Wszechświat molekuł        Magdalena Wszołek, Bogdan Wszołek

Materia we Wszechświecie raczej niechętnie występuje w postaci molekularnej. Ocenia się, że zaledwie 0,5% jego materii tworzą różnego rodzaju molekuły. Ich zdecydowana większość występuje w fazie gazowej wewnątrz obłoków międzygwiazdowych. Powstawanie i ewolucja molekularnej składowej materii, a także rola, jaką molekuły odgrywają w ogólnej ewolucji materii we Wszechświecie, są przedmiotem dociekań astrochemii, zupełnie jeszcze młodej dziedziny astronomii

	Rys.1 Widmo gwiazdy ζ Oph (HD149757) przesłanianej przez rozmyty obłok międzygwiazdowy. Widoczne struktury dla 5780, 5797 i 5850 Å pochodzą od międzygwiazdowych, nie zidentyfikowanych jeszcze, molekuł. Na prawo od poszerzonej dopplerowsko (rotacja gwiazdy) linii gwiazdowego helu widnieją silne linie sodu międzygwiazdowego

    Inny powód zainteresowania molekularną składową materii rozproszonej, i to nie tylko w ośrodku międzygwiazdowym, wynika z chęci zrozumienia procesów ewolucyjnych, które prowadzą do powstawania obiektów zwartych, takich jak galaktyki, gwiazdy czy wreszcie planety. Wydaje się, że nigdy nie doszłoby do skondensowania się materii rozproszonej pod wpływem sił grawitacji, gdyby nie efektywne studzenie promieniste materii zagęszczanej podczas kolapsu. W przypadku braku efektywnego studzenia, materia rozproszona zaraz po rozpoczęciu procesu grawitacyjnego kolapsu, w obrębie jakiegoś słabego zagęszczenia lokalnego, uległaby z powrotem rozproszeniu pod wpływem narastającego ciśnienia wewnątrz ściskanej materii. Molekuły, zarówno w fazie gazowej, jak i zestalonej (pył), ze względu na olbrzymią liczbę możliwych stanów energetycznych w porównaniu z atomami (dla molekuł oprócz przejść elektronowych istnieją dodatkowo przejścia oscylacyjne i rotacyjne) chętnie pozbywają się energii, emitując fotony promieniowania. Fotony te często mają niskie energie, toteż słabo oddziałując z ośrodkiem, łatwo opuszczają zagęszczający się obszar.

    W różnych obszarach ośrodka materii rozproszonej mamy do czynienia z różnymi rodzajami źródeł energii napędzającej reakcje chemiczne oraz z różnego rodzaju typami samych reakcji prowadzących do powstawania, przeobrażania i destrukcji molekuł. W

	Rys.2 Widmo gwiazdy ζ Oph w rejonie występowania multipletów dla molekuł CN i CH

    Najefektywniejszym mechanizmem powstawania molekularnego wodoru jest reakcja z wykorzystaniem ziarna pyłu jako katalizatora. Ma ono stosunkowo duży przekrój czynny i dryfując w ośrodku przechwytuje atomy wodoru na swoją powierzchnię. Atom H, spadając na ziarno, może łatwo trafić na któryś z licznych atomów H już wcześniej pochwyconych przez drobinę pyłu i migrujących po jej powierzchni. Może wtedy dojść do powstania cząsteczki H₂. Tak powstała molekuła może wchodzić w dalsze reakcje na powierzchni ziarna bądź ją opuścić i zasilić środowisko gazowe. Rola katalizująca pyłu polega głównie na szybkim pochłonięciu nadmiaru energii od świeżo powstającej molekuły H₂. Gdy w środowisku gazowym zderzą się dwa atomy wodoru, może również dojść do powstania cząsteczki H₂. Jednak rozpada się ona na ogół z powrotem na atomy, zanim zdąży uwolnić się od nadmiaru energii.

    Powstawanie molekuł H₂ przy udziale pyłu jest możliwe tam, gdzie pył występuje. W ośrodku międzygwiazdowym galaktyk spiralnych prawie wszystkie molekuły H₂ powstają na powierzchni ziaren pyłu. Inaczej rzecz się miała w czasach, kiedy jeszcze nie było gwiazd ani galaktyk. Najdawniejsze molekuły H₂ powstawały, choć znacznie mniej efektywnie, w cyklach reakcji bez udziału pyłu. Oto dwa najbardziej wydajne cykle tego rodzaju:

H + e^– → H^– + hν,

a potem

H^– + H → H₂ + e^–,

H + H⁺ → H₂⁺ + hν,

a potem

H₂⁺ + H → H₂ + H⁺.

