Вода в космосе
Замечательный астроном Дима Вибе (доктор физико-математических наук, зав. отделом физики и эволюции звёзд Института астрономии РАН (Москва)) написал по недавно опубликованному обзору очень познавательную статью о воде с точки зрения астрохимика. Грех не поделиться.
Фазы воды. Вода в астрофизических условиях может существовать, главным образом, в газообразной (пар) и твёрдой (лёд) фазах. Нужно отметить, что в научной литературе, особенно англоязычной, термин «пар» применяется именно к газообразной воде, а не к тому, что мы привыкли называть этим словом в обычной жизни. Возможность существования жидкой воды ограничена весьма узким диапазоном температур и давлений (с точки зрения астробиологии интересна именно эта фаза). Водяной лёд существует в аморфной и кристаллической формах; кристаллизация льда начинается при температурах выше 90К. Ниже этой температуры лёд аморфен.
Спектроскопия воды. Разрешённые электронные дипольные переходы газофазной воды приходятся на ультрафиолетовый (УФ) диапазон, колебательные переходы наблюдаются в ближнем и среднем инфракрасном (ИК) диапазоне, вращательные переходы - в дальнем ИК и субмиллиметровом диапазонах. Молекула воды представляет собой несимметричный волчок с очень нерегулярной системой уровней. Поскольку её атомный вес не столь велик, как у молекул CO или CS, её вращательные уровни отстоят дальше друг от друга, и потому соответстующие переходы наблюдаются не в миллиметровом диапазоне, а на более коротких волнах, порядка 0.5 мм. Основные колебательные переходы газообразной воды наблюдаются на длинах волн порядка нескольких микрон. У водяного льда наблюдаются существенно более широкие полосы, из которых наиболее известна чёткая полоса на длине волны 3.1 мкм, принадлежащая кристаллическому льду.
Химия воды. Общее содержание кислорода в межзвёздной среде (МЗС) примерно равно 5.75 ⋅ 10-4 относительно полного количества атомов водорода. Из этого содержания примерно 16%-24% связано в силикатных пылинках, остальное доступно для газофазных молекул, в первую очередь, CO и воды. Поскольку полное измеренное содержание кислородсодержащих молекул оказывается меньше, должна присутствовать ещё какая-то форма соединений кислорода.
Основным источником газофазной воды при низких температурах являются ион-молекулярные реакции. При температурах выше 230К значительную роль начинают играть нейтраль-нейтральные реакции, начинающиеся с реакции O + H2. Высокотемпературная химия доминирует в ударных волнах, внутренних областях протозвёзд, внешних горячих атмосферах протопланетных дисков. В холодной среде помимо газофазных реакций в синтезе воды большую роль играют поверхностные реакции. В холодных дозвёздных облаках именно они являются основным источником воды. При повышении температуры пылинок и (или) при наличии ультрафиолетового облучения вода испаряется с пылинок и попадает в газовую фазу. Это происходит в так называемых «горячих ядрах» и внутри снеговой линии протопланетных дисков. Энергия десорбции воды составляет примерно 5600К для аморфного льда и 5770К для кристаллического льда.
Вода разрушается в реакциях с ионами, в первую очередь, C+, H3+ и HCO+, а также в результате фотодиссоциации фотонами с длиной волны меньше 180 нм. Среднее время жизни молекулы воды в типичном галактическом УФ-поле составляет около 40 лет.
Дейтерированная вода. Существует целый ряд процессов, способных привести к относительному содержанию полутяжёлой (HDO) и тяжёлой (D2O) воды, которое на порядки величины превышает полное относительное содержание атомов дейтерия в МЗС (D/H ≈ 2.3 ⋅ 10-5). В холодных межзвёздных облаках основным механизмом фракционирования являются поверхностные реакции, поскольку дейтерий более эффективно накапливается на поверхности пылинок. В газовой фазе повышенное содержание полутяжёлой и тяжёлой воды (а также многих других дейтерированных молекул) связано с особенностями обменных реакций при низких температурах.
