Межзвездный формальдегид - Interstellar formaldehyde

Межзвездный формальдегид (тема, относящаяся к астрохимия ) был впервые обнаружен в 1969 году Л. Снайдером. и другие. с использованием Национальная радиоастрономическая обсерватория. Формальдегид (ЧАС2CO) был обнаружен с помощью 111 - 110 вращательный переход основного состояния на частоте 4830 МГц.[1] 11 августа 2014 года астрономы опубликовали исследования с использованием Большой миллиметровый / субмиллиметровый массив Atacama (ALMA) впервые подробно описал распределение HCN, HNC, ЧАС2CO, и пыль внутри кома из кометы C / 2012 F6 (Lemmon) и C / 2012 S1 (ISON).[2][3]

Первоначальное открытие

Формальдегид был впервые обнаружен в межзвездном пространстве в 1969 году Л. Снайдером. и другие. с использованием Национальная радиоастрономическая обсерватория. ЧАС2CO был обнаружен с помощью 111 - 110 основное состояние вращательный переход на 4830 МГц.[4]

Формальдегид был первым многоатомный органическая молекула обнаружен в межзвездной среде и с момента его первоначального обнаружения наблюдался во многих регионах галактики.[5] В изотопное соотношение из [12C] / [13C] составляет около или менее 50% в галактический диск.[6] Формальдегид был использован для определения кинематических характеристик темных облаков, расположенных вблизи Пояс Гулда местных ярких звезд.[7] В 2007 году первый H2CO 6 см мазер вспышка обнаружена.[8] Это был кратковременный всплеск в IRAS 18566 + 0408, в котором профиль линии соответствует суперпозиции двух Гауссовский компоненты, что приводит к убеждению, что событие за пределами мазерного газа вызвало одновременные вспышки в двух разных местах.[8] Хотя это была первая обнаруженная мазерная вспышка, H2 Мазеры наблюдались с 1974 года Даунсом и Вильсоном в NGC 7538.[9] В отличие от OH, H2O и CH3ОН, только пять областей галактического звездообразования имеют ассоциированное мазерное излучение формальдегида, которое наблюдалось только через 110 → 111 переход.[9]

По словам Арайи и другие., H2CO отличается от других мазеров тем, что они слабее, чем большинство других мазеров (таких как OH, CH3ОН и H2O) и были обнаружены только около очень молодых массивных звездных объектов.[10] В отличие от OH, H2O и CH3ОН, только пять областей галактического звездообразования имеют ассоциированное мазерное излучение формальдегида, которое наблюдалось только через 110 → 111 переход.[11] Из-за повсеместного интереса к межзвездному формальдегиду недавно он был тщательно изучен, в результате чего были обнаружены новые внегалактические источники, в том числе NGC 253, NGC 520, NGC 660, NGC 891, NGC 2903, NGC 3079, NGC 3628, NGC 6240, NGC 6946, IC 342, IC 860, Arp 55, Arp 220, M82, M83, IRAS 10173 + 0828, IRAS 15107 + 0724 и IRAS 17468 + 1320 .[12]

Межзвездные реакции

Газофазная реакция, при которой образуется формальдегид, обладает небольшими барьерами и слишком неэффективна, чтобы производить наблюдаемое изобилие формальдегида.[13] Один из предложенных механизмов образования - гидрирование льда CO, показанный ниже.[13]

Н + СО → НСО + Н → Н2CO (константа скорости = 9,2 * 10−3 s−1)

Это основной производственный механизм, ведущий к H2CO; Согласно Дэвиду Вуну, на каждом этапе реакции происходит несколько побочных реакций, основанных на природе льда на зерне.[13] Представленная константа скорости относится к гидрированию CO. Константа скорости гидрирования HCO не была предоставлена, поскольку она была намного больше, чем у гидрирования CO, вероятно, потому, что HCO является радикалом.[14] Авад и другие. упомянуть, что это реакция только на поверхностном уровне и в расчетах учитывается только монослой; это включает поверхность внутри трещин во льду.[14]

Формальдегид относительно неактивен в химии газовой фазы в межзвездной среде. Его действие в основном сосредоточено в химии поверхности зерен на пылинках в межзвездных облаках.[15],.[16] Наблюдались реакции с участием формальдегида с образованием молекул, содержащих связи C-H, C-O, O-H и C-N.[16] Хотя эти продукты не обязательно хорошо известны, Schutte и другие. считают это типичными продуктами реакций формальдегида при более высоких температурах, полиоксиметилен, метаноламин, метандиол, и метоксиэтанол например (см. Таблицу 2[15]). Формальдегид считается первичным предшественником для большей части сложного органического материала в межзвездной среде, включая аминокислоты.[16] Формальдегид чаще всего реагирует с NH3, H2O, CH3OH, CO, и себя, H2CO[15],.[16] Ниже показаны три доминирующие реакции.[15]

ЧАС2CO + NH3 → амин (когда [NH3]:[ЧАС2CO]> .2)
ЧАС2CO + H2O → диолы (всегда доминируют как [H2O]> [H2CO])
ЧАС2CO + H2CO → [-CH2-O-]п (катализируется NH3 когда [NH3]:[ЧАС2CO]> 0,005)

Кинетические данные для этих реакций отсутствуют, так как вся реакция не проверена или хорошо изучена. Считается, что эти реакции происходят во время разогрева льда на зернах, в результате чего молекулы высвобождаются для реакции. Эти реакции начинаются при температурах 40–80 К, но могут происходить и при более низких температурах.

