Molekuly ve hvězdách - Molecules in stars

Viz také: Hvězdná chemie

Hvězdné molekuly jsou molekuly které existují nebo se tvoří v hvězdy. K těmto formacím může dojít, když teplota je dostatečně nízký na to, aby se molekuly mohly tvořit - obvykle kolem 6000 K nebo chladnější.[1] Jinak hvězdná hmota je omezeno na atomy (chemické prvky ) ve formě plyn nebo - při velmi vysokých teplotách - plazma.

Pozadí

Hmota je tvořen atomy (tvořil protony a další subatomární částice ). Když je prostředí v pořádku, atomy se mohou spojit a tvořit molekuly, které dávají vzniknout většině materiálů studovaných v věda o materiálech. Ale určitá prostředí, jako jsou vysoké teploty, neumožňují atomům vytvářet molekuly. Hvězdy mají velmi vysoké teploty, zejména ve svém vnitřku, a proto je ve hvězdách vytvořeno jen málo molekul. Z tohoto důvodu typické chemik (který studuje atomy a molekuly) by toho ve hvězdě neměl moc co studovat, takže hvězdy lépe vysvětluje astrofyzici nebo astrochemici. Nízký výskyt molekul ve hvězdách se však nevyrovná vůbec žádným molekulám.[2]

V polovině 18. století se vědci domnívali, že zdrojem slunečního světla je žhavení, spíše než spalování.[3]

Důkazy a výzkum

Ačkoliv slunce je hvězda fotosféra má dostatečně nízkou teplotu 6 000 K (5 730 ° C; 10 340 ° F), a proto se mohou tvořit molekuly. Voda byl nalezen na Slunci a existují důkazy o H2 v bílý trpaslík hvězdné atmosféry.[2][4]

Chladnější hvězdy zahrnují spektra absorpčního pásma, která jsou charakteristická pro molekuly. Podobné absorpční pásy se nacházejí v sluneční skvrny což jsou chladnější oblasti na Slunci. Molekuly nalezené na Slunci zahrnují MgH, CaH, FeH, CrH, NaH, ACH, SiH, VO, a TiO. Mezi další patří CN CH, MgF, NH, C2, SrF, oxid zirkoničitý, YO, ScO, BH.[5]

Hvězdy většiny typů mohou obsahovat molekuly, dokonce i kategorii Ap Hvězdy třídy. Pouze nejžhavější hvězdy třídy O, B a A nemají detekovatelné molekuly. Také bílí trpaslíci bohatí na uhlík, i když jsou velmi horkí, mají spektrální čáry C2 a CH.[6]

Laboratorní měření

Měření jednoduchých molekul, které lze nalézt ve hvězdách, se provádějí v laboratořích za účelem stanovení vlnových délek čar spektra. Je také důležité měřit disociační energie a silné oscilátory (jak silně molekula interaguje s elektromagnetickým zářením). Tato měření jsou vložena do vzorce, který dokáže vypočítat spektrum za různých podmínek tlaku a teploty. Umělé podmínky se však často liší od podmínek ve hvězdách, protože je také obtížné dosáhnout teplot místní tepelná rovnováha, jak se nachází ve hvězdách, je nepravděpodobné. Přesnost sil oscilátoru a skutečné měření disociační energie jsou obvykle pouze přibližné.[6]

Modelová atmosféra

Numerický model atmosféry hvězdy vypočítá tlaky a teploty v různých hloubkách a může předpovídat spektrum pro různé koncentrace elementů.

aplikace

Molekuly ve hvězdách lze použít k určení některých charakteristik hvězdy. Izotopové složení lze určit, jsou-li pozorovány čáry v molekulárním spektru. Různé hmotnosti různých izotopů způsobují, že frekvence vibrací a otáčení se významně liší. Zadruhé lze určit teplotu, protože teplota změní počet molekul v různých vibračních a rotačních stavech. Některé molekuly jsou citlivé na poměr prvků, a tak naznačují elementární složení hvězdy.[6] Různé molekuly jsou charakteristické pro různé druhy hvězd a používají se k jejich klasifikaci.[5] Protože může existovat řada spektrálních čar různé síly, lze určit podmínky v různých hloubkách hvězdy. Mezi tyto podmínky patří teplota a rychlost směrem k pozorovateli nebo od něj.[6]