Наблюдения воды. В диффузных молекулярных облаках, там где основным механизмом синтеза воды являются ион-молекулярные реакции, ей содержание невелико, и по данным Гершеля и других космических обсерваторий составляет около 10-8 (здесь и далее все содержания молекул приводятся относительно молекулярного водорода). Наблюдения полосы водяного льда на длине волны 3 мкм показывают, что в твёрдой фазе молекулярных облаков, защищённых от УФ-излучения, содержание воды составляет порядка 5 ⋅ 10-5. В протозвёздных объектах оно достигает 10-4. Такое высокое содержание не может быть объяснено вымораживанием молекул, синтезированных в газовой фазе, и отражает их поверхностный синтез. В ударных волнах, связанных с истечениями из протозвёзд, содержание воды варьируется от 10-7 до 2 ⋅ 10-4, однако полная масса вещества, выносимого из системы с истечениями, невелика и потому не является причиной существенных потерь воды, даже если относительное содержание воды высоко.
Первые наблюдения воды в протопланетных дисках были ограничены инфракрасным диапазоном и позволяли детектировать горячую воду только в окрестностях звезды и только в поверхностных слоях диска (там, где не слишком велика оптическая толщина в ближнем ИК-диапазоне). Оценки содержаний воды в пределах нескольких а.е. от звезды оказались высокими, порядка 10-4, причём, выше у звёзд типа Т Тельца, чем у звёзд Ae/Be Хербига. Оценки содержаний воды на больших радиусах, порядка 100 а.е., полученные при помощи Гершеля, оказались несколько ниже, порядка 10-5. Для некоторых дисков были получены лишь верхние пределы, указывающие на то, что реальное содержание ещё ниже.
Дальше 100 а.е. от звезды содержание холодной воды также оценивалось при помощи Гершеля. Поскольку эти наблюдения были очень ресурсоёмкими (25 часов на линию), они были проведены лишь для семи дисков. Вода была обнаружена только в двух (TW Hya и HD 100546). В диске TW Hya газофазное содержание воды составляет примерно 10-7. Это означает, что значительная часть воды в этом диске находится в форме льда, и её полная масса составляет несколько тысяч земных океанов (1 океан = 1.4 ⋅ 1024 г). Для одной землеподобной планеты даже многовато, но нужно помнить, что это содержание воды во всём диске, которое к тому же может легко войти в состав одной планеты-гиганта.
Прямые наблюдения водяного льда в дисках затруднены. Полоса на 3 мкм была обнаружена только в нескольких дисках, к тому же, она отслеживает лишь незначительную доля полной массы льда. Наблюдения на ISO как будто указывали на наличие в межзвёздной среде и протозвёздных объектах гидратированных силикатов, но более поздние наблюдения это не подтвердили. Так что до эпохи образования планет силикаты остаются «сухими».
Химические модели дисков. Итак, наблюдения указывают на довольно высокое содержание горячей воды (с температурой около 450К) и менее значительное количество холодной воды (с температурой ниже 50К). Современные модели предсказывают три региона диска, где должно наблюдаться высокое содержание воды. Первый регион расположен во внутренней части диска, в его срединной области, внутри так называемой снеговой линии, на которой происходит сублимация водяного льда. В этом регионе испарение воды с пылинок соперничает с её фотодиссоциацией УФ-излучением звезды, так что со временем содержание воды в этом регионе должно спадать.
Второй регион расположен на дальней периферии диска, на расстоянии более 20 а.е. от звезды, и охватывает как срединную область, так и слои, близкие к поверхности. Температура там слишком низка, чтобы обеспечить сублимацию водяного льда, так что большая часть воды сосредоточена на пылинках и попала туда из родительского протозвёздного облака. Модели также предсказывают наличие на некоторой высоте над плоскостью симметрии диска тёплого молекулярного слоя, богатого в том числе и молекулами воды. Теоретические оценки количества воды в этом слое существенно превосходят наблюдательные оценки, так что тут моделировщикам ещё есть над чем работать.
Третий регион - это горячая атмосфера диска ближе 20 а.е. до звезды, где высокое газофазное содержание воды обеспечивается высокотемпературными реакциями. Вероятно, именно эта вода обнаруживается по наблюдениям в ближнем и среднем ИК-диапазонах.
