Молекулы в звездах
Звездные молекулы — это молекулы , которые существуют или образуются в звездах . Такие образования могут происходить, когда температура достаточно низкая для образования молекул — обычно около 6000 К (5730 °C; 10340 °F) или ниже. [1] В противном случае звездная материя ограничивается атомами и ионами в форме газа или – при очень высоких температурах – плазмы .
Фон
[ редактировать ]Материя состоит из атомов (образованных протонами и другими субатомными частицами ). Когда окружающая среда подходящая, атомы могут соединяться вместе и образовывать молекулы , которые дают начало большинству материалов, изучаемых в материаловедении . Но некоторые среды, например высокие температуры, не позволяют атомам образовывать молекулы, поскольку энергия окружающей среды превышает энергию диссоциации связей внутри молекулы. Звезды имеют очень высокие температуры, прежде всего в недрах, поэтому в звездах образуется мало молекул. [2]
К середине 18 века учёные предположили, что источником солнечного света является накал , а не горение . [3]
Доказательства и исследования
[ редактировать ]Хотя Солнце является звездой, его фотосфера имеет достаточно низкую температуру — 6000 К (5730 °C; 10340 °F), и поэтому могут образовываться молекулы. вода На Солнце была обнаружена , и есть свидетельства присутствия H 2 в звездных атмосферах белых карликов . [2] [4]
Более холодные звезды имеют спектры полос поглощения , характерные для молекул. Подобные полосы поглощения можно обнаружить, наблюдая за солнечными пятнами , которые достаточно прохладны, чтобы обеспечить существование звездных молекул. Молекулы, обнаруженные на Солнце, включают MgH , CaH , FeH , CrH , NaH , OH , SiH , VO и TiO . Другие включают CN , CH , MgF , NH , C 2 , SrF , ZrO , YO , ScO и BH . [5]
Звезды большинства типов могут содержать молекулы, даже Ар-категория звезд А-типа . Только самые горячие звезды O-, B- и A-типов не имеют обнаруживаемых молекул. Белые карлики, богатые углеродом, хотя и очень горячие, имеют спектральные линии C 2 и CH . [6]
Лабораторные измерения
[ редактировать ]Измерения простых молекул, которые могут быть обнаружены в звездах, проводятся в лабораториях для определения длин волн спектральных линий. Также важно измерить энергию диссоциации и силы осцилляторов (насколько сильно молекула взаимодействует с электромагнитным излучением). Эти измерения вставляются в формулу, которая позволяет рассчитать спектр при различных условиях давления и температуры. Однако искусственные условия часто отличаются от условий в звездах, потому что трудно достичь температур, а также локальное тепловое равновесие маловероятно , обнаруженное в звездах. Точность определения силы осцилляторов и фактического измерения энергии диссоциации обычно является лишь приблизительной. [6]
Модель атмосферы
[ редактировать ]Численная модель атмосферы звезды рассчитает давление и температуру на разных глубинах и может предсказать спектр для разных концентраций элементов.
