Niezależnie od trudności, jakie mamy w tworzeniu spójnej idei budowy eteru, nie możemy mieć żadnych wątpliwości, że międzyplanetarne i międzygwiezdne przestrzenie nie są puste, lecz wypełnia je materialna substancja…” (James Clerk Maxwell w: Encyclopædia Britannica, 9th edition, Vol 8, 1878, New York – tłumaczenie autora).

W ten sposób prawie 140 lat temu wybitny szkocki fizyk i matematyk James Clerk Maxwell opisywał eter, który miał występować pomiędzy gwiazdami i planetami. Późniejsze liczne eksperymenty, w tym przeprowadzone w ostatnim ćwierćwieczu XIX stulecia doświadczenie Michelsona-Morleya, jednoznacznie wykazały, że eter nie istnieje.

Myślenie o przestrzeni międzygwiazdowej jako o idealnej próżni nie trwało jednak długo. W początkach XX stulecia niemiecki fizyk i astronom Johannes Franz Hartmann obserwował układ dwóch gwiazd poruszających się wokół wspólnego środka masy, tzw. gwiazdę podwójną. Rozszczepiając jej światło, zaobserwował ciemne linie. Większość z nich powstała w wyniku absorpcji światła przez materię znajdującą się w atmosferze składowych gwiazdy podwójnej: każda z nich, poruszając się, powoduje zmianę układu linii – jest to wynik efektu Dopplera (tego samego, dla którego inaczej słychać dźwięk zbliżającego się i oddalającego bolidu F1). Jednak kilka linii nie uczestniczyło w tym swoistym tańcu. Stało się oczywiste, że za absorpcję światła jest odpowiedzialna materia znajdująca się w przestrzeni między obserwowaną gwiazdą a Ziemią. Obserwacje Hartmanna są dziś uznawane za odkrycie materii międzygwiazdowej.

Jeszcze w pierwszej połowie XX wieku dokonano kolejnych istotnych obserwacji. Stwierdzono, że materia międzygwiazdowa jest niejednorodna. Odkryto też pierwsze molekuły występujące w „zgęstnieniach” materii międzygwiazdowej, które nazywamy obłokami. Dziś, głównie dzięki rozwojowi radioastronomii, znamy prawie 180 różnych indywiduów chemicznych występujących w przestrzeni międzygwiazdowej. Zwykle są one bardzo różne od tych znanych z życia codziennego, co wynika z zupełnie odmiennych warunków panujących w obłokach materii międzygwiazdowej – typowe są temperatury znacznie poniżej -200ºC, a gęstości rzędu kilku tysięcy atomów w centymetrze sześciennym. Tak niskie gęstości oznaczają, że jedna kropla wody po rozprężeniu do warunków międzygwiazdowych tworzyłaby chmurę o objętości zbliżonej do objętości największych polskich jezior.

Ślady

Najciekawsze są, tak jak w większości nauk, przypadki nieoczywiste. Z jednym z nich miałem niedawno „małe porachunki”. W końcu lat siedemdziesiątych ubiegłego stulecia wykryto kwas izotiocyjanowy, w skład którego wchodzi dokładnie po jednym atomie węgla (C), azotu (N), siarki (S) i wodoru (H). Schematycznie jego wzór będziemy zapisywać jako H-N-C-S, gdyż w tej kolejności ułożone są atomy. Samo odkrycie nie mogło być szczególnie interesujące, była to po prostu kolejna molekuła złożona z rozpowszechnionych we wszechświecie pierwiastków, jej obfitość w obserwowanym obiekcie nie odbiegała od obfitości podobnych, a jej struktura pozwalała sądzić, że może być ona odporna na działanie promieniowania kosmicznego lub ultrafioletowego. Sytuacja zmieniła się w początkach bieżącego dziesięciolecia, gdy odkryto jej izomer, czyli cząsteczkę o dokładnie takim samym składzie chemicznym, ale innej budowie. Kwas tiocyjanowy, o schematycznym wzorze
N-C-S-H, różni się od kwasu izotiocyjanowego jedynie położeniem wodoru – najlżejszego z pierwiastków.

Kwas izotiocyjanowy i właśnie wykryty kwas tiocyjanowy nie stanowią jedynego zestawu izomerów, które udało się dotychczas zaobserwować w przestrzeni międzygwiazdowej. W parze kwas izotiocyjanowy – tiocyjanowy szczególna jest ich zaskakująco zbliżona obfitość, mimo iż same związki mają zupełnie różną trwałość. Smaczku dodaje jeszcze fakt, że dla bardzo podobnych (nie tylko z nazwy) cząsteczek kwasu cyjanowego i izocyjanowego międzygwiazdowe obfitości są zgodne z oczekiwanymi i nie wyróżniają się niczym szczególnym.

