Как мы узнаем химический состав вещей в космосе?
Астрономическая спектроскопия включает преобразование света от небесных тел в цифровой спектр. Затем цифровой спектр сравнивается со спектральными данными различных химических веществ, известных человечеству. Анализ помогает ученым определить химический состав небесного источника, излучающего этот свет.
В сентябре 2020 года еще одна планета в нашей солнечной системе украла центр внимания с Марса, привлекая внимание как научного сообщества, так и основных средств массовой информации. Это было сделано после захватывающего доклада международной исследовательской группы, которая объявила: «Газ фосфин найден в атмосфере Венеры«. Отчет, опубликованный в журнале «Nature Astronomy», вызвал споры и предположения о признаках жизни на планете, прежде всего потому, что анаэробные экосистемы производят фосфин.
Однако, помимо споров о том, указывает ли фосфин на присутствие инопланетной жизни или нет, эта история порождает несколько других элементарных вопросов. А именно как они поняли химию Венеры отсюда, на Земле?
К счастью для нас, свет, попадающий в наши телескопы с небесного тела, не только создает великолепные изображения, но и несет информацию о том, из чего сделаны эти небесные тела. Инструментом, который помогает нам обрабатывать эту информацию, является астрономическая спектроскопия.
Ранняя астрономия
Любопытство человечества к космосу простирается далеко за пределы записанной истории. Древние люди и их наскальные рисунки дают нам некоторое представление об их интересе к астрономии. Люди провели много лун, делая астрономические наблюдения, такие как предсказание затмений с помощью математики и определение созвездий невооруженным глазом. Проще говоря, звезды всегда очаровывали нас.
Использование нашего невооруженного глаза для наблюдения за небесами было единственным вариантом до 1600-х годов, когда Галилей начал использовать свою подзорную трубу (ранний телескоп) для астрономии. Иоанн Липперсгей, голландский производитель оптического стекла, изобрел рефракторный телескоп, а Галилей был первым, кто использовал его для астрономии. Внезапно он увидел такие вещи, как кратеры на Луне, темные пятна на солнце, кольца Сатурна и спутники Юпитера. Он тогда еще не знал, что когда-нибудь человечество сможет анализировать химию космоса, не выходя за пределы нашей уютной и теплой планеты.
В 1814 году оптик из Мюнхена Йозеф фон Фраунгофер изобрел спектроскоп — телескоп, модифицированный теодолитом (оптический инструмент). Он стал первым астрономом-спектроскопистом, изучившим спектры, полученные от различных небесных тел, таких как луна, солнце, другие планеты и звезды.
Однако первыми, кто связал спектральные линии с химией объекта, были Густав Кирхгоф и Роберт Бунзен (также известные законами Кирхгофа и горелкой Бунзена). Они были отцами-основателями современного спектрального анализа или спектроскопии. Они не только определили предсказательную природу спектров, но также обнаружили два новых элемента — рубидий и цезий — используя свой метод.
Перенесемся в наши дни, где мы объединим возможности телескопов и спектроскопии для анализа химического состава небесных объектов даже за пределами нашей галактики Млечный Путь.
Прежде чем мы перейдем к спектроскопии, возможно, нам нужно быстро освежить в памяти свойства света. Свет — это форма энергии, которая движется волной. Это форма электромагнитного излучения (электромагнитных волн), которое варьируется от радиоволн до гамма-лучей, из которых мы можем видеть только среднюю часть (небольшой видимый диапазон). Эти типы излучения разделяются по длине волны или частоте.
Что такое спектр?
Спектр — это узор, который создается, когда свет (электромагнитные волны) взаимодействует с веществом (например, мы видим радугу, когда солнечный свет взаимодействует с каплями дождя). Спектр своеобразен и зависит от типа электромагнитных волн и свойств взаимодействующей с ними материи. Теперь, если мы знаем информацию о спектрах и типе света, мы можем легко определить тип материи, с которой свет взаимодействовал. Это то, что позволяет нам делать спектроскопия — анализировать спектры и прослеживать их в обратном направлении, чтобы определить, что их породило.
Что создает спектры?