Обратите внимание, что многие другие реакции перечислены на База данных UMIST RATE06.

Важность наблюдения

Формальдегид оказался полезным зондом для астрохимиков из-за его низкой реакционной способности в газовой фазе и того факта, что 110 - 111 и 211 - 212 K-дублетные переходы достаточно четкие. Формальдегид использовался во многих целях и для исследования многих систем, в том числе,

  • Определение [12C] / [13C] должно быть меньше 50 в галактическом диске.[6]
  • Картирование кинематических особенностей темных облаков, расположенных вблизи пояса Гулда местных ярких звезд.[10] Определенные для этих облаков лучевые скорости приводят к выводу Сандквиста. и другие. полагать, что облака участвуют в расширении локальной системы газа H и ярких звезд.[10]
  • Определение температуры образования молекул по соотношению орто- / пара-H2CO. H2CO является хорошим кандидатом для этого процесса из-за почти нулевой вероятности ядерной спиновой конверсии в газовой фазе протозвездной среды.[17]
  • Определение пространственной плотности H2 и плотная масса газа в нескольких галактиках с различной светимостью (список галактик см. в разделе «Последующие открытия»).[12] Рассчитанные пространственные плотности лежали в диапазоне 104.7 до 105.7 см−3 рассчитанные массы плотного газа лежали в диапазоне 0,6х108 до 0,77x109 солнечные массы.[12] Mangum et al. заметил, что галактики с более низкой инфракрасной светимостью имеют меньшую массу плотного газа и что это, похоже, реальная тенденция, несмотря на небольшой набор данных.[12]

Вращательный спектр

Вращательный спектр H2СО на колебательном уровне основного состояния при 30 К.
Диаграмма уровней вращательной энергии H2CO при 30 K показан с орто / пара-расщеплением.

Выше представлен вращательный спектр на колебательном уровне основного состояния H2CO при 30 К. Этот спектр был смоделирован с использованием констант вращения Pgopher и S-Reduction от Muller. и другие.[18] Наблюдаемые переходы составляют 6,2 см 1.11 - 110 и 2,1 см 212 - 211 К-дублетные переходы. Справа - диаграмма уровней вращательной энергии. Орто / пара-расщепление определяется четностью Kа, орто, если Kа нечетное и пара, если Kа даже.[17]

Рекомендации

  1. ^ Снайдер Л. Е., Буль Д., Цукерман Б. и Палмер П. 1969, Phys. Rev. Lett., 22, 679
  2. ^ Зубрицкий, Елизавета; Нил-Джонс, Нэнси (11 августа 2014 г.). «РЕЛИЗ 14-038 - Трехмерное исследование комет, проведенное НАСА, показывает, что химический завод работает». НАСА. Получено 12 августа 2014.
  3. ^ Кординер, M.A .; и другие. (11 августа 2014 г.). «Составление карты высвобождения летучих веществ во внутренних кометах комет C / 2012 F6 (Lemmon) и C / 2012 S1 (ISON) с использованием большого миллиметрового / субмиллиметрового массива Atacama». Астрофизический журнал. 792 (1): L2. arXiv:1408.2458. Bibcode:2014ApJ ... 792L ... 2C. Дои:10.1088 / 2041-8205 / 792/1 / L2.
  4. ^ Снайдер, Л. Е., Буль, Д., Цукерман, Б., и Палмер, П. 1969, Phys. Rev. Lett., 22, 679
  5. ^ Цукерман, Б .; Buhl, D .; Palmer, P .; Снайдер, Л. Э. 1970, Astrophysical Journal, 160, 485
  6. ^ а б Henkel, C .; Guesten, R .; Гарднер, Ф. Ф. 1985, Астрономия и астрофизика, 143, 148
  7. ^ Sandqvist, A .; Tomboulides, H .; Линдблад П. О. 1988, Астрономия и астрофизика, 205, 225
  8. ^ а б Araya, E. _et al_. 2007, Астрофизический журнал, 654, L95
  9. ^ а б Hoffman, I.M .; Goss, W. M .; Палмер, П. 2007, Astrophysical Journal, 654, 971
  10. ^ а б c Арайя и другие. 2007, Астрофизический журнал, 669, 1050
  11. ^ Hoffman, I.M .; Goss, W. M .; Палмер, П. 2007, Астрофизический журнал, 654, 971
  12. ^ а б c d Дж. Г. Мангум и другие. 2008, Астрофизический журнал, 673, 832.
  13. ^ а б c Вун, Д. 2002 г., Астрофизический журнал, 569, 541.
  14. ^ а б Авад и другие. 2005, Астрофизический журнал, 626, 262.
  15. ^ а б c d В. А. Шютте и другие. 1993, Наука, 259, 1143.
  16. ^ а б c d В. А. Шютте и другие. 1993, Икар, 104, 118.
  17. ^ а б М. Тюдори и другие. 2006, Астрономия и астрофизика, 453, 755.
  18. ^ Х. С. П. Мюллер и другие. 2000, Журнал молекулярной спектроскопии, 200, 143.

Источники

  • Вун, Д. Э. 2002, Астрофизический журнал, 569, 541
  • Тюдори, М. и другие. 2006, Астрономия и астрофизика, 453, 755
  • Мюллер, Х.С. и другие. 2000, Журнал молекулярной спектроскопии, 200, 143
  • С. Брункен и другие. 2003, Физическая химия Химическая физика, 5, 1515
  • В. А. Шютте и другие. 1993, Наука, 259, 1143
  • В. А. Шютте и другие. 1993, Икар, 104, 118