Цифровой журнал «Компьютерра» 2013 № 40 (193) - [6]

Вообще, звезда кажется не слишком подходящим местом для молекул. Ведь звезда — это раскалённый газ, плазма, термоядерные, но никак не химические реакции. Тем не менее о том, что не на всей поверхности Солнца, но в солнечных пятнах могут содержаться молекулы, Норман Локьер размышлял ещё в 1878 году в книге «Studies in spectrum analysis». К тому времени спектры светлой поверхности Солнца и солнечных пятен наблюдались уже систематически. И в некоторых случаях в солнечных пятнах действительно были видны не линии, а полосы поглощения, указывающие на наличие не только отдельных атомов, но и их соединений. Дело в том, что молекула, в отличие от атома, может вращаться и совершать колебательные движения. Там, где атом даёт одну спектральную линию, молекула способна породить множество близко расположенных линий, точное положение которых зависит от того, насколько быстро молекула вращается или колеблется. Вместо одной атомарной линии возникает частокол близких линий, сливающихся в единую молекулярную полосу.

Полосы в спектрах солнечного диска и пятен наблюдались ещё до публикации книги Локьера, но только в начале XX века Альфреду Фаулеру впервые удалось связать полосы в спектрах солнечных пятен с конкретным веществом — гидридом магния. Позже солнечные молекулы обнаружились и вне пятен. Одна из основополагающих работ в области звёздной химии была опубликована в 1934 году Генри Расселом. Он проанализировал «прочность» молекул и выяснил, что даже при температуре солнечной поверхности некоторые атомы способны объединяться в устойчивые пары. Сейчас на Солнце с той или иной степенью достоверности обнаружено уже около двух десятков молекул, главным образом гидридов и оксидов, что, в общем, неудивительно: водород и кислород — наиболее обильные химически активные атомы в солнечной атмосфере. Есть там ещё и гелий, но от него химической активности ждать, конечно, не приходится. Хотя… ладно, как-нибудь в другой раз.

Конечно, при температуре под 6 000 К выживают только двухатомные молекулы. Но в солнечных пятнах холоднее, около 4 000 К, поэтому в них можно ожидать наличия и более сложных компонентов, хотя бы трёхатомных, — например, воды. Хотя есть и другие соединения из трёх атомов, способные сохраняться в подобных условиях (например, углекислый газ или HCN), особенный интерес наблюдателей всегда привлекала именно вода, потому что в пятнах её, как показывают термодинамические расчёты, должно быть особенно много (Семи-Булатов зря иронизировал). Но много — это ещё не всё.

Я уже упомянул достоверность обнаружения. Что означает обнаружить молекулу? Это означает, что вы находите в спектре принадлежащие ей полосы. Именно полосы, а не одну полосу, потому что полос у каждой молекулы много. Далее, разных молекул тоже много, и их полосы накладываются друг на друга. Чтобы разобраться в этом хитросплетении, нужно, во-первых, получить спектр очень высокого качества, во-вторых, узнать расположение не только полос, но и отдельных линий для каждой молекулы.

Разобраться в структуре спектра молекулы можно двумя способами — рассчитать его теоретически или измерить в лаборатории. Сделать и то и другое с точностью, достаточной для анализа звёздных спектров, весьма сложно. Представьте себе, например, что вам нужно измерить спектр водяного пара, нагретого до 3 000 градусов. Это настолько сложно, что на самом деле спектроскописты часто предпочитают не солнечные спектры поверять экспериментальными данными, а наоборот, использовать Солнце в качестве бесплатной высокотемпературной лаборатории.

Вода в наблюдательном отношении особенно неудобна. Во-первых, несмотря на, казалось бы, простое строение молекулы, спектр у неё очень сложный, предъявляющий к качеству наблюдений и измерений особые требования. Во-вторых, воды действительно много! Причём не только на Солнце (или в других космических объектах), но и на Земле. Поэтому попытки найти признаки наличия внеземной воды часто сопряжены со значительными усилиями по их отделению от признаков наличия воды в земной атмосфере. К счастью, у горячей солнечной воды есть линии, которым не препятствует холодная земная вода, но для их наблюдения нужно уходить в инфракрасный диапазон. Поэтому, хотя сообщения об отождествлении линий воды в спектрах солнечных пятен появлялись ещё в конце 1960-х годов, уверенно говорить о том, что солнечные пятна действительно содержат воду, стали только в самом конце XX века.

Согласитесь, что факт наличия воды на Солнце и сам по себе весьма забавен. Но поиск воды и других солнечных молекул, конечно, вызван не только спортивным интересом. Из-за более сложной структуры молекулы сильнее атомов чувствуют влияние окружения; соответственно, их линии несут в себе больше информации о том, что происходит на Солнце. Например, по наблюдениям линий оксида углерода (CO) можно определять параметры конвекции, поскольку условия формирования и разрушения этой молекулы сильно зависят от температуры.

Та же молекула CO оказалась индикатором содержания кислорода, углерода и их изотопов: немаловажное достоинство с учётом так называемого «кислородного кризиса», несколько лет назад поразившего астрономию. Тогда выяснилось, что содержание кислорода на Солнце, определённое по спектру, значительно уступает содержанию, определённому методами гелиосейсмологии. Вскоре добавилось ещё одно противоречие — между содержанием тяжёлых изотопов кислорода на Солнце, на Земле и в солнечном ветре (последнее было определено при помощи космического аппарата «Genesis»).