Radioastronomi är en av den moderna astronomins tekniker. Den erbjuder speciella fördelar vid studiet av kall, interstellär materia, då energin för en mm-våglängdsfoton är väl anpassad till den termiska medelenergin för en gas vid temperaturen 10K (–263°C). Men bara då radioastronomiska resultat kombineras med data från andra delar av det elektromagnetiska spektrumet och med teoretiska modeller, kan det interstellära mediets många aspekter till fullo förstås. Studiet av det interstellära mediet väcker fundamentala frågor beträffande exotisk kemi, den magnetohydrodyna-miska turbulensens natur, stjärnors och planeters ursprung och universums kemiska utveckling.
Molekylmoln i den interstellära rymden är både födelseplatsen för nya stjärnor och ”recycling-platsen” för materia som har bearbetats inuti föregående generationers stjärnor. De största molekylmolnen kan innehålla en miljon gånger vår sols massa (106x2x1030 kg = 2x1036 kg) och uppta ett område i rymden, som är 30 ljusår (3x1014 km) i genomskärning. De täta kärnorna i molekylmoln kan ha tätheter på 105 molekyler per kubikcentimeter, vilket naturligtvis är ett perfekt vakuum i ett jordiskt laboratorium! De interstellära molnen består av ungefär 90% väte och 8% helium i antal. De tyngre grundämnena (O, C, N, Si, Fe, Mg, S, …, uppräknade efter minskande ymnighet) förekommer i en anmärkningsvärt rik flora av kemiska föreningar.
Några av de tyngre atomerna är uppbundna i små (0,1 µm), fasta partiklar som kallas för stoftkorn. Fastän det bara finns 1 fast partikel på 1012 vätemolekyler, står stoftet för 1% av den interstellära massan och absorberar eller emitterar 100 gånger så mycket ljus som gasen gör. De oregelbundna ytorna på stoftpartiklarna katalyserar en del av kemin inklusive transformationen av väte från fria atomer till molekyler (H+H Æ H2). Is (H2O), frusen koldioxid (CO2) – kolsyresnö – samt frusen metanol (CH3OH) kondenseras också på dessa ytor. Upphettning eller belysning av stoftet kan ytterligare bearbeta dessa former av ”is” och släppa ut stora molekyler i gasfas.
Figur 1. En bild av nebulosan IC 63 i vilken den diffusa glöden från reflekterat stjärnljus linjerar upp ytan på ett litet molekylmoln. Den heta stjärnan som belyser nebulosan är belägen nära det nedre, högra hörnet strax utanför denna bild. Bilden är 10 bågminuter längs vardera sidan, vilket motsvarar en linjär skala på nästan 2 ljusår vid avståndet till IC 63.
Vår intuition säger oss att reaktioner nästan aldrig bör äga rum i en gas nära absoluta nollpunkten (10 –100 K) och nära vakuum (en täthet på 100 till 105 molekyler per kubikcentimeter). Emellertid uppvisar den interstellära gasen en förvånansvärd kemisk komplexitet alltifrån enkla, stabila molekyler som H2 och CO över reaktiva radikaler som CH, C2H och OH till stora, organiska molekyler som HCOOCH3 (metylformat) och CH3CH2OH (etylalkohol). Generellt äger denna kemiska aktivitet rum därför att de interstellära molnen är långt från ett termodynamiskt jämviktstillstånd och är utsatta för ”supertermiska” energikällor. En del av kemin drivs av jon-molekyl-reaktioner, som förblir snabba tom vid låga, inter-stellära temperaturer. Jonisationskällorna är kosmisk strålning och ultraviolett stjärnljus.
Speciellt intressanta moln är de små, halvgenomskinliga molnen och ytlagren på mörka moln som belyses av heta stjärnor. Dessa sk ”fotondominerade områden” är mycket användbara verktyg för att undersöka de miljöer i vilka nya stjärnor bildas. Nebulosan IC 63 är den belysta ytan på ett litet molekylmoln (figur 1), för vilket vi har observationer vid korta radiovåglängder (0,4 till 4 mm) förutom infraröda, visuella och ultravioletta data. Avståndet och storleken på detta moln är beräknade med god noggrannhet och det ultravioletta spektrumet för den belysande stjärnan har uppmätts direkt. Därför kan vi göra en detaljerad uppskattning av de kemiska ymnigheterna och energibalansen i detta moln. Gasens medeltemperatur i IC 63 är 50 K och medeltätheten är 5x104 H2-molekyler per kubikcentimeter. Vi har utvecklat omfattande, teoretiska modeller av strukturen och kemin för sådana moln: beräknade och observerade ymnigheter överensstämmer inom mätningarnas osäkerheter utom för två svavelföreningar, H2S (underskattad) och SO (överskattad).
