Межзвездный формальдегид
Межзвездный формальдегид (тема, имеющая отношение к астрохимии ) был впервые обнаружен в 1969 году Л. Снайдером и др. с помощью Национальной радиоастрономической обсерватории . Формальдегид (H 2 CO) был обнаружен по вращательному переходу основного состояния 1 11 – 1 10 на частоте 4830 МГц. [1] 11 августа 2014 года астрономы опубликовали исследования с использованием Большой миллиметровой/субмиллиметровой решетки Атакамы (ALMA) впервые в которых подробно описано распределение HCN , HNC , H 2 CO и пыли внутри ком комет , C/2012 F6 ( Леммон) и C/2012 S1 (ISON) . [2] [3]
Первоначальное открытие
[ редактировать ]Формальдегид был впервые обнаружен в межзвездном пространстве в 1969 году Л. Снайдером и др. с помощью Национальной радиоастрономической обсерватории . H 2 CO регистрировался по 1 11 - 1 10 основного состояния вращательному переходу на частоте 4830 МГц. [4]
Формальдегид был первой многоатомной органической молекулой, обнаруженной в межзвездной среде, и с момента его первоначального обнаружения он наблюдался во многих регионах галактики. [5] Изотопное соотношение [ 12 С]/[ 13 C] было установлено, что оно составляет около или менее 50% галактического диска . [6] Формальдегид использовался для определения кинематических особенностей темных облаков, расположенных вблизи пояса Гулда местных ярких звезд. [7] первая вспышка H 2 CO диаметром 6 см . мазерная В 2007 г. была зарегистрирована [8] Это была короткая вспышка в IRAS 18566 + 0408, которая создала профиль линии, соответствующий суперпозиции двух гауссовских компонент, что позволяет предположить, что событие за пределами мазерного газа вызвало одновременные вспышки в двух разных местах. [8] Хотя это была первая обнаруженная мазерная вспышка, мазеры H 2 CO наблюдались с 1974 года Даунсом и Уилсоном в NGC 7538. [9] В отличие от OH, H 2 O и CH 3 OH, только пять галактических областей звездообразования имеют связанное с ними мазерное излучение формальдегида, которое наблюдалось только через переход 1 10 → 1 11 . [9]
По данным Арайи и др. , H 2 CO отличаются от других мазеров тем, что они слабее большинства других мазеров (таких как OH, CH 3 OH и H 2 O) и были обнаружены только вблизи очень молодых массивных звездных объектов. [10] В отличие от OH, H 2 O и CH 3 OH, только пять галактических областей звездообразования имеют связанное с ними мазерное излучение формальдегида, которое наблюдалось только через переход 1 10 → 1 11 . [11] Из-за широкого интереса к межзвездному формальдегиду в последнее время 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
[ редактировать ]Газофазная реакция, в результате которой образуется формальдегид, имеет скромные барьеры и слишком неэффективна, чтобы производить наблюдаемое количество формальдегида. [13] Одним из предполагаемых механизмов образования является гидрирование льда CO, как показано ниже. [13]
- H + CO → HCO + H → H 2 CO (константа скорости=9,2*10 −3 с −1 )
Это основной механизм производства H 2 CO; По словам Дэвида Вуна, на каждом этапе реакции происходит несколько побочных реакций, которые зависят от природы льда на зерне. [13] Представленная константа скорости относится к гидрированию CO. Константа скорости гидрирования HCO не была указана, поскольку она намного больше, чем у гидрирования CO, вероятно, потому, что HCO является радикалом. [14] Авад и др. отметим, что это реакция только на поверхностном уровне и в расчетах учитывается только монослой; сюда входит поверхность внутри трещин во льду. [14]
Формальдегид относительно неактивен в химии газовой фазы межзвездной среды. Его действие преимущественно сосредоточено в химии поверхности зерен на пылинках в межзвездных облаках. [15] , . [16] Было замечено, что реакции с участием формальдегида приводят к образованию молекул, содержащих связи CH, CO, OH и CN. [16] Хотя эти продукты не обязательно хорошо известны, Schutte et al. полагают, что это типичные продукты реакций формальдегида при более высоких температурах, , полиоксиметилен , метаноламин , метандиол и метоксиэтанол (см. Таблицу 2). например [15] ). Считается, что формальдегид является основным предшественником большей части сложного органического материала в межзвездной среде, включая аминокислоты . [16] Формальдегид чаще всего реагирует с NH 3 , H 2 O, CH 3 OH, CO и самим собой, H 2 CO. [15] , . [16] Три доминирующие реакции показаны ниже. [15]
- H 2 CO + NH 3 → амин (когда [NH 3 ]:[H 2 CO] > .2)
- H 2 CO + H 2 O → диолы (всегда доминируют, так как [H 2 O] > [H 2 CO])
- H 2 CO + H 2 CO → [-CH 2 -O-] n (катализируется NH 3 , когда [NH 3 ]:[H 2 CO] > 0,005)
Для этих реакций нет кинетических данных, поскольку вся реакция не проверена и не совсем понятна. Считается, что эти реакции происходят во время нагревания льда на зернах, в результате чего молекулы высвобождаются для реакции. Эти реакции начинаются при температурах всего 40–80 К, но могут протекать и при более низких температурах.
указано множество других реакций Обратите внимание, что в базе данных UMIST RATE06 .
