258 uzyskana interferometrem na fali 20 cm (na prawo) oraz obraz w zakresie wizualnym z zaznaczonym układem dysku (na lewo)

Rys. 19. Mapa kwazara 3C403 wykonana interferometrem VLA oraz widmo masera H₂O wykonane 100-m radioteleskopem w Effelsbergu

Po pierwsze bardzo dokładna astrometria związana z obserwacjami megamaserów technikami VLBI pozwala na wyznaczenie ruchów własnych tychże maserów, a w dalszym toku prac, wyznaczenie dokładnych odległości. I tak, dla przykładu, w ubiegłym roku zostały opublikowane rezultaty dotyczące galaktyki w Trójkącie — M33. Dokładne wyznaczenie położeń i maserów H₂O oraz obserwacje zmian pokazały, że M33 jest odległa od nas o 730 ± 168 kpc oraz fakt, że porusza się względem Drogi Mlecznej z prędkością 190 ± 59 km/s.

Kolejnym przykładem niech będzie emisja maserowa H₂O w aktywnych jądrach galaktyk. Obserwacje galaktyki Seyferta — NGC 4258 — uwidoczniły masery, których dokładna analiza pozwoliła stworzyć model dysku rotującego z prędkością ~100 km/s. Z rotacji tej można wywnioskować, że centrum układu ma masę ~35 mln mas słonecznych (rys. 18, okł. II). Z kolei emisja maserowa zaobserwowana w aktywnej galaktyce 3C403 za pomocą 100-m radioteleskopu w Effelsbergu oraz późniejsze obserwacje interferometryczne wykonane interferometrem VLA (rys. 19) pozwoliły ocenić masę centralnej czarnej dziury na około 39 mln mas słonecznych.

Kolejne doniesienie o obserwacji wody, tym razem w NGC1052 (eliptyczna galaktyka zakwalifikowana jako Sy2) (rys. 20). W tym przypadku przypuszcza się jednak, że emisja maserowa jest stowarzyszona nie z dyskiem, ale raczej z dżetem. Oczywiście ilość aktywnych galaktyk, w których obserwuje się emisję maserową, jest znacznie większa, i ograniczyłem się tylko do kilku przykładów.

Masery H₂O a nasza wiedza o Wszechświecie

Emisja maserowa, jakkolwiek bardzo ciekawa sama w sobie, jest wykorzystywana jako swego rodzaju medium w badaniu wielu miejsc we Wszechświecie.

Rys. 20. Obraz galaktyki eliptycznej NGC 1052 zakwalifikowanej jako Sy2, wykazującej aktywność w jądrze, uzyskany na częstotliwości 22 GHz. Jest to przykład dżetu, w którym zaobserwowano masery H₂O. U góry mapa emisji continuum, na dole mapa konturowa i zaznaczone krzyżykami miejsca występowania maserów

Rys. 21. Toruński 32-m radioteleskop też uczestniczy w obserwacjach maserów wodnych

Po pierwsze już same warunki, w jakich zachodzi emisja, a także warunki doprowadzające do wzbudzenia i zaistnienia inwersji obsadzeń, mówią nam wiele o ośrodku: jego gęstości, temperaturze i innych parametrach. Ma to duże znaczenie w badaniu ekspandujących otoczek wokół gwiazd AGB. Plamki maserowe związane z pojedynczymi emitującymi obłokami mają niewielkie rozmiary, dlatego ich obserwacja w czasie jest doskonałym wyznacznikiem w badaniu kinematyki zarówno w obszarach formowania się gwiazd, jak i w otoczkach gwiazd późnych typów widmowych. Z kolei dokładne określenie ruchów plamek maserowych jest podstawą do niezależnego od innych metod wyznaczania odległości.

¹ IUPAC ang. International Union of Pure and Applied Chemistry — Międzynarodowa Unia Chemii Czystej i Stosowanej ↑

Dr Leszek P. Błaszkiewicz jest adiunktem w Uniwersytecie Warmińsko-Mazurskim w Olsztynie. Jego zainteresowania naukowe koncentrują się na radiowych badaniach maserów kosmicznych w obszarach powstawania gwiazd

Właściwości fizyczne wody

Podstawy emisji maserowej