IC 63-molnet är utsatt för 650 gånger så mycket ultraviolett strålning som en typisk plats i den interstellära rymden. Detta gör att H2-molekylerna på dess yta glöder starkt genom en fluorescens-process, som förklaras av vår teoretiska modell (figur 2). Vi förutsäger också en besläktad fluorescens för H2 i den infraröda delen av spektrum. Denna strålning vid 2,1 µm våglängd skall användas för att undersöka den småskaliga strukturen hos molnytor med Hubble Space Telescope (HST). I februari 1997 kommer HST att få ”infraröd synförmåga” när ”Near-Infrared Camera and Multi-Object Spectrometer” (NICMOS) installeras under nästa service-expedition i banan. Vinkelupplösningen för detta instrument (0,1 bågsekund) kommer att tillåta oss att se den småskaliga strukturen på ett molekylmolns yta: det kommer att vara som att studera en stickning maska för maska.
Figur 2. Det ultravioletta spektrumet från IC 63 domineras inte av reflekterat ljus utan av flourescens från H2-molekyler. Det observerade spektrumet visas som en prickad kurva och vår teoretiska modell som en heldragen kurva. Nära våglängden 1215 Å är det observerade spektrumet kontaminerat av emission från "geokoronan" som omger jorden.
Närbelägna moln, som IC 63, testar vår förmåga att tolka spektra från avlägsnare och mer komplicerade astronomiska system. Figur 3 visar ett infrarött spektrum från centrum i en kolliderande galax, där ett enormt utbrott av stjärnbildning äger rum. Emissionslinjerna från H2 i detta spektrum produceras på molekylmolnsytor, som är exponerade för det ultravioletta ljuset och chockvågorna, som utgår från den stora mängden unga, heta stjärnor. Dessa infraröda spektra berättar för oss, att nästan en miljon heta stjärnor samexisterar med 500 miljoner solmassor av molekylgas inom de centrala 2000 ljusåren i den störda galaxen IC 694.
Figur 3. En del av ett infrarött spektrum av en kärna i en kolliderande galax, IC 694. Med undantag för den smala linjen nära 2,19 µm, som härrör från väteatomer i joniserad gas, kommer alla andra linjer från högt exciterat H2 vid molekylmolnens yttre delar.
Diskussionen om interstellär gas och avlägsna galaxer tycks vara långt ifrån den alldagliga erfarenheten och från praktiska tillämpningar. Förmågan att göra detaljerade spektroskopiska analyser av komplicerade fysiska och kemiska system på mycket stora avstånd är en underbar teknisk prestation. Många av de tekniker som används för att undersöka interstellär kemi kan tillämpas på studiet av de övre atmosfärslagren på planeter inkluderande vår egen jord. Faktum är att ett galaxspektrum som det i
figur 3 är den svaga signal som återstår, efter det att det mycket starkare ljuset från jordens atmosfär har avlägsnats från det observerade spektrumet. Det infraröda atmosfärsljuset domineras av emissionslinjer från OH, ett ämne som uppstår genom den naturliga nedbrytningen av ozon (O3) på en höjd av ungefär 90 km i mesosfären. En del av detta spektrum visas i figur 4. Fastän atmosfärsljusets spektrum endast är en källa till brus (mät-osäkerhet) för astronomen, registrerar den astronomiska spektrografen värdefull information om temperatur, sammansättning och nedbrytningshastigheten för ozon (genom naturliga processer) i jordens övre atmosfär. Vi utvecklar teknik för att utnyttja denna biprodukt från astronomiska observationer. Interstellära moln är ett intressant laboratorium, i vilket vi kan uppskatta vilka kemiska aspekter som är universella, och i vilket vi kan upptäcka saker som verkligen är nya och exotiska.
Figur 4. En del av ett spektrum av den infraröda atmosfäremissionen från OH-molekylen. Vid denna upplösning är vårt teoretiska spektrum (som visas här) och det observerade spektrumet praktiskt taget identiska.
Några av undersökningarna som diskuteras här sker genom samarbete med E. F. van Dishoeck och D. Jansen (Leiden Observatory, Nederländerna) och C. Kulesa (Steward Observatory, University of Arizona, USA). Min forskning med HST understöds av US National Aeronautics and Space Administration (NASA). Spektrumet i figur 3 erhölls med 2,3 meters-teleskopet vid Steward Observatory utrustat med en infraröd spektrograf utvecklad av G. Rieke och M. Rieke.
(Texten publicerades 1996 i skriften Ny kunskap.)