Хотя это и не видно невооруженным глазом, весь мир танцует в своем собственном ритме на атомном уровне. Все, что мы знаем, состоит из атомов, и атомы имеют электроны, которые постоянно вибрируют, как волна (будучи квантовым объектом), и когда на них попадает свет, они взаимодействуют уникальным образом.
Электроны в невозбужденном атоме любят зависать в своем основном состоянии. Когда на них попадает внешняя энергия в виде света (или тепла), они поглощают ее и переходят в возбужденное состояние. Тем не менее они всегда стремятся вернуться в свое основное состояние; для этого они излучают энергию, которую они поглотили в первую очередь. Этот процесс поглощения и излучения приводит к появлению множества спектров.
Что такое спектроскопия?
Эта энергия, поглощаемая или испускаемая в процессе возбуждения и релаксации, уникальна для молекулярного состава вещества. Например, частоты света, поглощаемого электронами атома натрия, будут полностью отличаться от частот, поглощаемых углеродом. Точно так же свет, излучаемый кислородом, будет полностью отличаться от света фосфина.
Видимый спектр излучения углерода
Химические отпечатки или узоры образуются из-за поглощения или излучения света на дискретных частотах, и изучение этих световых узоров формально называется спектроскопией.
Теперь перейдем к астрономической спектроскопии. Свет от источника (небесных тел) попадает в телескопы и через небольшое отверстие попадает в прикрепленный к нему спектрограф. Внутри спектрографа находится коллимирующее зеркало (параболическое зеркало, преобразующее весь свет, попадающий в прибор, в параллельные лучи). Этот свет попадает в зеркало с дифракционной решеткой (мелкие регулярные царапины на поверхности стекла).
Решетка разделяет различные компоненты света и назначает им отдельные полосы на основе их длины волны, в конечном итоге создавая спектр на другом зеркале. Спектр, сформированный на зеркале, затем регистрируется устройством с заряженной связью (светочувствительной поверхностью) и преобразуется в цифровой спектр.
Работа спектроскопической микролинзы.
Затем цифровой спектр сравнивается со спектральными данными различных химических веществ, известных человечеству. Анализ помогает ученым определить химический состав небесного источника, излучающего этот свет.
Спектральные данные дают информацию не только о химическом составе объектов в пространстве, но и об их типе, окружении и характере движения, которое они демонстрируют.
Если свет получается непосредственно от горячего источника, такого как звезда, планета или туманность, мы видим непрерывный спектр. Большинство планет и звезд окружено газовой атмосферой, которая обычно холоднее источника, излучающего свет. Более холодные газы поглощают некоторые частоты света, излучаемого источником, поэтому когда свет от этого источника достигает нас через облака, поглощенные частоты кажутся более темными в генерируемом спектре. Эти типы спектров известны как спектры поглощения или спектры темных линий.
С другой стороны, если мы попытаемся наблюдать за окружающими газами, а не за источником, мы увидим, что эти поглощенные частоты излучаются обратно в виде ярких линий в генерируемом спектре. Эти типы спектров известны как эмиссионные или ярко-линейные спектры.
Все мы слышали, что Вселенная постоянно расширяется. Это означает, что одни объекты удаляются от нас, а другие приближаются. Это движение можно определить, изучая сдвиги, наблюдаемые в спектре. Например, ученые решили, как будут выглядеть спектральные линии излучения водорода звезды, которая считается неподвижной относительно Земли. Затем этот спектр сравнивается со спектрами излучения водорода других небесных объектов.
Если объект удаляется от нас, спектральные линии спектра водорода будут казаться смещенными в сторону более красной области или более длинноволновой области спектра. Это известно как красное смещение. Если бы тело двигалось ближе к нам, линии, по-видимому, сместились бы в сторону более короткой длины волны или более синего конца спектра. Это явление известно как синее смещение. Этот наблюдаемый сдвиг длин волн называется доплеровским сдвигом.
Спектральные линии подобны дарам, которые продолжают дарить. Помимо того, что было рассмотрено выше, они также дают нам информацию о плотности, температуре и магнитных полях различных небесных тел.
Вывод
Человечество всегда было очаровано ночным небом. Мы перешли от удивленного созерцания мерцающих звезд в ночном небе невооруженным глазом к получению 1,5-миллиардного пиксельного изображения галактики Андромеды, находящейся на расстоянии 2,5 миллиона световых лет от нас. Каждый день мы углубляемся в космос, пытаясь понять, из чего состоит Вселенная, и раскрыть тайны, скрытые в тишине за пределами нашей планеты. Как однажды сказал Карл Саган: «где-то нас ждет нечто невероятное«.
