Detekcija prve molekule svemira - HeH+

NGC  7027

O maglinama 

      Jednom kada su zvezde s malom i srednjom masom, poput našeg Sunca, iscrpile svoje nuklearno gorivo, veći deo njihove mase je bio izbačen u obliku ekspanzijske plinske ljuske ("planetarna maglica" ). Astronomi veruju da odvajanje spoljašnje omotača od jezgra nema eksplozivni karakter, sve započinje posve mirno, s «nultom» brzinom.Spoljašnji slojevi su sa sobom odneli većinu preostalog vodonika i helijuma pa su u središtu zvezde termonuklearne reakcije zamrle.
      Uloga planetarnih maglina u galaktičkim procesima velika je i važna. Crveni džin u stadijumu koji prethodi pojavi magline obogaćuje zvezdanim vetrom međuzvezdani prostor raznim oblicima materije. Razređivanjem i sama planetarna maglina prelazi u međuzvezdani prostor obogaćujući ga težim elementima nastalim u raznim nuklearnim procesima čime se menja sastav međuzvezdanog materijala.
     Do sada razmatrani evolucijski put - crveni džin, planetarna maglina, beli patuljak - čeka većinu zvezda u našoj galaksiji jer se njihova masa nalazi u rasponu između 1 i 5 Sunčevih masa. Ako je pak došlo do mirnog kraja i prva zvezda završi kao beli patuljak, za nekoliko milijardi godina događaj će se ponoviti, ali sada u suprotnom smeru. Naime druga komponenta narašće u crvenog džina, gasovita materija spoljašnjeg omotača postepeno se prenosi na belog patuljka. Ni u jednom od tih slučajeva neće nastati planetarna maglina.

                          
                                 Minkovski 2-9                   NGC 6543- Mačje oko

Posmatrane manjim teleskopom, planetarne magline neodoljivo podsećaju na diskove planeta, otud su i dobile ime. Zvezdane magline su jedni od najlepših objekata na nebu. Za astrofizičare to su najbolje kosmičke laboratorije, u kojima mogu u prirodnim uslovima proučavati fizičke procese u međuzvezdanoj materiji.

" Već prva bitna opažanja planetarnih maglina pokazala su da se u središtu svake od njih nalazi slabašna zvezdica. Pitanje, koje je samo po sebi usledilo, bilo je: kakve su to zvezde u središtima planetarnih maglina, i kakva je njihova veza s maglinom? Danas znamo da su to u pravilu bele zvezde spektralnog tipa O s vrlo visokim površinskim temperaturama koje dostižu do 100.000 K i spektrima sličnim onima kao kod vrućih zvezda tipa Wolf-Rayet. S druge strane, njihov slabašni sjaj govori kako se radi o majušnim zvezdama, dakle – belim patuljcima. Zračenje tih zvezda naročito je intenzivno u nevidljivom ultraljubičastom delu spektra. Gasovi i čestice od kojih je maglina sazdana, upijaju to zračenje i reemitiraju ga u vidljivom delu spektra - pojava dobro poznata fizičarima kao fluorescencija. Gasovi u maglici su jonizovani. Ta pojava nam omogućuje da maglinu vidimo u optičkom teleskopu.

       Hemijski sastav planetarnih maglina otkriven je spektralnom analizom. Uočena je velika prisutnost vodonika i helijuma i drugih elemenata - kiseonika, ugljenika itd. - ali u znatno manjim količinama. Zanimljivo je da u sastavu planetarnih maglina ima ugljenika više od pet puta nego na Suncu.

Sastavnim spektroskopskim proučavanjima velikog broja planetarnih maglina astronomi su utvrdili da se mešavina gasova od kojih su sazdane razlikuje takođe u zavisnosti od udaljenosti magline od središta i ekvatorijalne ravni naše Galaksije.

                              


                                           Helix                          Dumbell maglina

      Do danas je katalogizirano oko 1.500 planetarnih maglina. Većina ih se nalazi blizu ravni Mlečnog puta, najviše se koncetrišu blizu galaktičkog jezgra. Vrlo retko se opažaju u zvezdanim jatima. Ako sa dovoljnom tačnošću odredimo udaljenosti do planetarnih maglina i proučimo njihov prostorni raspored u Galaksiji, možemo izračunati njihov ukupan broj u Mlečnom putu - prema današnjim proračunima ukupno ih ima oko 40.000.

