Молекулы в звездах - Molecules in stars

Смотрите также: Звездная химия

Звездные молекулы находятся молекулы которые существуют или формируются в звезды. Такие образования могут иметь место, когда температура достаточно низка для образования молекул - обычно около 6000 К или ниже.[1] В противном случае звездный дело ограничено атомы (химические элементы ) в виде газ или - при очень высоких температурах - плазма.

Задний план

Дело состоит из атомы (образована протоны и другие субатомные частицы ). Когда окружающая среда правильная, атомы могут объединяться и образовывать молекулы, дающие начало большинству материалов, изученных в материаловедение. Но определенные среды, такие как высокие температуры, не позволяют атомам образовывать молекулы. Звезды имеют очень высокие температуры, в первую очередь, внутри, поэтому в звездах образуется мало молекул. По этой причине типичный химик (который изучает атомы и молекулы) нечего было бы изучать в звезде, поэтому звезды лучше объяснять астрофизики или астрохимики. Однако низкое содержание молекул в звездах вовсе не означает отсутствие молекул.[2]

К середине 18 века ученые предположили, что источником солнечного света является накал, скорее, чем горение.[3]

Доказательства и исследования

Хотя солнце это звезда, это фотосфера имеет достаточно низкую температуру 6000 К (5730 ° C; 10340 ° F), поэтому молекулы могут образовываться. вода был найден на Солнце, и есть свидетельства ЧАС2 в белый Гном звездные атмосферы.[2][4]

Более холодные звезды включают спектры полос поглощения, характерные для молекул. Подобные полосы поглощения находятся в солнечные пятна которые являются более прохладными областями на Солнце. Молекулы, обнаруженные на Солнце, включают: MgH, CaH, FeH, CrH, Неа, ОЙ, SiH, VO, и TiO. Другие включают CN CH, MgF, NH, C2, SrF, оксид циркония, ЭЙ, ScO, BH.[5]

Звезды большинства типов могут содержать молекулы, даже звезды Ap-категории. Звезды класса. Только самые горячие звезды классов O, B и A не имеют обнаруживаемых молекул. Также у богатых углеродом белых карликов, даже если они очень горячие, спектральные линии C2 и CH.[6]

Лабораторные измерения

Измерения простых молекул, которые могут быть обнаружены в звездах, выполняются в лабораториях для определения длин волн спектральных линий. Также важно измерить энергия диссоциации и силы осциллятора (насколько сильно молекула взаимодействует с электромагнитным излучением). Эти измерения вводятся в формулу, которая позволяет рассчитать спектр при различных условиях давления и температуры. Тем не менее, антропогенные условия часто отличаются от звездных, потому что трудно достичь температуры, а также локальное тепловое равновесие, как в звездах, маловероятно. Точность значений силы осцилляторов и фактического измерения энергии диссоциации обычно является приблизительной.[6]

Модельная атмосфера

Численная модель звездной атмосферы рассчитает давление и температуру на разных глубинах и может предсказать спектр для различных концентраций элементов.

заявка

Молекулы в звездах можно использовать для определения некоторых характеристик звезды. Изотопный состав можно определить, наблюдая линии в молекулярном спектре. Разные массы разных изотопов вызывают значительные различия в частотах вибрации и вращения. Во-вторых, можно определить температуру, так как температура изменит количество молекул в различных колебательных и вращательных состояниях. Некоторые молекулы чувствительны к соотношению элементов, что указывает на элементный состав звезды.[6] Различные молекулы характерны для разных типов звезд и используются для их классификации.[5] Поскольку может быть множество спектральных линий разной силы, можно определить условия на разных глубинах звезды. Эти условия включают температуру и скорость к наблюдателю или от него.[6]

Спектр молекул имеет преимущества перед атомными спектральными линиями, поскольку атомные линии часто бывают очень сильными и, следовательно, исходят только из высоких слоев атмосферы. Также профиль атомной спектральной линии может быть искажен из-за изотопов или наложения других спектральных линий.[6] Молекулярный спектр гораздо более чувствителен к температуре, чем атомные линии.[6]

