Зоряні молекули

Зоряні молекули — це молекули, які існують або утворюються в зорях. Це може відбуватися, коли температура достатньо низька для утворення молекул — зазвичай близько 6000 К або холодніше[1]. За вищих температур зоряна речовина представлена атомами та іонами у формі газу або плазми.

Зорі з молекулярними лініями

Спектри холодних зір включають смуги поглинання, характерні для молекул. Подібні смуги поглинання можна знайти при спостереженні сонячних плям, які є достатньо холодними, щоб забезпечити стійкість зоряних молекул. Молекули, знайдені на Сонці, включають MgH[en], CaH[en], FeH[en], CrH[en], NaH, OH, SiH[en], VO[en] і TiO. Інші включають CN[en], CH[en], MgF, NH[en], C2, SrF, ZrO, YO[en], ScO та BH[en][2].

Зорі більшості спектральних класів можуть містити молекули, навіть зорі класу А категорії Ap. Лише в найгарячіших зорях спектральних класів O, B та A не вдалося виявити жодних молекул. Багаті вуглецем білі карлики, навіть якщо вони дуже гарячі, мають спектральні лінії C2 і CH[en][3].

Лабораторні вимірювання

В лабораторіях проводяться вимірювання простих молекул, які можуть бути знайдені в зорях, і визначаються довжини хвиль їхніх спектральних ліній. Також важливо виміряти енергію дисоціації та силу осцилятора (наскільки сильно молекула взаємодіє з електромагнітним випромінюванням). Результати цих вимірювань використовують для обчислень спектру за різних умов тиску та температури. Проте лабораторні умови часто відрізняються від умов у зорях: в лабораторіях важко досягти зоряних температур і локальної теплової рівноваги. Вимірювання сили осцилятора та енергії дисоціації часто лише приблизні[3].

Застосування для дослідження зір

Молекули в зорях можна використовувати для визначення деяких характеристик зір. Ізотопний склад можна визначити, оскільки різні маси ізотопів спричиняють суттєву різницю частот коливальних і обертальних ліній. Температуру можна визначити, бо вона впливає на кількість молекул у різних вібраційних і обертальних станах. Деякі молекули чутливі до співвідношення елементів і тому вказують на елементний склад зорі[3]. Для різних типів зір характерні різні молекули, які використовуються для їх класифікації[2]. Спостерігаючи багато спектральних ліній різної потужності, можна визначити умови на різних глибинах зорі. Ці умови включають температуру та швидкість руху до або від спостерігача[3].

Виявлення

В атмосферах зір були виявлені такі молекули:

Двоатомні
Формула Назва
AlH[4] Моногідрид алюмінію
AlO[4] Моноксид алюмінію
C2[4] Дикарбон
CH[5] Метилідин радикал
CN[5][6] Ціанід
CO[7] Моноксид вуглецю
CaCl[4] Хлорид кальцію
CaH[8] Моногідрид кальцію[en]
CeH[9] Моногідрид церію
CeO[6] Моноксид церію
CoH[4] Гідрид кобальту
CrH[4] Гідрид хрому[en]
CuH[4] Гідрид міді[en]
FeH[9] Гідрид заліза[en]
HCl[4] Хлороводень
HF[4] Фтороводень
H2[10] Молекулярний водень
LaO[4][6] Оксид лантану[en]
MgH[11] Моногідрид магнію[en]
MgO[6] Оксид магнію
NH[5] Імідоген[en]
NiH[4] Гідрид нікелю[d]
OH[4] Гідроксил
ScO[4] Оксид скандію
SiH[4] Силілідин[en]
SiO[4] Моноксид кремнію
TiO[12][13] Оксид титану
VO[4] Оксид ванадію
YO[4][6] Оксид ітрію[en]
ZnH[4] Гідрид цинку[en]
ZrO[4][6] Оксид цирконію
Триатомні
Формула Назва
C3[14] Трикарбон[en]
HCN[4][14] Ціаністий водень
C2H[4] Етиніл радикал[en]
CO2[15] Діоксид вуглецю
SiC2[4] Дикарбід кремнію
CaNC[16] Ізоціанід кальцію
CaOH[4] Гідроксид калію
H2O[17] Вода
Чотирьохатомні
Формула Назва
C2H2[4][14] Ацетилен
П'ятиатомні
Формула Назва
CH4[14] Метан