    Człon hν w powyższych wzorach oznacza energię emitowaną w postaci fotonów.

    W bardzo gęstych środowiskach, jak fotosfery gwiazdowe czy atmosfery planet, H₂ powstaje głównie w zderzeniach trzech ciał, z czego co najmniej dwa są atomami wodoru. Proces odbywa się bez udziału pyłu. Nadmiar energii w powstającej cząsteczce H₂ jest unoszony przez trzeciego uczestnika zderzenia. Jest nim najczęściej również atom H.

    Powstawanie bardziej złożonych molekuł niż H₂ przebiega różnie w zależności od cech środowiska, w którym występuje. Na przykład dla niskich temperatur neutralne atomy i molekuły są mało reaktywne z H₂ i reakcje chemiczne zachodzą głównie w układzie jon – molekuła. Tempo reakcji chemicznych jest uzależnione istotnie od stopnia jonizacji ośrodka. Za jonizację odpowiedzialne są głównie fotony UV i X oraz cząstki promieniowania kosmicznego CR (ang. cosmic ray). Wewnątrz ciemnych obłoków międzygwiazdowych, gdzie powstaje najwięcej molekuł, jonizacja odbywa się głównie za sprawą promieni kosmicznych (praktycznie wszystkie fotony X i UV zostają pochłonięte przez najbardziej zewnętrzne warstwy takiego obłoku). Zachodzi tam cykl reakcji:

H₂ + CR → H₂⁺ + reszta,

potem

H₂⁺ + H₂ → H₃⁺ + H.

    Jon H₃⁺ jest stabilny i bardzo reaktywny. Chętnie oddaje swój proton w czasie zderzeń z czymkolwiek. Choć dla większości małych molekuł kompletne cykle reakcji prowadzące do ich powstania nie są jeszcze znane (np. dla H₂O czy O₂), to dla takich środowisk jak obłoki międzygwiazdowe, otoczki gwiazdowe czy regiony gwiazdotwórcze wypracowano już modele procesów chemicznych, pozwalające interpretować wyniki obserwacji i uzyskiwać wgląd w fizykę tych obszarów.

    Znacznie gorzej ma się rzecz ze zrozumieniem procesów prowadzących do powstania większych molekuł. Przykładowo można wskazać cykle reakcji dla fazy gazowej, prowadzące do powstania międzygwiazdowego metanolu CH₃OH. Okazuje się jednak, że same te cykle nie są w stanie wyprodukować obserwowanych obfitości metanolu. Jeszcze gorzej rzecz się ma z etanolem C₂H₅OH. Najprawdopodobniej cząsteczki te powstają przy udziale powierzchni ziaren pyłu, na co wskazują eksperymenty laboratoryjne pozwalające otrzymywać metanol i etanol przez napromieniowanie odpowiednich lodów molekularnych.

    Najmniej wiadomo na temat powstawania w warunkach kosmicznych bardzo dużych cząsteczek, takich jak np. wielopierścieniowe węglowodory aromatyczne, fulereny czy wreszcie aminokwasy. Wydaje się, że takie cząsteczki rodzą się w wyniku przeobrażeń struktury ziarna pyłu składającego się z zestalonych łańcuchów węglowych. Takie przeobrażenia mogłyby zachodzić pod wpływem ogrzewania pyłu. Ziarna zestalonych łańcuchów węgla powstają na peryferiach gwiazd węglowych. W atmosferach takich gwiazd prawdopodobnie też jest możliwe powstawanie, w fazie gazowej, dużych cząsteczek o szkieletach węglowych.

Rys.3 Gdzie podziały się te wszystkie gwiazdy? To, co kiedyś nazywane było dziurą w niebie, dzisiaj jest znane jako ciemny obłok molekularny. Wysoka koncentracja pyłu i gazu molekularnego pochłonęła praktycznie całe światło widzialne, emitowane z gwiazd znajdujących się w tle. Niesamowicie ciemne otoczenie sprawia, że wnętrza obłoków molekularnych są jednymi z najzimniejszych i najbardziej odizolowanych miejsc we Wszechświecie. Spośród wszystkich ciemnych mgławic absorpcyjnych najbardziej godny uwagi jest obłok w gwiazdozbiorze Wężownika (Ophiuchus), znany jako Barnard 68 (na zdjęciu powyżej). To, że na tle obłoku nie widać żadnych gwiazd, świadczy o tym, że Barnard 68 znajduje się stosunkowo blisko nas — z pomiarów wynika, że jest położony w odległości 500 lat świetlnych i ma rozpiętość połowy roku świetlnego. Nie wiadomo dokładnie, jak powstają obłoki molekularne, takie jak Barnard 68. Prawdopodobnie są one jednak miejscem tworzenia się nowych gwiazd. Na większych długościach fali obłok staje się bardziej przeźroczysty i w zakresie podczerwonym można zobaczyć to, co znajduje się za nim (źródło: http://orion.pta.edu.pl)