Источник
Космическая химия
Зачем и как ученые исследуют состав далеких звезд и экзопланет
Современным астрономам известно около трех с половиной тысяч экзопланет, которые находятся от нас на расстоянии от четырех до двадцати восьми тысяч световых лет. Некоторые из них очень похожи на Землю. Попасть на какую-нибудь из них в обозримом будущем будет сложно — разве что человечество совершит огромный технологический скачок. Тем не менее, экзопланеты уже сегодня представляют собой огромный интерес с точки зрения астрохимии. Об этом — наш новый материал, написанный в партнерстве с Уральским федеральным университетом.
Основную часть вещества Вселенной (если говорить о барионном веществе) составляет водород — около 75 процентов. На втором месте идет гелий (около 23 процентов). Однако в космосе можно найти самые разнообразные химические элементы и даже сложные молекулярные соединения, включая органические. Изучением процессов образования и взаимодействия химических соединений в космосе занимается астрохимия. Представителям этой специальности очень интересно исследовать экзопланеты, потому что на них могут реализоваться самые разные сценарии, которые приведут к появлению необычных соединений.
Радуга на службе у астрономов
Основным инструментом получения информации о химическом составе отдаленных объектов является спектроскопия. Она использует тот факт, что атомы химических элементов (или молекулы соединений) могут излучать или поглощать свет только на определенных частотах, отвечающих переходам системы между различными уровнями энергии. В результате формируется спектр излучения (или поглощения), по которому можно однозначно определить вещество. Это как отпечатки пальцев, только для атомов.
Наглядным примером разложения света в спектр является радуга. Нам переходы от одного цвета к другому кажутся плавными и непрерывными, а на самом деле некоторых цветов в радуге нет, потому что определенные длины волн поглощаются содержащимися в Солнце водородом и гелием. Кстати, гелий впервые открыли именно по наблюдению за спектром Солнца (поэтому он и называется «гелий», от др.-греч. ἥλιος — «солнце»), а в лаборатории его выделили только через 27 лет. Это был первый успешный пример использования спектроскопии для изучения звезд.
Фраунгоферовы линии поглощения на фоне непрерывного спектра фотосферы Солнца.
В простейшем случае атома водорода спектр излучения представляет собой серию линий, отвечающих переходам между уровнями с различными значениями главного квантового числа n (эта картина хорошо описывается формулой Ридберга). Самой известной и удобной для наблюдений является линия Бальмера Hα, имеющая длину волны 656 нанометров и лежащая в области видимого спектра. Например, на этой линии астрономы наблюдают за далекими галактиками и распознают облака молекулярного газа, которые в большинстве своем как раз состоят из водорода. Следующие серии линий (Пашена, Брэкета, Пфунда и так далее) целиком лежат в инфракрасном диапазоне, а серия Лаймана расположена в области ультрафиолетового излучения. Это несколько усложняет наблюдения.
В то же время у молекул сложных соединений есть другой способ излучать кванты света, в каком-то смысле даже более простой. Связан он с тем, что вращательная энергия молекулы квантуется, что также позволяет им излучать в линиях (кроме того, они могут излучать и непрерывный спектр). Энергия таких квантов света не очень большая, поэтому их частота лежит уже в радиодиапазоне. Один из самых простых вращательных спектров принадлежит молекуле угарного газа CO, по ней астрономы тоже часто распознают облака холодного газа, когда не могут разглядеть в них водород. Методы радиоастрономии позволили найти в молекулярных облаках также метанол, этанол, формальдегид, синильную и муравьиную кислоту, а также другие элементы. Например, именно с помощью радиотелескопа ученые обнаружили алкоголь в хвосте кометы Лавджоя.
Что можно найти в космосе
Проще всего методы спектроскопии применять для изучения химического состава звезд. В этом случае астрономы исследуют спектры поглощения, а не излучения элементов. В самом деле, свет от них легко наблюдать, особенно в видимом диапазоне. Правда, химический состав звезд сам по себе обычно не очень интересен: по большей части они состоят из водорода и гелия с небольшой примесью тяжелых элементов.