Приложение
[ редактировать ]Молекулы в звездах можно использовать для определения некоторых характеристик звезды. Изотопный состав можно определить, наблюдая линии в молекулярном спектре. Разная масса разных изотопов приводит к значительному изменению частот вибрации и вращения. Во-вторых, можно определить температуру, поскольку температура изменит количество молекул в различных колебательных и вращательных состояниях. Некоторые молекулы чувствительны к соотношению элементов и таким образом указывают на элементный состав звезды. [6] Разные 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 по направлению к наблюдателю или от него. [6]
Спектр молекул имеет преимущества перед атомными спектральными линиями, поскольку атомные линии часто очень сильные и поэтому 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
[ редактировать ]В атмосферах звезд были обнаружены следующие молекулы:
| Молекула | Обозначение |
|---|---|
| АлХ [7] | Моногидрид алюминия |
| АлО [7] | Оксид алюминия |
| С 2 [7] | Двухатомный углерод |
| СН [8] | Карбин |
| Китай [8] [9] | Цианид |
| СО [10] | Окись углерода |
| CaCl [7] | Хлорид кальция |
| CaH [11] | Моногидрид кальция |
| CeH [12] | моногидрид церия |
| Генеральный директор [9] | оксид церия |
| КоХ [7] | Гидрид кобальта |
| КрХ [7] | Гидрид хрома |
| CuH [7] | Гидрид меди |
| ФеХ [12] | Гидрид железа |
| HCl [7] | Хлороводород |
| ВЧ [7] | фтороводород |
| Ч 2 [4] | Молекулярный водород |
| ЛаО [7] [9] | Оксид лантана |
| МгХ [13] | Моногидрид магния |
| MgO [9] | Оксид магния |
| Нью-Хэмпшир [8] | Имидоген |
| NiH [7] | Никель гидрид |
| ОЙ [7] | Гидроксид |
| ScO [7] | Оксид скандия |
| СиХ [7] | Моногидрид кремния |
| Это не [7] | Оксид кремния |
| ТиО [14] [15] | Оксид титана |
| VO [7] | Оксид ванадия |
| ОНИ [7] [9] | оксид иттрия |
| ZnH [7] | Гидрид цинка |
| ЗрО [7] [9] | Оксид циркония |
| Молекула | Обозначение |
|---|---|
| С 3 [16] | Трикарбон |
| HCN [7] [16] | Цианистый водород |
| С 2 Н [7] | Этиниловый радикал |
| СО 2 [17] | Углекислый газ |
| Карбид кремния 2 [7] | Дикарбид кремния |
| КаНК [18] | Изоцианид кальция |
| СаОН [7] | Гидроксид кальция |
| Н 2 О [19] | Вода |
| Молекула | Обозначение |
|---|---|
| С 2 Ч 2 [7] [16] | Ацетилен |
| Молекула | Обозначение |
|---|---|
| СН 4 [16] | Метан |
См. также
[ редактировать ]Ссылки
[ редактировать ]- ^ Массерон, Т. (декабрь 2015 г.), «Молекулы в звездных атмосферах», Мартинс, Ф.; Буасье, С.; Буат, В.; Камбрези, Л.; Пети, П. (ред.), SF2A-2015: Материалы ежегодного собрания Французского общества астрономии и астрофизики , стр. 303–305, Bibcode : 2015sf2a.conf..303M
- ^ Jump up to: а б «Звёздные молекулы» Американский учёный» . Американский учёный. дои : 10.1511/2013.105.403 . Архивировано из оригинала 13 августа 2016 года . Проверено 24 октября 2013 г.
{{cite journal}}: Для цитирования журнала требуется|journal=( помощь ) - ^ «Эксперты сомневаются, что Солнце на самом деле сжигает уголь» . Научный американец . 1863 год . Проверено 4 мая 2020 г.
- ^ Jump up to: а б Сюй, С.; и др. (2013). «Открытие молекулярного водорода в атмосферах белых карликов». Астрофизический журнал . 766 (2): Л18. arXiv : 1302.6619 . Бибкод : 2013ApJ...766L..18X . дои : 10.1088/2041-8205/766/2/L18 . ISSN 2041-8205 . S2CID 119248244 .
- ^ Jump up to: а б МакКеллар, Эндрю (1951). «Молекулы в звездных атмосферах». Листовки Астрономического общества Тихоокеанского общества . 6 (265): 114. Бибкод : 1951ASPL....6..114M .
- ^ Jump up to: а б с д и ж Симпозиум Международного астрономического союза; Союз, Международный астрономический (1987). Астрохимия . Springer Science & Business Media. п. 852. ИСБН 9789027723604 .
- ^ Jump up to: а б с д и ж г час я дж к л м н тот п д р с т в v В х Цудзи, Т. (1986). «Молекулы в звездах». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 24 : 89–125. Бибкод : 1986ARA&A..24...89T . дои : 10.1146/annurev.aa.24.090186.000513 .