Spektrum molekul má výhody oproti atomovým spektrálním čarám, protože atomové čáry jsou často velmi silné, a proto pocházejí pouze z vysoko v atmosféře. Rovněž může být zkreslen profil atomové spektrální čáry v důsledku izotopů nebo překrytí jiných spektrálních čar.[6] Molekulární spektrum je mnohem citlivější na teplotu než atomové linie.[6]

Detekce

V atmosférách hvězd byly detekovány následující molekuly:

Dvou atomové molekuly nalezené ve hvězdách
MolekulaOznačení
AlH[7]Monohydrid hlinitý
AlO[7]Oxid hlinitý
C2[7]Diatomický uhlík
CH[8]Carbyne
CN[8][9]Kyanid
CO[10]Kysličník uhelnatý
CaCl[7]Chlorid vápenatý
CaH[11]Monohydrid vápenatý
CeH[12]Monohydrid ceru
Výkonný ředitel[9]Oxid ceričitý
CoH[7]Kobalt hydrid
CrH[7]Hydrid chromitý
CuH[7]Hydrid měďnatý
FeH[12]Hydrid železa
HCl[7]Chlorovodík
HF[7]Fluorovodík
H2[4]Molekulární vodík
LaO[7][9]Oxid lanthanitý
MgH[13]Monohydrid hořečnatý
MgO[9]Oxid hořečnatý
NH[8]Imidogen
NIH[7]Hydrid nikelnatý
ACH[7]Hydroxid
ScO[7]Oxid skandia
SiH[7]Monohydrid křemíku
SiO[7]Oxid křemičitý
TiO[14][15]Oxid titaničitý
VO[7]Oxid vanaditý
YO[7][9]Oxid yttritý
ZnH[7]Hydrid zinečnatý
ZrO[7][9]Oxid zirkoničitý
Tří atomové molekuly nalezené ve hvězdách
MolekulaOznačení
C3[16]
HCN[7][16]Kyanovodík
C2H[7]Ethynylová skupina
CO2[17]Oxid uhličitý
SiC2[7]Křemík dikarid
CaNC[18]Isokyanid vápenatý
CaOH[7]Hydroxid vápenatý
H2Ó[19]Voda
Čtyř atomové molekuly nalezené ve hvězdách
MolekulaOznačení
C2H2[7][16]Acetylén
Pět atomové molekuly nalezené ve hvězdách
MolekulaOznačení
CH4[16]Metan