Более тяжелые элементы образуются во вспышках сверхновых, и их тоже можно наблюдать. Например, некоторые ученые утверждают, что после недавно зарегистрированного слияния двух нейтронных звезд должны были образоваться огромные количества золота, платины и других элементов из последних строк таблицы Менделеева. Но так или иначе, очень сложные или органические соединения в звездах существовать не могут, поскольку они обязательно распадаются из-за больших температур.
Другое дело — облака холодного межзвездного газа. Они очень сильно разрежены и излучают гораздо слабее, чем звезды, зато сами по себе гораздо больше. И состав у них более интересный. В них можно найти огромное число самых разных молекул — начиная от простых двухатомных и заканчивая относительно сложными многоатомными органическими соединениями. Среди сложных молекул особенно стоит выделить «пребиотические» соединения, например, аминоацетонитрил, который может участвовать в образовании глицина, простейшей аминокислоты. Некоторые ученые предполагают, что в молекулярных облаках может образоваться и рибоза, один из основных кирпичиков органической жизни. Если такие соединения попадут в благоприятные условия, это уже будет ступенькой для возникновения жизни.
Изображение туманности Ориона M42, полученное Коуровской астрономической обсерваторией УрФУ. Красный цвет — это результат рекомбинации в линии излучения Hα на длине волны 656,3 нанометра.
Чуть ближе к планетам
К сожалению, для определения химического состава экзопланет метод спектроскопии применить сложно. Все-таки для этого нужно зарегистрировать свет от них, а звезда, вокруг которой вращается планета, мешает это сделать, поскольку она светит намного ярче. Пытаться наблюдать за такой системой — все равно что смотреть на свет спички на фоне прожектора.
Тем не менее, некоторую информацию об экзопланете можно получить, не измеряя спектр ее излучения напрямую. Хитрость заключается в следующем. Если у планеты есть атмосфера, она должна поглощать часть излучения звезды, причем в разных спектральных диапазонах по-разному. Грубо говоря, на одной длине волны планета будет казаться чуть меньше, а на другой длине — чуть больше. Это позволяет строить предположения о свойствах атмосферы, в частности, о ее химическом составе. Такой способ наблюдений особенно хорошо работает на горячих, близко расположенных к звездам планетах, потому что их радиус проще измерять.
Кроме того, химический состав планеты должен быть связан с составом газопылевого облака, из которого она образовалась. Например, в облаках с большим отношением концентраций атомов углерода к атомам кислорода образующиеся планеты будут состоять преимущественно из карбонатов. С другой стороны, химический состав звезды, образовавшейся из такого облака, также должен отражать его состав. Это позволяет строить некоторые предположения, основываясь на изучении спектра одной только звезды. Так, астрономы из Йельского университета проанализировали данные о химическом составе 850 звезд и обнаружили, что в 60 процентах систем концентрации магния и кремния в звезде указывают на то, что рядом с ней могут находиться каменистые планеты, похожие на Землю. В оставшихся 40 процентах химический состав звезд говорит нам о том, что состав планет вокруг них должен существенно отличаться от земного.
Вообще говоря, в последнее время прямая спектроскопия особенно горячих планет на фоне тусклых звезд все-таки стала возможна благодаря возросшей точности измерительных приборов. В этом случае уже можно искать в их свете следы различных химических элементов и сложных соединений. Например, с помощью ИК-спектрографа CONICA, установленного на телескопе VLT и объединенного с системой адаптивной оптики NAOS, ученым удалось измерить спектр экзопланеты HR 8799 c, которая вращается вокруг белого карлика и разогрета так сильно, что сама излучает свет. В частности, из анализа ее спектра следовало, что в атмосфере планеты содержится меньше, чем ожидалось, метана и угарного газа. Также совсем недавно астрономы измерили спектр другого «горячего юпитера», обнаружив в его атмосфере оксид титана. Тем не менее, непосредственные измерения спектра менее горячих каменистых планет (на которых существование жизни более вероятно) до сих пор представляет большую сложность.