O co w tym wszystkim chodzi?

W tym miejscu jestem winny Czytelnikom (długą) dygresję. Każda wykryta w przestrzeni międzygwiazdowej molekuła musiała jakoś powstać. Pierwotna materia, czyli będąca w stanie przed uformowaniem się obłoku międzygwiazdowego, składa się tylko z niezwiązanych atomów. Najpierw zupełnie rozrzedzona materia zaczęła tworzyć gęściejsze skupiska. Pozwoliło to na zwiększenie się częstotliwości zderzeń, czyli zachodzenie reakcji chemicznych i tym samym na formowanie się indywiduów chemicznych złożonych z kilku–kilkunastu atomów. Wzrost gęstości pozwala nie tylko zwiększyć szanse na powstanie molekuły, ale również na jej przeżycie, w końcu materia międzygwiazdowa jest nieustannie bombardowana przez promieniowanie kosmiczne i ultrafioletowe, przed którymi na Ziemi chroni nas między innymi atmosfera. Podobną funkcję mogą pełnić zewnętrzne obszary obłoku międzygwiazdowego. Można powiedzieć, że w obłoku molekuły mają coraz lepsze warunki do życia.

Jednak dokładniejsze zrozumienie reakcji chemicznych zachodzących w obłokach międzygwiazdowych nie jest proste. Trzeba sobie uświadomić, że gra może się toczyć w obrębie dwóch podstawowych składników materii międzygwiazdowej: pyłu i gazu. Znakomita większość wykrytych molekuł jest w fazie gazowej. Jednak cięższe pierwiastki, takie jak żelazo, glin czy krzem, mogą tworzyć większe zlepki, zwane pyłem międzygwiazdowym. Najprawdopodobniej jego powierzchnia pokryta jest przez zamrożoną wodę lub tlenek węgla, będący jednym z najbardziej rozpowszechnionych międzygwiazdowych związków chemicznych. Taka powierzchnia może pełnić funkcje katalizatora wielu reakcji, szczególnie do formowania cząsteczki wodoru z rozdzielonych atomów.

Niemniej znaczna część międzygwiazdowej chemii istnieje w fazie gazowej. Próba zrozumienia, w jaki sposób w takich niesprzyjających warunkach mogą powstawać dość złożone molekuły, jest niesamowicie fascynująca, ale stanowi też niezwykle żmudne zadanie. W końcu do przeanalizowania pozostają reakcje pomiędzy wszystkimi stu osiemdziesięcioma odkrytymi dotychczas poza Ziemią molekułami, a dodatkowo w trakcie takich badań proponowane są nowe indywidua chemiczne. Dzięki pracom, które zaczęły się już w ubiegłym stuleciu, udało się zbudować obszerną bazę reakcji „międzygwiazdowych”. Obecnie zawiera ona tysiące reakcji, opisując procesy chemiczne zachodzące między setkami molekuł. Ponadto prawie każda nowa obserwacja, a już na pewno taka nieoczywista jak opisywana tutaj, wręcz wymusza konieczność zaktualizowania bądź rozszerzenia bazy reakcji.

Główny zarys teorii – jak to możliwe, że cząsteczki o różnej trwałości mogą być równie obfite w obłokach międzygwiazdowych – powstał pod koniec ubiegłego stulecia. Astrochemia pierwszy raz spotkała się z takim problemem w latach osiemdziesiątych. Wówczas przyglądano się dwóm izomerycznym związkom: cyjanowodorowi (H-C-N) i izocyjanowodorowi (C-N-H). Izocyjanowodór, choć znacznie mniej trwały, jest prawie tak samo rozpowszechniony w obłokach międzygwiazdowych jak cyjanowodór. Udało się ustalić dość prawdopodobny mechanizm. Najważniejszym spostrzeżeniem jest to, że ostatnim etapem międzygwiazdowej syntezy pary cyjanowowdór/izocyjanowodór jest reakcja elektronu, który jest nośnikiem ładunku ujemnego, z dodatnio naładowaną cząsteczką zawierającą o jeden atom wodoru więcej od produktów. Powstała in situ cząsteczka o wzorze H-C-N-H ma bardzo duży nadmiar energii, który powoduje, że atomy zachowują się jak energicznie szarpane korale z naszyjnika. Szybko zmieniają swoje pozycje, zmieniają się odległości między nimi, plączą się, a ostatecznie zrywa się rzemyk, czyli któreś z wiązań. Korale: węgiel i azot, są połączone między sobą trzema rzemykami (co bardziej poprawnie nazywa się wiązaniem potrójnym), więc trudno je zerwać. Zupełnie inaczej jest z rzemykami łączącymi wodory z pozostałymi atomami. Tam mamy po jednym rzemyku (czyli wiązanie pojedyncze). W związku z tym najłatwiej jest oderwać któryś wodór. Szanse na oderwanie prawego lub lewego wodoru są podobne, więc szanse na powstanie zarówno cyjanowodoru (H-C-N), jak i izocyjanowodoru (C‑N‑H) są porównywalne.