Reference

  1. ^ Masseron, T. (prosinec 2015), „Molekuly ve hvězdné atmosféře“, Martins, F .; Boissier, S .; Buat, V .; Cambrésy, L .; Petit, P. (eds.), SF2A-2015: Sborník z výročního zasedání Francouzské společnosti pro astronomii a astrofyziku, str. 303–305, Bibcode:2015sf2a.conf..303M
  2. ^ A b "Hvězdné molekuly» americký vědec ". Americký vědec. doi:10.1511/2013.105.403. Citováno 24. října 2013. Citovat deník vyžaduje | deník = (Pomoc)
  3. ^ „Odborníci pochybují, že Slunce ve skutečnosti spaluje uhlí“. Scientific American. 1863. Citováno 4. května 2020.
  4. ^ A b Xu, S .; et al. (2013). „Objev molekulárního vodíku v atmosférách bílých trpaslíků“. Astrofyzikální deník. 766 (2): L18. arXiv:1302.6619. Bibcode:2013ApJ ... 766L..18X. doi:10.1088 / 2041-8205 / 766/2 / L18. ISSN  2041-8205.
  5. ^ A b McKellar, Andrew (1951). "Molekuly ve hvězdné atmosféře". Astronomická společnost tichomořských letáků. 6 (265): 114. Bibcode:1951ASPL .... 6..114M.
  6. ^ A b C d E F Symposium, International Astronomical Union; Union, International Astronomical (1987). Astrochemie. Springer Science & Business Media. str. 852. ISBN  9789027723604.
  7. ^ A b C d E F G h i j k l m n Ó p q r s t u proti w X Tsuji, T. (1986). "Molekuly ve hvězdách". Výroční přehled astronomie a astrofyziky. 24: 89–125. Bibcode:1986ARA & A..24 ... 89T. doi:10.1146 / annurev.aa.24.090186.000513.
  8. ^ A b C Briley, Michael M .; Smith, Graeme H. (listopad 1993). „Síla pásma NH-, CH- a CN u jasně červených gigantů M5 a M13“. Astronomická společnost Pacifiku. 105 (693): 1260–1268. Bibcode:1993PASP..105,1260B. doi:10.1086/133305.
  9. ^ A b C d E F Wyckoff, S .; Clegg, R. E. S. (červenec 1978). "Molekulární spektra čistých hvězd S". Měsíční oznámení Královské astronomické společnosti. 184: 127–143. Bibcode:1978MNRAS.184..127W. doi:10.1093 / mnras / 184.1.127.
  10. ^ Ayres, T. R.; et al. (Březen 1981). „Daleko ultrafialová fluorescence oxidu uhelnatého v Red Giant Arcturus“. Bulletin of American Astronomical Society. 13: 515. Bibcode:1981BAAS ... 13..515A.
  11. ^ Jao, W.-C. (Prosinec 2011). Johns-Krull, Christopher M .; Browning, Matthew K .; West, Andrew A. (eds.). Na CaH něco je. 16. Cambridge Workshop on Cool Stars, Stellar Systems, and the Sun. Sborník z konference konané 28. srpna - 2. září 2010 na University of Washington, Seattle, Washington. Série konferencí ASP. 448. San Francisco: Astronomická společnost Pacifiku. str. 907. Bibcode:2011ASPC..448..907J.
  12. ^ A b Clegg, R. E. S .; Lambert, D. L. (prosinec 1978). "O identifikaci FeH a CeO ve hvězdách S". Astrophysical Journal, část 1. 226: 931–936. Bibcode:1978ApJ ... 226..931C. doi:10.1086/156674.
  13. ^ Bonnell, J. T .; Bell, R. A. (září 1993). „Další stanovení gravitací chladných obřích hvězd pomocí funkcí MGI a MGH“. Měsíční oznámení Královské astronomické společnosti. 264 (2): 334. Bibcode:1993MNRAS.264..334B. doi:10.1093 / mnras / 264.2.334.
  14. ^ Jorgensen, Uffe G. (duben 1994). "Účinky TiO ve hvězdné atmosféře". Astronomie a astrofyzika. 284 (1): 179–186. Bibcode:1994A & A ... 284..179J.
  15. ^ Hauschildt, P .; et al. (2001). Woodward, Charles E .; Bicay, Michael D .; Shull, J. Michael (eds.). Skvělé hvězdné atmosféry. Tetons 4: Galactic Structure, Stars and the Interstellar Medium. Série konferencí ASP. 231. San Francisco: Astronomická společnost Pacifiku. str. 427. Bibcode:2001ASPC..231..427H. ISBN  1-58381-064-1.
  16. ^ A b C d Jørgensen, U. G. (leden 2003). Hubený, Ivan; Mihalas, Dimitri; Werner, Klaus (eds.). Molekuly ve hvězdné a hvězdné atmosféře. Modelování hvězdné atmosféry; Abstrakty z konference konané ve dnech 8. – 12. Dubna 2002 v německém Tübingenu. Sborník konferencí ASP. 288. San Francisco: Astronomická společnost Pacifiku. str. 303. Bibcode:2003ASPC..288..303J. ISBN  1-58381-131-1.
  17. ^ Cami, J .; et al. (Srpen 2000). "Emise CO2 v EP Aqr: Sondování v rozšířené atmosféře". Astronomie a astrofyzika. 360: 562–574. Bibcode:2000 A a A ... 360..562C.
  18. ^ Cernicharo, J .; et al. (Červenec 2019). "Objev první molekuly nesoucí Ca ve vesmíru: CaNC". Astronomie a astrofyzika. 627: 5. arXiv:1906.09352. Bibcode:2019A & A ... 627L ... 4C. doi:10.1051/0004-6361/201936040. PMID  31327871. L4.
  19. ^ Allard, F .; et al. (Květen 1994). "Vliv zakrývání řádků H2O na spektra chladných trpasličích hvězd". Astrofyzikální deník. 426 (1): L39 – L41. Bibcode:1994ApJ ... 426L..39A. doi:10.1086/187334.