Изображение системы HR 8799. Планета HR 8799 c находится в правом верхнем углу
Jason Wang et al / NASA NExSS, W. M. Keck Observatory
Состав планеты можно также определить косвенно, рассчитав ее плотность. Для этого нужно знать радиус и массу планеты. Массу можно найти, наблюдая за гравитационным взаимодействием планеты со звездой или другими планетами, а радиус оценить по изменению блеска звезды при прохождении планеты по ее диску. Очевидно, газовые планеты должны иметь меньшую плотность по сравнению с каменистыми. Например, средняя плотность Земли равна примерно 5,5 грамма на кубический сантиметр, и для поиска обитаемых планет астрономы ориентируются именно на это значение. В то же время плотность «самого рыхлого горячего юпитера» составляет 0,1 грамма на кубический сантиметр.
«Невозможные» соединения
С другой стороны, экзопланеты можно изучать и вовсе не выходя из лаборатории, как бы странно это ни звучало. Речь идет о моделировании (в основном численном) химических и физических процессов, которые должны на них происходить. Из-за того что условия на экзопланетах могут быть самые экзотические (простите за каламбур), вещества на них могут образоваться тоже самые необычные, «невозможные» в привычных для нас условиях.
Большинство открытых экзопланет относится к «горячим юпитерам» — сильно разогретым из-за небольшого расстояния до звезды газовым гигантам. Конечно, это не обязательно означает, что такие планеты преобладают в звездных системах, просто их легко найти. Температура атмосферы таких гигантов может превышать тысячу градусов по Цельсию, и состоит она в основном из паров силикатов и железа (при такой температуре оно начинает испаряться, но еще не кипит). В то же время, давление внутри этих планет должно достигать огромных значений, при которых водород и другие привычные для нас газы переходят в твердые агрегатные состояния. Эксперименты по моделированию подобных экстремальных условий проводятся давно, однако впервые металлический водород удалось получить только в январе этого года.
С другой стороны, в недрах каменистых планет также могут достигаться большие давления и температуры, а «зоопарк» химических элементов там может быть даже больше. Например, по некоторым оценкам, давление внутри каменистых планет с массами в несколько земных масс может достигать значений до 30 миллионов атмосфер (внутри Земли давление не превышает четырех миллионов атмосфер). С помощью компьютерного моделирования удалось выяснить, что в таких условиях начинают образовываться экзотические соединения магния, кремния и кислорода (которых в составе каменистых планет должно быть много). Например, при давлениях более 20 миллионов атмосфер стабильными становится не только привычный для нас оксид кремния SiO2, но и «невозможные» SiO и SiO3. Также интересно, что в недрах особенно массивных планет (до 20 масс Земли) может образоваться MgSi3O12 — оксид, обладающий свойствами электрического проводника.
Нестандартные условия можно моделировать не только на компьютере, но и в лаборатории, пусть и не для такого большого диапазона давлений и температур. С помощью алмазной наковальни можно получить давления до 10 миллионов атмосфер, как раз соответствующие условиям в недрах планет, а разогреть образец до высоких температур можно лазером. Эксперименты по моделированию таких условий действительно активно проводятся в последнее время. Например, в 2015 году группа ученых, в состав которой входили российские исследователи, экспериментально наблюдали образование пероксида магния MgO2 уже при давлениях около 1,6 тысяч атмосфер и температурах больше двух тысяч градусов Цельсия. Подробно об исследованиях поведения вещества при больших давлениях вы можете прочитать в другом нашем материале.
Рентгеновская спектроскопия образца, состоящего из атомов магния и кислорода, при давлении около десяти тысяч атмосфер и температуре около двух тысяч Кельвин. Пунктиром выделена область с повышенным содержанием кислорода.
S. Lobanov et al / Scientific Reports
В УрФУ есть группа ученых, которые занимаются изучением протопланетного вещества в дальнем космосе и Солнечной системе. Мы попросили ведущего специалиста Коуровской астрономической обсерватории УрФУ Вадима Крушинского более подробно рассказать об изучении экзопланет.
N +1: Зачем мы изучаем экзопланеты?
Вадим Крушинский: Еще 25 лет назад нам было известно о существовании единственной планетной системы — Солнечной. Теперь же мы уверены в том, что планеты есть у огромного числа звезд, возможно, почти у каждой звезды во Вселенной. Прогресс технологий получения и обработки данных привел к тому, что найти свою экзопланету может даже продвинутый любитель астрономии. Открытие очередного «горячего юпитера» — это открытие целой планетной системы, просто мы видим только самую заметную ее часть. Планеты меньшего размера или находящиеся дальше от родительской звезды открываются гораздо реже, это эффект наблюдательной селекции.