Ironia losu polega na tym, że aby wytłumaczyć, jak powstaje całkiem prosta molekuła, musimy najpierw zrozumieć, jak powstaje większa. Wydłużanie łańcucha atomów nie zachodzi więc przez proste dodawanie kolejnych atomów, ale poprzez cały cykl, w którym cząsteczka naprzemiennie rośnie (w wyniku reakcji z inną cząsteczką) i maleje (w wyniku reakcji z elektronem lub promieniowaniem). Obserwacja zupełnie nieoczywista. Powoduje to, że poruszanie się w gąszczu reakcji jest jeszcze trudniejsze niż się początkowo wydało, a tropienie właściwego mechanizmu jest zadaniem czasochłonnym.

Tropienie

Próbując zrozumieć, jak powstają określone molekuły w przestrzeni międzygwiazdowej, musimy zacząć od jakiejś hipotezy. Weryfikujemy ją czy to za pomocą zaawansowanych obliczeń kwantowo-chemicznych, czy też eksperymentalnie, w laboratoriach. Osobiście skłaniam się ku pierwszej metodzie. Daje ona zazwyczaj obraz bardziej usystematyzowany i pełniejszy, ale też mniej dokładny. Wymaga również większej wnikliwości, gdyż łatwo tutaj o pominięcie jakiegoś istotnego aspektu.

Gdy trzeba postawić hipotezę, to pierwszy odruch prawie każdego astrochemika jest zapewne bardzo podobny: poszukajmy cząsteczki możliwie najbardziej zbliżonej do tej, jaką teraz badamy, a równocześnie o dobrze opisanej drodze syntezy. Gdy już ją znajdziemy, możemy przypuszczać, że jej międzygwiazdowe życie przebiega podobnie do obiektu naszych badań. Co jest porównywalne do kwasów izotiocyjanowego (H-N-C-S) i tiocyjanowego (N-C-S-H)? Tak, zgadli Państwo: para kwasów izocyjanowego (H-N-C-O) i cyjanowego (N-C-O-H), które zamiast siarki zawierają atom tlenu (O). To te same molekuły, dla których mierzone obfitości nie wykazywały wielkich odchyleń od „normy”. Poruszanie się tą ścieżką w gąszczu reakcji prowadzi ostatecznie na manowce, jednak niektórzy podążyli tym tropem.

Tutaj potrzeba było trochę więcej finezji. Gdyby chcieć zastosować analogiczny mechanizm do opisanego około 20 lat temu dla kwasów cyjanowodorowego i izocyjanowodorowego, to musielibyśmy pomyśleć o cząsteczce zawierającej o jeden atom wodoru więcej niż oczekiwane produkty. Ponieważ jeden z naszych produktów ma atom wodoru związany z atomem azotu, a drugi z atomem siarki, to nasz prekursor musi mieć każde z tych wiązań. Napiszmy to: H-N-C-S-H. I po problemie? Nie do końca. Po pierwsze, ta cząsteczka jest niezbyt trwała – mniej trwała niż taka, w której atom azotu jest połączony z obydwoma wodorami. Po drugie, nic o tej nowej cząsteczce nie wiemy. A to nieładnie zastępować w nauce jedną zagadkę drugą. W ten sposób nie zbliżymy się do prawdy, a mity łatwo rozsiewać.

W ciągu kilkunastu miesięcy sprawdziłem kilkaset reakcji pomiędzy podobną liczbą indywiduów chemicznych. Ostatecznie z gąszczu wyłonił się obraz nad wyraz prosty. Najpierw, w wyniku reakcji molekuł powszechnych w przestrzeni międzygwiazdowej, powstaje kation zawierający po jednym atomie węgla, azotu i siarki, a także dwa atomy wodoru. Powstaje z niego głównie trwalszy z wykrytych izomerów: kwas izotiocyjanowy (H-N-C-S). Kwas tiocyjanowy wchodzi w reakcje uwodornienia z innymi cząsteczkami, tworząc molekuły o tym samym składzie, jak kation z którego powstał. Tylko teraz są one już trochę inne i łatwiej z nich powstaje mniej trwały kwas tiocyjanowy. I tak, po tysiącach lat, obfitości izomerów się wyrównują. Eureka! Voilà! Finito!