Вода в Солнечной системе. В только что сформировавшейся Солнечной системе снеговая линия находилась примерно в 2.7 а.е. от Солнца. Неудивительно, что большая часть воды сосредоточена в телах, которые находятся дальше: астероидах из внешней части Главного пояса, транснептуновых объектах, кометах, спутниках планет-гигантов и в самих планетах-гигантах. Следует, впрочем, отметить, что вода в планетах-гигантах может иметь «внешнее» происхождение, то есть, заноситься в их атмосферы при столкновениях с малыми телами.
Наконец, самое интересное - вода на внутренних планетах. Она очень по-разному распределена между планетами земной группы. На Венере обнаружены лишь следы водяного пара в атмосфере, однако в прошлом воды там могло быть больше. На Марсе большая часть воды пребывает в твёрдом состоянии, однако в прошлом воды там с большой вероятностью было больше. На Земле содержание воды в коре, гидросфере и атмосфере примерно равно одному океану, поскольку большая часть её массы сосредоточена в поверхностных водах. Содержание воды в мантии очень неопределённо. Оценки варьируются от нескольких десятых до нескольких единиц океанов. В целом, общая массовая доля воды на Земле может составлять порядка 0.1%.
Важный вопрос - происхождение воды на планетах земной группы. Рождаются они «сухими» или «влажными»? Ответ на этот вопрос можно попытаться найти в изотопном составе воды, точнее, в относительном содержании HDO. Итак, исходное содержание дейтерия (D/H) после Большого Взрыва было около 2.7 ⋅ 10-5. В современной МЗС оно составляет около 2.3 ⋅ 10-5. Измерения отношения D/H в солнечном ветре и HD/H2 дают величину порядка 2.5 ⋅ 10-5. В земных океанах содержание дейтерированной воды по отношению к «обычной» воде равно 1.5576 ⋅ 10-4, то есть, в несколько раз выше, чем общее содержание атомов дейтерия. Иными словами, земная вода должна была пройти через некий процесс фракционирования, типа того, что был описан выше, причём, этот процесс должен был пройти не на Земле, то есть, земная вода, по крайней мере, поверхностная, имеет внеземное происхождение. Подходящими источниками считаются астероиды и кометы, хотя с последними ситуация сейчас запутанная. Но в целом можно сказать, что в тех телах, которые могли занести воду на Землю, отношение содержаний дейтерированной и обычной воды составляет примерно несколько единиц на 10-4.
Сейчас трудно решить, насколько это значение согласуется с данными о дейтерированной воде в протозвездных объектах, поскольку для них получены очень разные оценки, от (3-5) ⋅ 10-4 до 10-2. Поэтому пока всё-таки невозможно сказать, полностью ли мы унаследовали воду из протосолнечного облака или же в протосолнечном диске с ней происходили ещё какие-то события, например, связанные с радиальным и вертикальным перемешиванием.
Также невозможно различить «сухой» и «влажный» сценарии формирования Земли. В первом сценарии она родилась в сухой области диска и получила воду в результате бомбардировки телами из более далёких областей Солнечной системы (Главный пояс, пояс Койпера). Во втором сценарий область формирования планет земной группы была не так уж суха, и потому Земля могла получить воду как с богатыми водой «местными» планетезималями, так и аккрецировав её непосредственно из газовой фазы. Впрочем, последние аргументы указывают всё-таки больше на первый сценарий.
Вода в экзопланетах. Вода обнаружена в атмсоферах нескольких экзопланет, хотя качество данных пока не позволяет делать определённые численные оценки. Интересно, что обнаружена одна планета, WASP-12b, в которой доминируют соединения углерода и, соответственно, должно быть мало воды. Возникает вопрос, почему в планетах отношение C/O может сильно отличаться от межзвёздного значения. Это может быть отражением сложных химических процессов в диске, в частности, различий в относительном расположении области формирования планет-гигантов и снеговых линий для воды и CO.
Огромное спасибо Дмитрию за то, что взял на себя труд пересказать всё это. А вот и он сам:
