Из Википедии, бесплатной энциклопедии
Перейти к навигации Перейти к поиску
Смотрите также: Звездная химия

Звездные молекулы - это молекулы, которые существуют или образуются в звездах . Такие образования могут иметь место, когда температура достаточно низкая для образования молекул - обычно около 6000 К или ниже. [1] В противном случае звездное вещество ограничивается атомами ( химическими элементами ) в форме газа или - при очень высоких температурах - плазмы .

Фон [ править ]

Материя состоит из атомов (образованных протонами и другими субатомными частицами ). Когда окружающая среда правильная, атомы могут объединяться и образовывать молекулы , из которых складывается большинство материалов, изучаемых в материаловедении . Но определенные среды, такие как высокие температуры, не позволяют атомам образовывать молекулы. Звезды имеют очень высокие температуры, в основном внутри, поэтому в звездах образуется мало молекул. По этой причине типичному химику (изучающему атомы и молекулы) нечего было бы изучать на 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 было накаливание , а не горение . [3]

Доказательства и исследования [ править ]

Хотя Солнце - звезда, его фотосфера имеет достаточно низкую температуру 6000 К (5730 ° C; 10340 ° F), и поэтому молекулы могут образовываться. Вода была обнаружена на Солнце, и есть свидетельства наличия H 2 в атмосферах звезд белых карликов . [2] [4]

Более холодные звезды включают спектры полос поглощения, характерные для молекул. Подобные полосы поглощения обнаруживаются в солнечных пятнах, которые являются более прохладными участками Солнца. Молекулы , найденные в ВС включают MGH , ЦД , ФЭ , CRH , NaH , ОН , SiH , VO , и TiO . Другие включают CN CH , MgF , NH , C 2 , SrF , монооксид циркония , YO , ScO , BH .[5]

Звезды большинства типов могут содержать молекулы, даже категорию Ара класса А звезда . Только самые горячие звезды классов O, B и A не имеют обнаруживаемых молекул. Также богатые углеродом белые карлики, хотя и очень горячие, имеют спектральные линии C 2 и CH . [6]

Лабораторные измерения [ править ]

Измерения простых молекул, которые можно найти в звездах, выполняются 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 вводятся в формулу, которая позволяет рассчитать спектр при различных условиях давления и температуры. Однако антропогенные условия часто отличаются от условий в звездах, потому что трудно достичь температуры, а также маловероятно локальное тепловое равновесие , которое наблюдается в звездах. Точность значений силы осцилляторов и фактического измерения энергии диссоциации обычно является приблизительной. [6]

Образцовая атмосфера [ править ]

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

Заявление [ править ]

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 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 [ править ]

В атмосферах звезд обнаружены следующие молекулы:

Двухатомные молекулы в звездах
МолекулаОбозначение
AlH [7]Моногидрид алюминия
AlO [7]Окись алюминия
C 2 [7]Двухатомный углерод
СН [8]Карбин
CN [8] [9]Цианид
CO [10]Монооксид углерода
CaCl [7]Хлорид кальция
CaH [11]Моногидрид кальция
CeH [12]Моногидрид церия
Генеральный директор [9]Монооксид церия
CoH [7]Гидрид кобальта
CrH [7]Гидрид хрома
CuH [7]Гидрид меди
FeH [12]Гидрид железа
HCl [7]Хлористый водород
ВЧ [7]Фтористый водород
H 2 [4]Молекулярный водород
ЛаО [7] [9]Оксид лантана
MgH [13]Моногидрид магния
MgO [9]Оксид магния
NH [8]Имидоген
NiH [7]Никель гидрид
ОН [7]Гидроксид
ScO [7]Оксид скандия
SiH [7]Моногидрид кремния
SiO [7]Оксид кремния
TiO [14] [15]Оксид титана
VO [7]Оксид ванадия
YO [7] [9]Оксид иттрия
ZnH [7]Гидрид цинка
ZrO [7] [9]Оксид циркония
Трехатомные молекулы в звездах
МолекулаОбозначение
C 3 [16]
HCN [7] [16]Цианистый водород
C 2 H [7]Этинильный радикал
CO 2 [17]Углекислый газ
SiC 2 [7]Дикарбид кремния
CaNC [18]Изоцианид кальция
CaOH [7]Гидроксид кальция
H 2 O [19]Вода
Четырехатомные молекулы в звездах
МолекулаОбозначение
C 2 H 2 [7] [16]Ацетилен
Пятиатомные молекулы в звездах
МолекулаОбозначение
CH 4 [16]Метан


Ссылки [ править ]

  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. ^ a b «Звездные молекулы» Американский ученый » . Американский ученый. DOI : 10.1511 / 2013.105.403 . Проверено 24 октября 2013 года . Цитировать журнал требует |journal=( помощь )
  3. ^ "Эксперты сомневаются, что Солнце действительно сжигает уголь" . Scientific American . 1863 . Проверено 4 мая 2020 года .
  4. ^ a b Xu, S .; и другие. (2013). «Открытие молекулярного водорода в атмосфере белых карликов». Астрофизический журнал . 766 (2): L18. arXiv : 1302,6619 . Bibcode : 2013ApJ ... 766L..18X . DOI : 10.1088 / 2041-8205 / 766/2 / L18 . ISSN 2041-8205 . S2CID 119248244 .  
  5. ^ а б Маккеллар, Эндрю (1951). «Молекулы в звездных атмосферах». Астрономическое общество тихоокеанских листовок . 6 (265): 114. Bibcode : 1951ASPL .... 6..114M .
  6. ^ a b c d e f Симпозиум Международного астрономического союза; Союз, Международный астрономический (1987). Астрохимия . Springer Science & Business Media. п. 852. ISBN. 9789027723604.
  7. ^ a b c d e f g h i j k l m n o p q r s t u v w x Tsuji, T. (1986). «Молекулы в звездах». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 24 : 89–125. Bibcode : 1986ARA & A..24 ... 89T . DOI : 10.1146 / annurev.aa.24.090186.000513 .
  8. ^ a b c Брайли, Майкл М .; Смит, Грэм Х. (ноябрь 1993 г.). «Сила полос NH-, CH- и CN в ярко-красных гигантах M5 и M13» . Тихоокеанское астрономическое общество . 105 (693): 1260–1268. Bibcode : 1993PASP..105.1260B . DOI : 10.1086 / 133305 .
  9. ^ a b c d e е Wyckoff, S .; Clegg, RES (июль 1978 г.). «Молекулярные спектры чистых S-звезд» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 184 : 127–143. Bibcode : 1978MNRAS.184..127W . DOI : 10.1093 / MNRAS / 184.1.127 .
  10. ^ Эйрес, TR; 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. ^ a b Клегг, RES; Ламберт, DL (декабрь 1978 г.). «Об отождествлении FeH и CeO в S-звездах». Астрофизический журнал, часть 1 . 226 : 931–936. Bibcode : 1978ApJ ... 226..931C . DOI : 10.1086 / 156674 .
  13. ^ Боннелл, JT; Белл, РА (сентябрь 1993 г.). «Дальнейшие определения силы тяжести холодных звезд-гигантов с использованием функций MGI и MGH». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 264 (2): 334. Bibcode : 1993MNRAS.264..334B . DOI : 10.1093 / MNRAS / 264.2.334 .
  14. ^ Йоргенсен, Уффе Г. (апрель 1994). «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. ^ a b c d Jørgensen, UG (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 г. 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. Бибкод : 2000A & A ... 360..562C .
  18. ^ Cernicharo, J .; и другие. (Июль 2019 г.). «Открытие первой молекулы, содержащей Са в космосе: CaNC» . Астрономия и астрофизика . 627 : 5. arXiv : 1906.09352 . Bibcode : 2019A & A ... 627L ... 4C . DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 201936040 . PMC 6640036 . PMID 31327871 . L4.  
  19. ^ Allard, F .; и другие. (Май 1994 г.). «Влияние бланкетирования линии H2O на спектры холодных карликовых звезд». Астрофизический журнал . 426 (1): L39 – L41. Bibcode : 1994ApJ ... 426L..39A . DOI : 10.1086 / 187334 .