Важность наблюдения
[ редактировать ]Формальдегид представляется полезным зондом для астрохимиков из-за его низкой реакционной способности в газовой фазе и того факта, что переходы К-дублета 1 10 - 1 11 и 2 11 - 2 12 довольно четкие. Формальдегид использовался во многих целях и для исследования многих систем, в том числе:
- Определение [ 12 С]/[ 13 C] должно быть меньше 50 в галактическом диске. [6]
- Картирование кинематических особенностей темных облаков, расположенных вблизи пояса Гулда местных ярких звезд. [10] Лучевые скорости, определенные для этих облаков, привели Sandqvist et al. полагать, что облака участвуют в расширении местной системы газа H и ярких звезд. [10]
- Определение температуры молекулярного образования по соотношению орто-/пара-H 2 CO. H 2 CO является хорошим кандидатом для этого процесса из-за близкой к нулю вероятности конверсии ядерного спина в газовой фазе окружения протозвезд. [17]
- Определение пространственной плотности H 2 и массы плотного газа в нескольких галактиках различной светимости (список галактик см. в разделе «Последующие открытия»). [12] Рассчитанные пространственные плотности находились в пределах 10 4.7 до 10 5.7 см −3 а рассчитанные массы плотного газа находились в пределах 0,6x10 8 до 0,77x10 9 солнечные массы. [12] Мангум и др. 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
[ редактировать ]
Выше представлен вращательный спектр на колебательном уровне основного состояния H 2 CO при 30 К. Этот спектр был смоделирован с использованием вращательных констант Pgopher и S-Reduction от Muller et al. [18] Наблюдаемые переходы представляют собой К-дублетные переходы 6,2 см 1 11 - 1 10 и 2,1 см 2 12 - 2 11 . Справа представлена диаграмма уровней вращательной энергии. Орто/пара-расщепление определяется четностью K a , орто, если K a нечетно, и para, если K a четно. [17]
См. также
[ редактировать ]Ссылки
[ редактировать ]- ^ Снайдер Л.Е., Буль Д., Цукерман Б. и Палмер П. 1969, Phys. Преподобный Письмо, 22, 679.
- ^ Зубрицкий, Елизавета; Нил-Джонс, Нэнси (11 августа 2014 г.). «РЕЛИЗ 14-038 — Трехмерное исследование комет НАСА показывает, что химический завод работает» . НАСА . Проверено 12 августа 2014 г.
- ^ Кординер, Массачусетс; и др. (11 августа 2014 г.). «Картирование выброса летучих веществ во внутренней коме комет C/2012 F6 (Леммон) и C/2012 S1 (ISON) с использованием большой миллиметровой/субмиллиметровой матрицы Атакамы». Астрофизический журнал . 792 (1): Л2. arXiv : 1408.2458 . Бибкод : 2014ApJ...792L...2C . дои : 10.1088/2041-8205/792/1/L2 . S2CID 26277035 .
- ^ Снайдер Л.Е., Буль Д., Цукерман Б. и Палмер П. 1969, Phys. Преподобный Летт. , 22, 679
- ^ Цукерман, Б.; Буль, Д.; Палмер, П.; Снайдер, Л.Е. 1970, Астрофизический журнал, 160, 485.
- ^ Jump up to: а б Хенкель, К.; Гестен, Р.; Гарднер, Ф.Ф. 1985, Астрономия и астрофизика, 143, 148.
- ^ Сандквист, А.; Томбулидес, Х.; Линдблад, ПО 1988, Астрономия и астрофизика, 205, 225.
- ^ Jump up to: а б Арайя, Э. _et al_. 2007, Астрофизический журнал, 654, L95.
- ^ Jump up to: а б Хоффман, И.М.; Госс, ВМ; Палмер, П. 2007, Астрофизический журнал, 654, 971.
- ^ Jump up to: а б с Арайя и др. 2007, Астрофизический журнал , 669, 1050.
- ^ Хоффман, IM; Госс, ВМ; Палмер, П. 2007, Астрофизический журнал , 654, 971.
- ^ Jump up to: а б с д Дж.Г. Мангум и др. 2008, Астрофизический журнал , 673, 832.
- ^ Jump up to: а б с Вун, DE 2002, Astrophysical Journal , 569, 541.
- ^ Jump up to: а б Авад и др. 2005, Астрофизический журнал , 626, 262.
- ^ Jump up to: а б с д WA Schutte et al. 1993, Наука , 259, 1143.
- ^ Jump up to: а б с д WA Schutte et al. 1993, Икар , 104, 118.
- ^ Jump up to: а б М. Тюдори и др. 2006, Астрономия и астрофизика , 453, 755.
- ^ HSP Muller et al. 2000, Журнал молекулярной спектроскопии , 200, 143.
Источники
[ редактировать ]- Вун, Делавэр, 2002, Астрофизический журнал, 569, 541.
- Тюдори, М. и др . 2006, Астрономия и астрофизика, 453, 755.
- Мюллер, HSP и др . 2000, Журнал молекулярной спектроскопии, 200, 143.
- С. Брункен и др . 2003, Физическая химия Химическая физика, 5, 1515
- В.А. Шутте и др . 1993, Наука, 259, 1143.
- В.А. Шутте и др . 1993, Икар, 104, 118