    Nie tylko obłoki międzygwiazdowe są ulubionym ośrodkiem występowania molekuł. Atmosfery chłodnych gwiazd składają się prawie wyłącznie z gazu cząsteczkowego. W tych atmosferach gęstości i temperatury gazu są znacznie wyższe niż w obłokach molekularnych. Atomy i cząsteczki częściej się zderzają i nacierają na siebie z większymi prędkościami. Prawdopodobieństwo powstania stabilnych molekuł w takim środowisku jest względnie duże. Dla atmosfer gwiazd węglowych prawie wszystek tlen występuje w połączeniu z węglem, tworząc cząsteczki CO. Duża część węgla łączy się też z wodorem, dając cząsteczki takie, jak: C₂H₂ i C₂H. W gwiazdach tlenowych praktycznie cały węgiel łączy się z tlenem, dając CO. Nadwyżka tlenu występuje w postaci tlenków takich, jak: FeO, SiO, TiO i MgO.

    Nawet Słońce, o temperaturze fotosfery ok. 6000 K, uważanej za zbyt wysoką, by molekuły mogły przeżyć, zawiera je w swojej atmosferze. W plamach słonecznych zaobserwowano H₂ i H₂O. Istnieją też doniesienia o zaobserwowaniu molekuł w materii wyrzucanej z gwiazd nowych i supernowych.

    Chłodne i niezbyt masywne gwiazdy pod koniec swojego życia odrzucają zewnętrzne warstwy materii. Olbrzymia otoczka, oddalając się od gwiazdy, stygnie i rozprzestrzenia się w ośrodku międzygwiazdowym. Z początku materiał w otoczce jest bardzo gęsty i ciepły w porównaniu z ośrodkiem międzygwiazdowym. Skala czasowa procesów chemicznych zachodzących w młodej otoczce wyraża się jeszcze w minutach, a nie w tysiącach lat, typowych dla rzadkiego ośrodka międzygwiazdowego. Podczas ekspansji otoczki, w okolicznościach jeszcze nie rozumianych, dochodzi do zastygania molekuł i atomów w ziarna pyłu. Kiedy materiał otoczki dostatecznie się rozproszy, wtedy ziarna pyłu i molekuły zostają odsłonięte na działanie fotonów UV macierzystej gwiazdy, jak i gwiazd okolicznych. Rozpoczyna się wówczas chemiczne przeobrażanie materiału ziarna, atomy dopasowują się do siebie na różne sposoby, tworząc przy okazji rozmaite cząsteczki. Mogą one przedostać się do środowiska gazowego przy rozpadzie ziaren albo w procesie sublimacji. Molekuły w środowisku gazowym i na styku z powierzchnią ziarna również ulegną rozmaitym przeobrażeniom w polu międzygwiazdowego promieniowania.

    Ekstremalnym przykładem środowiska molekularno-pyłowego jest nasz system planetarny. Praktycznie wszystko w tym systemie, wyjąwszy samo Słońce i jądra planetarne, składa się albo z molekuł w fazie gazowej, albo z pyłu, który zawiera prawie same molekuły, tylko że w fazie stałej. Człowiek i cała przyroda ożywiona tworzą również środowisko molekularne, tyle że o bardzo wysokim poziomie organizacji. Droga ewolucyjna prowadząca od powstania pierwszych molekuł H₂, niezbędnych do uformowania się pierwotnych gwiazd, poprzez złożone procesy astrofizyczne i astrochemiczne w gwiazdotwórczym środowisku obłoku molekularnego, w którym powstało Słońce i planety, do człowieka i tego, co go otacza na Ziemi, jest bardzo długa i skomplikowana. Sukcesy w jej rozpoznawaniu są uzależnione nie tylko od postępów biologii i chemii w ich badaniach laboratoryjnych, ale, być może przede wszystkim, od postępów astronomii w zakresie obserwacji i zrozumienia procesów wspomagających tworzenie się i ewolucję świata molekuł.

Autorzy są pracownikami Wyższej Szkoły Pedagogicznej w Częstochowie. Bogdan jest doktorem astronomii pracującym też w Obserwatorium Astronomicznym UJ w Krakowie. Jego zainteresowania naukowe koncentrują się wokół badań materii międzygwiazdowej i międzygalaktycznej, m.in. na podstawie analizy obserwacji uzyskanych przez obserwatoria kosmiczne IRAS i COBE