Обнаружение

В атмосферах звезд обнаружены следующие молекулы:

Двухатомные молекулы в звездах
МолекулаОбозначение
AlH[7]Моногидрид алюминия
AlO[7]Окись алюминия
C2[7]Двухатомный углерод
CH[8]Карбин
CN[8][9]Цианид
CO[10]Монооксид углерода
CaCl[7]Хлорид кальция
CaH[11]Моногидрид кальция
CeH[12]Моногидрид церия
Исполнительный директор[9]Монооксид церия
CoH[7]Гидрид кобальта
CrH[7]Гидрид хрома
CuH[7]Гидрид меди
FeH[12]Гидрид железа
HCl[7]Хлористый водород
HF[7]Фтористый водород
ЧАС2[4]Молекулярный водород
ЛаО[7][9]Оксид лантана
MgH[13]Моногидрид магния
MgO[9]Оксид магния
NH[8]Имидоген
Национальные институты здравоохранения США[7]Никель гидрид
ОЙ[7]Гидроксид
ScO[7]Оксид скандия
SiH[7]Моногидрид кремния
SiO[7]Оксид кремния
TiO[14][15]Оксид титана
VO[7]Оксид ванадия
ЭЙ[7][9]Оксид иттрия
ZnH[7]Гидрид цинка
ZrO[7][9]Оксид циркония
Трехатомные молекулы в звездах
МолекулаОбозначение
C3[16]
HCN[7][16]Цианистый водород
C2ЧАС[7]Этинильный радикал
CO2[17]Углекислый газ
SiC2[7]Дикарбид кремния
CaNC[18]Изоцианид кальция
CaOH[7]Гидроксид кальция
ЧАС2О[19]вода
Четырехатомные молекулы в звездах
МолекулаОбозначение
C2ЧАС2[7][16]Ацетилен
Пятиатомные молекулы в звездах
МолекулаОбозначение
CH4[16]Метан


использованная литература

  1. ^ Массерон, Т. (декабрь 2015 г.), «Молекулы в звездных атмосферах», Мартинс, Ф .; Boissier, S .; Буат, В .; Cambrésy, L .; Пети, П. (ред.), SF2A-2015: Материалы ежегодного собрания Французского общества астрономии и астрофизики, стр. 303–305, Bibcode:2015sf2a.conf..303M
  2. ^ а б «Звездные молекулы» Американский ученый ». Американский ученый. Дои:10.1511/2013.105.403. Получено 24 октября 2013. Цитировать журнал требует | журнал = (Помогите)
  3. ^ «Эксперты сомневаются, что Солнце действительно сжигает уголь». Scientific American. 1863. Получено 4 мая, 2020.
  4. ^ а б Xu, S .; и другие. (2013). «Открытие молекулярного водорода в атмосфере белых карликов». Астрофизический журнал. 766 (2): L18. arXiv:1302.6619. Bibcode:2013ApJ ... 766L..18X. Дои:10.1088 / 2041-8205 / 766/2 / L18. ISSN  2041-8205.
  5. ^ а б Маккеллар, Эндрю (1951). «Молекулы в звездных атмосферах». Астрономическое общество тихоокеанских листовок. 6 (265): 114. Bibcode:1951АСПЛ .... 6..114М.
  6. ^ а б c d е ж Симпозиум Международного астрономического союза; Союз, Международный астрономический (1987). Астрохимия. Springer Science & Business Media. п. 852. ISBN  9789027723604.
  7. ^ а б c d е ж г час я j k л м п о п q р s т ты v ш Икс Цудзи, Т. (1986). «Молекулы в звездах». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики. 24: 89–125. Bibcode:1986ARA & A..24 ... 89T. Дои:10.1146 / annurev.aa.24.090186.000513.
  8. ^ а б c Брайли, Майкл М .; Смит, Грэм Х. (ноябрь 1993 г.). «Сила NH-, CH- и CN-полос у ярко-красных гигантов M5 и M13». Астрономическое общество Тихого океана. 105 (693): 1260–1268. Bibcode:1993PASP..105.1260B. Дои:10.1086/133305.
  9. ^ а б c d е ж Wyckoff, S .; Клегг, Р. Э. С. (июль 1978 г.). «Молекулярные спектры чистых S-звезд». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 184: 127–143. Bibcode:1978МНРАС.184..127Вт. Дои:10.1093 / mnras / 184.1.127.
  10. ^ Ayres, T. R .; и другие. (Март 1981 г.). «Дальняя ультрафиолетовая флуоресценция окиси углерода в красном гиганте Арктура». Бюллетень Американского астрономического общества. 13: 515. Bibcode:1981BAAS ... 13..515A.
  11. ^ Jao, W.-C. (Декабрь 2011 г.). Johns-Krull, Christopher M .; Браунинг, Мэтью К .; Уэст, Эндрю А. (ред.). Есть кое-что о CaH. 16-й Кембриджский семинар по холодным звездам, звездным системам и Солнцу. Материалы конференции, состоявшейся 28 августа - 2 сентября 2010 г. в Вашингтонском университете, Сиэтл, Вашингтон. Серия конференций ASP. 448. Сан-Франциско: Тихоокеанское астрономическое общество. п. 907. Bibcode:2011ASPC..448..907J.
  12. ^ а б Clegg, R. E. S .; Ламберт, Д. Л. (декабрь 1978 г.). «Об отождествлении FeH и CeO в S-звездах». Астрофизический журнал, часть 1. 226: 931–936. Bibcode:1978ApJ ... 226..931C. Дои:10.1086/156674.
  13. ^ Bonnell, J. T .; Белл, Р. А. (сентябрь 1993 г.). «Дальнейшие определения силы тяжести холодных звезд-гигантов с использованием характеристик MGI и MGH». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 264 (2): 334. Bibcode:1993МНРАС.264..334Б. Дои:10.1093 / mnras / 264.2.334.
  14. ^ Йоргенсен, Уффе Г. (апрель 1994 г.). «Действие TiO в атмосферах звезд». Астрономия и астрофизика. 284 (1): 179–186. Bibcode:1994A & A ... 284..179J.
  15. ^ Hauschildt, P .; и другие. (2001). Вудворд, Чарльз Э .; Бикай, Майкл Д .; Шулл, Дж. Майкл (ред.). Крутые звездные атмосферы. Тетоны 4: структура Галактики, звезды и межзвездная среда. Серия конференций ASP. 231. Сан-Франциско: Тихоокеанское астрономическое общество. п. 427. Bibcode:2001ASPC..231..427H. ISBN  1-58381-064-1.
  16. ^ а б c d Йоргенсен, У. Г. (январь 2003 г.). Хубени, Иван; Михалас, Дмитрий; Вернер, Клаус (ред.). Молекулы в звездных и звездных атмосферах. Моделирование звездной атмосферы; Тезисы конференции, состоявшейся 8-12 апреля 2002 года в Тюбингене, Германия. Материалы конференции ASP. 288. Сан-Франциско: Тихоокеанское астрономическое общество. п. 303. Bibcode:2003ASPC..288..303J. ISBN  1-58381-131-1.
  17. ^ Cami, J .; и другие. (Август 2000 г.). «Выбросы CO2 в EP Aqr: Исследование расширенной атмосферы». Астрономия и астрофизика. 360: 562–574. Bibcode:2000A и A ... 360..562C.
  18. ^ Cernicharo, J .; и другие. (Июль 2019). «Открытие первой молекулы, содержащей Са в космосе: CaNC». Астрономия и астрофизика. 627: 5. arXiv:1906.09352. Bibcode:2019A & A ... 627L ... 4C. Дои:10.1051/0004-6361/201936040. PMID  31327871. L4.
  19. ^ Allard, F .; и другие. (Май 1994). «Влияние бланкетирования линии H2O на спектры холодных карликовых звезд». Астрофизический журнал. 426 (1): L39 – L41. Bibcode:1994ApJ ... 426L..39A. Дои:10.1086/187334.