Gas koji čini planetarnu maglinu, stalno se širi brzinom od oko 30 km/s. Usled toga gustina gasa brzo pada, a s tim u vezi slabi i sjaj magline, koja na kraju prestaje biti vidljiva. Životni vek planetarne magline - vremen za koje je ona vidljiva, iznosi svega nekoliko desetaka hiljada godina. ( izvor )

NGC 7027 je mlada planetarna maglica na udaljenosti od oko 3000 svetlosnih godina u smeru sazvežđa Labud. Ima kinematičku dob od samo 600 godina, a izbačena ljuska, od oko 3 solarne mase, je još uvek prilično zbijena i gusta. Središnja zvezda je jedna od najtoplijih poznatih (190.000 K) i vrlo svetla (10.000 sunčevih svetlosti). Tvrdo intenzivno polje UV zračenja pokreće ionizacijske fronte u ovojnicu. Upravo u tom tankom prednjem delu ionizacije nastaje HeH +.



 helij hidrid, HeH +. Jerome Loreau s Slobodnog Univerziteta u Bruxellesu ovaj spoj  naziva molekula misterija (ili bolje rečeno "misteriozni ion", budući da nosi električni naboj) i to s dobrim razlogom.  U hemiji se uči da helijum, plemeniti plin, nikada ne reaguje ni na šta, ali ispada da je to potpuno netačno - barem pod određenim egzotičnim uslovima. Helijev hidrid je toliko nejasan da mnogi astronomi nikada nisu čuli za njega, iako je označio ključnu prekretnicu u evoluciji svemira. Bio je to prvi korak u rađanju hemije i pojavi zvezda, planeta i samog života.
   Dugo istraživačima helijev hidrid nije bio "vidljiv", i druge molekule prve generacije također su nevidljive. Delovi koji nedostaju čine celo iscrpljeno poglavlje kosmičke istorije, važno razdoblje poznato kao mračni vek. Još bitnije, naučnici nikako nisu mogli pronaći dokaze o postojanju prvih molekula.

 Upravljajući GREAT-om 1,   daleko-infracrvenim spektrometrom u vazdušnoj zvezdarnici SOFIA 2, međunarodni istraživački tim predvođen Rolfom Güstenom iz Instituta za radioastronomiju Max-Planck (MPIfR) u Bonnu, Nemačka, izvestio je ovih dana javnost o detekciji prve molekule u  planetarnoj maglici NGC 7027.

Hemija  svemira


Odmah nakon Velikog praska, prostor je bio vrući splet međusobno isprepletene materije i zračenja. Kako se svemir širio, on se stalno hladio. Kada je dostigao temperaturu od oko 4000 kelvina, 380.000 godina nakon Velikog praska, protoni su se mogli kombinovatis elektronima i tako su formirani vodikovi atomi.
    Radijacija iz tog vremena je i danas lako uočljiva kao kozsmička mikrovalna pozadina
     Kada je temperatura pala ispod ~ 4000 K, ioni svetlosnih elemenata (vodik, helij, deuterij i tragovi litija) proizvedeni u nukleosintezi Big Banga rekombinovali su se obrnutim redosledom njihovog ionizacijskog potencijala.

Helij se najpre kombinovao sa slobodnim elektronima i tako se stvorio  prvi neutralni atom. Tada je vodik još bio ionizovan (prisutan u obliku golih protona). Atomi helija u kombinaciji s tim protonima napravili su  helijev hidridni ion HeH +, prvu molekularnu vezu svemira. Kako je rekombinacija napredovala, HeH + je reagovao s tada neutralnim vodonikom i stvorio prvi put do formacije molekularnog vodika - obeležavajući početak modernog svemira.

   Helijev hidrid je bio prvo atomsko uparivanje u svemiru, električna privlačnost između atoma helija i protona, jezgre atoma vodika. Prisutnost tog nagog protona je ono što čini helij hidriran takvom snažnom kiselinom, spremnom za kombinovanje sa svime što prelazi njegov put. Nakon što se pojavio helijev hidrid, on je potaknuo stvaranje prvog molekularnog vodonika - dva vodonikova atoma povezana zajedno. Svaka druga moguća atomska kombinacija brzo je usledila, uključujući helij-litij i H3 +, trodimenzionalnu molekulu vodonika, od kojih su obe previše nestabilne da bi prirodno postojale na Zemlji.

Raspršivanje tame u svemiru  

    Pojava hemijske veze  imala je neprocenjiv  efekat na svemir zbog svojevrsnog svojstva atomskog vodonika: ako uzmete veliki oblak atoma vodonika i pustite ga da se sruši, postaje topliji i topliji i manji. Na kraju završi  manji oblak, s nikakvom definisanom strukturom. Svemir napravljen samo od atomskog vodika bio bi  dosadan svemir.
    S helijevim hidridom sve se počelo menjati. Odatle su se pojavile prve molekule vodonika, a uz molekularni vodik nastao je moderni svemir. "Molekule daju mehanizam za uklanjanje energije tokom kolapsa".  Molekule mogu emitovati zračenje, uzrokujući da se oblak ohladi i nastavi se urušavati. Molekule vodonika nisu najbolje sredstvo za hlađenje, ali su dovoljno dobre da omoguće ogromnim oblacima plina, milionima puta masivnijim od sunca, da padnu na sebe. Ti oblaci postali su prve zvezde. Nakon stotina hiljada godina - možda čak i milion- tama se počela rasipati.
     Prve su zvezde bile prevelike, nestabilne zveri koje su u svojim jezgrama ubrzale teže elemente i zatim eksplodirale kao briljantne supernove. Ugljik, kiseonik i silicij iz eksplozija su se proširili u okolni plin, usvajajući drugu fazu kosmičke hemije. Dva nova spoja, voda i ugljični monoksid, dopustili su da se oblaci plina znatno rashlađuju, stvarajući golem broj manjih zvezda. Novo formirane čestice prašine stvorile su čvrste površine koje su olakšavale složene hemijske reakcije. Kisela smesa vodonika i helija ustupila je mesto svemiru svetlucavih galaksija.
 Tikom tog razdoblja prvog svetla moglo se dogoditi nešto još značajnije. Avi Loeb sa Sveučilišta Harvard ističe da je ukupna temperatura prostora oko 300 kelvina (oko 80 stepeni Fahrenheita - sobna temperatura, u osnovi), što znači da je celi svemir bila useljiva zona.U međuvremenu, sve te eksplozivne zvezde ispumpavale su ugljik, kiseonik, dušik, fosfor ... elemente biologije. Loeb prikazuje svaku eksplozivnu zvezdu kao inkubator, stvarajući mehur vitalnih elemenata oko sebe, i pita se je li kraj Mračnog doba bio i trenutak kada je svemir postao živ.


Lov na prve molekule


    Naučnici su 1925. u laboratoriji stvorili helijev hidridni ion , u kontrolisanim uslovima, i to je potaknulo naučnu zajednicu na dugu potragu za tom molekulom u prirodnom okolišu, odnosno u svemiru.

"Već dugo astronomi raspravljaju o razlozima zašto tu molekulu nismo mogli uočiti u međuzvezdanom prostoru", rekao je astronom Rolf Güsten s Instituta Max Planck.. glavni istraživać projekta GREAT.

      Različiti su razlozi zbog kojih nije moguće istraživi sve oko nas. Neke su pojave
još uvek  ispod granice detekcije. Tako se, nptr. desilo da  astronomi nisu uočili khemijski važnu molekulu H3 + sve do 1990-ih zato što se jednostavno nije  znalo gde je tražiti. Sa prvom molekulom je stvar bila drugačija.   
     HeH+ nastaje kada zračenje zvezde, dosegnuvši temperature više od 100.000 stepeni, ionizira maglicu. Prema astrohemijskom modelu iz kasnih 1970-ih, takvih molekula bi još uvek trebalo biti u haotičnim planetarnim maglicama koje su izbacile umiruće zvezde tokom poslednje faze svog života, pre nego što su eksplodirale u supernovi.  Najlakše bi ih se moglo videti u tzv. , teškom polju zračenja, koje proizvodi središnja zvezda belog patuljka s temperaturom većom od 100.000 stepeni

SOFIA

Međutim, otkriti, odnosno uočiti takve molekule nije bio lak posao zbog  Zemljine atmosfere koja otežava detekciju sa teleskopima na Zemlji. Zbog toga je odlučeno da se koristi teleskop SOFIA (Stratospheric Observatory for Infrared Astronomy), instaliran u avionu koji može leteti iznad donjeg sloja atmosfere.
    Na veliko veselje astronoma spektrometar visoke rezolucije naziva GREAT, koji se nalazi na SOFIA-i, detektovao je dugo traženu molekulu u planetarnoj maglici NGC 7027.
    "Otkriće molekule HeH+ dramatična je i prekrasna demonstracija sklonosti prirode da formira molekule", rekao je astrofizičar David Neufeld sa Sveučilišta Johns Hopkins.


                             

________________

Spektroskopija 

       Prema zakonima kvantne mehanike svaka molekula emituje  zračenje na određenim frekvencijama koje se mogu izračunati i izmeriti u laboratoriji.
     Infracrvena spektroskopija je opet oblik molekularne spektroskopije, tehnika koja se može koristiti za određivanje strukture molekule, a ne samo za sastav elemenata. Ona se temelji se na frekvenciji vibracija hemijskih veza u molekulama ispitivanog uzorka. Svaku vrstu hemijskog vezivanja karakterišu jačin i masa dva atoma na obe strane. Zajedno ove dve mase i krutost veze određuju rezonantnu frekvenciju za savijanje i različitu rezonantnu frekvenciju za istezanje te veze. Za veze u organskim spojevima vredi da te frekvencije odgovaraju onima infracrvenog svetla.


GREAT je daljinski infracrveni spektroskop  za istraživanje u klasi SOFIA, kog razvija i održava Institut Max Planck za radio astronomiju (PI: Rolf Guesten) i KOSMA na Univerzitetu u Kölnu (Co-I: Juergen Stutzki), u saradnji s Institutom DLR planetarnih istraživanja (Co-I: Heinz-Wilhelm Huebers) i Institutom Max Planck za istraživanje Sunčevih sistema (Co-I: Paul Hartogh).

SOFIA je zajednički projekt NASA-e i nemačkog aerospace centra (DLR). Avion  je baziran u NASA-inom istraživačkom centru za istraživanje letelice Armstrong koji upravlja programom. NASA Ames istraživački centar u Moffett Fieldu, Kalifornija, upravlja istraživanjima i misijama SOFIA-e u saradnji s Udruženjem svemirskih istraživanja univerziteta (USRA) sa sedištem u Kolumbiji, Madridu i Nemačkoj.

izvor 1
izvor 2
izvor 3