Вадим Крушинский в составе группы ученых Уральского федерального университета работает над проектом по исследованию протопланетного вещества в дальнем космосе, Солнечной системе и на Земле.
Это один из шести прорывных научных проектов университета, им занимается стратегическая академическая единица (САЕ) — Институт естественных наук и математики УрФУ — вместе с академическими и индустриальными партнерами из России и других стран. От успеха исследователей зависят позиции университета в российских и международных рейтингах, прежде всего в предметных.
Что же можно узнать об экзопланетах, наблюдая за ними с таких больших расстояний?
Прежде всего нужно определить свойства родительской звезды. Это позволяет вычислить размеры планет, их массу и радиусы орбит. Зная светимость родительской звезды и радиус орбиты, можно оценить температуру поверхности экзопланеты. Кроме того, атмосферы планет имеют разную прозрачность в разных спектральных диапазонах (об этом писал еще Ломоносов). Для наблюдателя это выглядит как разный диаметр планеты при наблюдении в разных фильтрах. Это позволяет обнаружить атмосферу и оценить ее толщину и плотность. Свет родительской звезды, прошедший через атмосферу планеты во время транзита, несет информацию о составе ее атмосферы. А во время вторичного затмения, когда планета прячется за свою звезду, мы можем наблюдать изменения спектра, связанные с отражением от атмосферы и поверхности планеты. Так же, как и у Луны, у экзопланет можно наблюдать фазы. Если изменения блеска системы, вызванные этим эффектом, не постоянны, то это говорит о том, что альбедо планеты (способность отражать свет) меняется. Например, вследствие движения облаков в ее атмосфере.
Свойства экзопланет должны быть связаны со свойствами родительских облаков. Изучая материю на стадии звездообразования, мы вносим вклад в понимание эволюции планетных систем. К сожалению, Земля претерпела значительные изменения в ходе истории, и уже мало напоминает то протопланетное вещество, из которого когда-то родилась. Но совсем рядом с нами летают метеориты и кометы. Некоторые из них даже падают на Землю и попадают в лаборатории. До каких-то из них могут долететь космические аппараты. Прямо перед нами отличный объект исследования! Остается только доказать, что и другие планетные системы эволюционировали так же, как наша.
Можно ли найти жизнь на других планетах?
Для этого нужно обнаружить биомаркеры — проявления жизнедеятельности организмов. Лучшим биомаркером были бы передачи условного «Первого канала», но сойдет и наличие кислорода. Без жизни кислород на Земле был бы связан и исчез из атмосферы за десяток тысяч лет. Обнаружив кислород в атмосферах экзопланет, мы сможем утверждать, что не одиноки во Вселенной. Как его найти, было рассказано выше. Но вот только приборов с достаточной чувствительностью пока нет. Прорыв в этом направлении ожидается после запуска космического телескопа им. Джеймса Вебба (JWST).
Что могут сделать в этой области ученые из России и, в частности, из УрФУ?
Несмотря на то, что в плане изучения экзопланет Россия отстает от остального научного сообщества, у нас есть возможность сократить это отставание. Относительно малобюджетные программы по поиску экзопланетных систем (пилотный проект KPS Коуровской обсерватории УрФУ) позволят сделать первый шаг и помогут в наборе данных для статистического анализа. Высокоточные фотометрические измерения можно проводить и на имеющемся оборудовании, это позволяет искать атмосферы у некоторых экзопланет. Спектральные наблюдения во время транзитов и вторичных затмений относительно доступны для крупнейших телескопов России. Что нужно сделать для старта этих программ — найти заинтересованных людей и оплатить их работу. Немного вложиться в оборудование.
Второе направление — моделирование и интерпретация наблюдаемых эффектов. Это может быть как теоретическая работа, так и экспериментальная — исследование поведения и свойств образцов в условиях космоса и сравнение с наблюдаемыми эффектами. Для этого необходимо создание установки, имитирующей условия космического пространства. В качестве образцов можно использовать метеориты из коллекции УрФУ.
Источник