- ^ Jump up to: а б с Брайли, Майкл М.; Смит, Грэм Х. (ноябрь 1993 г.). «Сила NH-, CH- и CN-полос у ярких красных гигантов M5 и M13» . Астрономическое общество Тихого океана . 105 (693): 1260–1268. Бибкод : 1993PASP..105.1260B . дои : 10.1086/133305 .
- ^ Jump up to: а б с д и ж Вайкофф, С.; Клегг, RES (июль 1978 г.). «Молекулярные спектры чистых S-звезд» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 184 : 127–143. Бибкод : 1978MNRAS.184..127W . дои : 10.1093/mnras/184.1.127 .
- ^ Эйрес, TR; и др. (март 1981 г.). «Флуоресценция угарного газа в дальнем ультрафиолете у красного гиганта Арктура». Бюллетень Американского астрономического общества . 13 : 515. Бибкод : 1981BAAS...13..515A .
- ^ Джао, В.-К. (декабрь 2011 г.). Джонс-Крулл, Кристофер М.; 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. Том. 448. Сан-Франциско: Тихоокеанское астрономическое общество. п. 907. Бибкод : 2011ASPC..448..907J .
- ^ Jump up to: а б Клегг, RES; Ламберт, Д.Л. (декабрь 1978 г.). «Об идентификации FeH и CeO в S-звездах» . Астрофизический журнал, Часть 1 . 226 : 931–936. Бибкод : 1978ApJ...226..931C . дои : 10.1086/156674 .
- ^ Боннелл, Дж.Т.; Белл, РА (сентябрь 1993 г.). «Дальнейшие определения гравитации холодных звезд-гигантов с использованием функций MGI и MGH» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 264 (2): 334. Бибкод : 1993MNRAS.264..334B . дои : 10.1093/mnras/264.2.334 .
- ^ Йоргенсен, Уффе Г. (апрель 1994 г.). «Эффекты TiO в звездных атмосферах». Астрономия и астрофизика . 284 (1): 179–186. Бибкод : 1994A&A...284..179J .
- ^ Хаушильдт, П.; и др. (2001). Вудворд, Чарльз Э.; Бикай, Майкл Д.; Шулл, Дж. Майкл (ред.). Прохладная звездная атмосфера . Тетоны 4: Галактическая структура, звезды и межзвездная среда. Серия конференций ASP. Том. 231. Сан-Франциско: Тихоокеанское астрономическое общество. п. 427. Бибкод : 2001ASPC..231..427H . ISBN 1-58381-064-1 .
- ^ Jump up to: а б с д Йоргенсен, Ю.Г. (январь 2003 г.). Губени, Иван; Михалас, Дмитрий; Вернер, Клаус (ред.). Молекулы в звездных и звездоподобных атмосферах . моделирование звездной атмосферы; Тезисы докладов конференции, состоявшейся 8-12 апреля 2002 г. в Тюбингене, Германия. Материалы конференции ASP. Том. 288. Сан-Франциско: Тихоокеанское астрономическое общество. п. 303. Бибкод : 2003ASPC..288..303J . ISBN 1-58381-131-1 .
- ^ Ками, Дж.; и др. (август 2000 г.). «Выбросы CO2 в EP Aqr: исследование расширенной атмосферы». Астрономия и астрофизика . 360 : 562–574. Бибкод : 2000A&A...360..562C .
- ^ Черничаро, Дж.; и др. (июль 2019 г.). «Открытие первой Са-содержащей молекулы в космосе: CaNC» . Астрономия и астрофизика . 627 : 5.arXiv : 1906.09352 . Бибкод : 2019A&A...627L...4C . дои : 10.1051/0004-6361/201936040 . ПМК 6640036 . ПМИД 31327871 . Л4.
- ^ Аллард, Ф.; и др. (май 1994 г.). «Влияние покрытия линий H2O на спектры холодных звезд-карликов». Астрофизический журнал . 426 (1): L39–L41. Бибкод : 1994ApJ...426L..39A . дои : 10.1086/187334 .
