Materia we Wszechświecie to nie tylko gwiazdy i planety. W przestrzeni międzygwiezdnej odnajdziemy wiele rodzajów związków chemicznych wchodzących w skład fazy gazowej i stałej. Wśród tej pierwszej przeważa oczywiście wodór (cząsteczkowy lub w formie jonów), natomiast w skład drobin skalnych wchodzą zazwyczaj proste związki nieorganiczne. Wszystkie te obiekty, na skutek słabego oddziaływania grawitacyjnego, powoli opadają na siebie tworząc obłoki międzygwiazdowe.

Cząsteczki wchodzące w skład obłoków powstają w atmosferach starych gwiazd i trafiają do próżni na skutek wybuchów (np. supernowych). Na skutek fotodysocjacji ich czasy życia (w skali czasu życia gwiazd) są jednak niewielkie. W gęstych obłokach materii międzygwiezdnej najprawdopodobniej znaczna część jej składu to pojedyncze atomy. Okazuje się, że na powierzchniach drobin pyłowych reakcje tworzenia się cząsteczek (np. cząsteczek wodoru H2) mają szansę zachodzić częściej ze względu na lokalne zagęszczenie atomów wodoru.

Powstałe cząsteczki wodoru nie przechodzą reakcji fotojonizacji. Dzieje się tak ze względu na zbyt niskie energie fotonów występujących w obłokach materii (do 13.6 eV – w porównaniu do energii jonizacji ~15.4 eV). Cząsteczkowy wodór jest najpewniej jonizowany wskutek zderzeń z cząstkami promieniowania kosmicznego (głównie protonami poruszającymi się z prędkościami relatywistycznymi). Również wysokoenergetyczne promieniowanie rentgenowskie pochodzące ze źródeł zewnętrznych może przyczyniać się do jonizacji wodoru.

Taki wodór jest bardzo reaktywny. Podstawowym procesem w jakim uczestniczy jon H2+ jest reakcja z wodorem cząsteczkowym:

,

w której powstaje zjonizowana, tytułowa cząsteczka H3+. Reakcja jest egzotermiczna i zachodzi przy znikomej energii aktywacji. Powstałe cząsteczki H3+ mogą następnie wdawać się w kolejne reakcje. Stanowią one ważne źródło składu molekularnego gęstych obłoków międzygwiazdowych. Najczęściej, reakcje to opierają się na wymianie protonu:

.

W taki sposób zjonizowany wodór reaguje z atomowym tlenem, węglem, azotem czy siarką tworząc odpowiednio cząsteczki OH+, CH+, NH2+ i SH+.
Te zjonizowane wodorki mają szanse przejść kolejne wymiany protonów z cząsteczkowym wodorem (nawet więcej niż jednokrotnie!). W konsekwencji w przestrzeni międzygwiazdowej odnajdujemy m.in. produkty następujących reakcji:

A zatem prekursory cząsteczek wody i metanu. Cząsteczki CH3+ (jony metylowe) powstają w wyniku kolejnych wymian protonów
z cząsteczkami wodoru. W łańcuchach reakcji, z wodoru cząsteczkowego i jonów NH2+ otrzymujemy natomiast amoniak. Jak dobrze wiemy, te trzy związki chemiczne są podstawowe dla opisu wszelkich reakcji z zakresu chemii organicznej. Powstają one między innymi poprzez absorpcję elektronów pochodzących z promieniowania kosmicznego.

Jak astronomowie badają skład chemiczny obiektów międzygwiazdowych? Odpowiedź nie leży jedynie w spektroskopii. Ważną rolę w tym procesie odgrywają chemicy teoretyczni, którzy konstruują modele przebiegu reakcji chemicznych na podstawie metod obliczeniowych chemii kwantowej. Częścią metody naukowej jest również próba zrozumienia czynników wpływających na kinetykę opisywanych reakcji chemicznych, które bezpośrednio przekładają się na prawdopodobieństwo ich zajścia i stężenie reagentów. Czynniki te można z kolei zbadać w laboratorium chemicznym.

W tym kontekście, autorowi pozostaje zachęcić Czytelnika do samodzielnego zgłębiania fascynującego świata astrochemii.

Autor

Jacek Gębala
Jacek Gębala

Członek Klubu Astronomicznego Almukantarat. Student fizyki na Uniwersytecie Warszawskim.