Цифровой журнал «Компьютерра» 2011 № 44 (92) - [22]

Разобраться с их происхождением «на месте», то есть в Солнечной системе, пока не получается. В качестве основной привязки в подобных исследованиях используется содержание дейтерия (D) относительно водорода (H), в первую очередь в «полутяжёлой» воде (HDO/H₂O). В земных океанах «водяное» отношение D/H составляет примерно 0,00016. Если мы оглянемся по сторонам и найдём объекты с таким же содержанием «полутяжёлой» воды, то можно будет считать, что именно благодаря столкновениям с этими объектами Земля и обогатилась влагой.

Определить отношение HDO/H₂O удалось лишь в немногих телах Солнечной системы. Долгое время считалось, что поставщиками земной воды были кометы, однако, например, в знаменитых кометах Галлея, Хиакутаке, Хейла-Боппа отношение D/H оказалось в два раза больше, чем на Земле. Это как будто указывает, что кометы на роль разносчиков воды не годятся. С другой стороны, все эти кометы — пришельцы с дальних окраин Солнечной системы. В близких кометах ситуация может быть иной. Совсем недавно (статья опубликована в журнале Nature за 13 октября) при помощи того же «Гершеля» было измерено относительное содержание полутяжёлой воды в комете Хартли-2 из семейства Юпитера, и оно практически совпадает с земным.

В общем, приходится признать, что толком проследить эволюцию воды в Солнечной системе, в частности пути её попадания на Землю, нам пока не удаётся. Впрочем, это и неудивительно: от героической эпохи формирования Земли и её соседок нас отделяют четыре с половиной миллиарда лет и замысловатая динамическая эволюция с неоднократным перебрасыванием вещества из центра системы к её границам и обратно.

В качестве альтернативы можно посмотреть на околозвёздные диски, где (как мы предполагаем) формирование планет либо едва стартовало, либо ещё даже и не начиналось. Именно поэтому среди всех наблюдательных программ телескопа «Гершель», посвящённых образованию звёзд и планет, больше всего времени было выделено проектам WISH (Вода в областях звёздообразования) и GASPS (Газ в протопланетных системах).

В рамках программы WISH первым объектом для поисков воды стал диск у звезды DM Тельца. Это довольно молодая система (её возраст составляет около 5 млн лет), в которой диск радиусом около 1000 астрономических единиц окружает небольшую звёздочку в половину солнечной массы. В этом диске, по наземным радионаблюдениям, зафиксировано наличие уже десятка молекул, поэтому логично было предположить, что и вода там тоже окажется. Однако на практике выяснилось, что хоть сколько-нибудь заметного излучения холодной воды в диске звезды DM Тельца «Гершель» не видит. Это означает, что водяного пара там, как минимум, в сотню раз меньше, чем предсказывают химические модели.

Да, тут нужно уточнить, что речь идёт именно о холодной газообразной воде, а не о паре в виде капелек. Горячую газообразную воду в таких дисках можно наблюдать при помощи телескопов инфракрасного диапазона, что делалось уже неоднократно. Однако она присутствует лишь в непосредственной близости от звезды, тогда как основная масса воды сосредоточена (или должна быть сосредоточена) в существенно более холодных внешних областях диска, в нашей Солнечной системе соответствующих поясу Койпера и даже облаку Оорта.

Именно этой холодной воды в диске DM Тельца и не оказалось. Эдвин Бергин с коллегами, проводившие наблюдения, предположили, что отсутствие воды может быть признаком начавшегося образования планет. Вообще, вода попадает в газ диска при испарении ледяных мантий пылинок ультрафиолетовым излучением звезды. Если пылинки в системе уже начали расти (первый шаг к образованию планет), то гравитация заставляет их оседать к тёмной экваториальной плоскости диска и уносить с собою воду (всё ещё в виде льда) из области действия ультрафиолета.

А вот следующая звезда программы — TW Гидры — принесла противоположный результат: прекрасно различимые спектральные линии воды и соответственно вполне солидное её содержание. Масса наблюдаемой холодной воды у звезды TW Гидры примерно в 200 раз меньше полной массы земных океанов, однако это даже не верхушка айсберга, а лёгкий туман над верхушкой. Небольшое количество холодной воды, испарённой с пылинок ультрафиолетовым излучением звезды, позволяет оценить массу воды в твёрдом состоянии. По оценкам Михеля Хогерхайде и его соавторов (http://arxiv.org/abs/1110.4600), в диске TW Гидры за лёгкой завесой пара скрывается лёд массой в несколько тысяч земных океанов (10²⁸ г).

В чём именно причина такого различия, навскидку сказать сложно. Звезда TW Гидры старше, чем DM Тельца; её возраст оценивается в 10 млн лет. Казалось бы, последствия роста пылинок в виде оседания ледяных частиц в защищённую от ультрафиолета срединную область диска должны проявляться здесь сильнее. С другой стороны, чем сильнее растут пылинки, тем прозрачнее становится диск. Возможно, в диске TW Гидры из-за роста пылинок срединная область уже не так надёжно закрыта от УФ-излучения, и потому испарением охвачена гораздо большая доля объёма диска. Да и светит TW Гидры в ультрафиолете раза в два ярче, чем DM Тельца.