Див. також

Примітки

  1. ↑ Masseron, T. (December 2015), Molecules in stellar atmospheres, у Martins, F.; Boissier, S.; Buat, V.; Cambrésy, L. (ред.), SF2A-2015: Proceedings of the Annual meeting of the French Society of Astronomy and Astrophysics, с. 303—305, Bibcode:2015sf2a.conf..303M
  2. ↑ а б McKellar, Andrew (1951). Molecules in Stellar Atmospheres. Astronomical Society of the Pacific Leaflets. 6: 114. Bibcode:1951ASPL....6..114M.
  3. ↑ а б в г Symposium, International Astronomical Union; Union, International Astronomical (1987). Astrochemistry (англ.). Springer Science & Business Media. с. 852. ISBN 9789027723604.
  4. ↑ а б в г д е ж и к л м н п р с т у ф х ц ш щ ю я Tsuji, T. (1986). Molecules in stars. Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 24: 89—125. Bibcode:1986ARA&A..24...89T. doi:10.1146/annurev.aa.24.090186.000513.
  5. ↑ а б в Briley, Michael M.; Smith, Graeme H. (November 1993). NH-, CH-, and CN-band strengths in M5 and M13 bright red giants. Astronomical Society of the Pacific. 105 (693): 1260—1268. Bibcode:1993PASP..105.1260B. doi:10.1086/133305.
  6. ↑ а б в г д е Wyckoff, S.; Clegg, R. E. S. (July 1978). Molecular spectra of pure S stars. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 184: 127—143. Bibcode:1978MNRAS.184..127W. doi:10.1093/mnras/184.1.127.
  7. ↑ Ayres, T. R. та ін. (March 1981). Far-Ultraviolet Fluorescence of Carbon Monoxide in the Red Giant Arcturus. Bulletin of the American Astronomical Society. 13: 515. Bibcode:1981BAAS...13..515A.
  8. ↑ Jao, W.-C. (December 2011). Johns-Krull, Christopher M.; Browning, Matthew K.; West, Andrew A. (ред.). There is Something About CaH. 16th Cambridge Workshop on Cool Stars, Stellar Systems, and the Sun. Proceedings of a conference held August 28- September 2, 2010 at the University of Washington, Seattle, Washington. ASP Conference Series. Т. 448. San Francisco: Astronomical Society of the Pacific. с. 907. Bibcode:2011ASPC..448..907J.
  9. ↑ а б Clegg, R. E. S.; Lambert, D. L. (December 1978). On the identification of FeH and CeO in S stars. Astrophysical Journal, Part 1. 226: 931—936. Bibcode:1978ApJ...226..931C. doi:10.1086/156674.
  10. ↑ Xu, S. та ін. (2013). Discovery of Molecular Hydrogen in White Dwarf Atmospheres. The Astrophysical Journal. 766 (2): L18. arXiv:1302.6619. Bibcode:2013ApJ...766L..18X. doi:10.1088/2041-8205/766/2/L18. ISSN 2041-8205. S2CID 119248244.
  11. ↑ Bonnell, J. T.; Bell, R. A. (September 1993). Further Determinations of the Gravities of Cool Giant Stars Using MGI and MGH Features. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 264 (2): 334. Bibcode:1993MNRAS.264..334B. doi:10.1093/mnras/264.2.334.{{cite journal}}: Обслуговування CS1: Сторінки із непозначеним DOI з безкоштовним доступом (посилання)
  12. ↑ Jorgensen, Uffe G. (April 1994). Effects of TiO in stellar atmospheres. Astronomy and Astrophysics. 284 (1): 179—186. Bibcode:1994A&A...284..179J.
  13. ↑ Hauschildt, P. та ін. (2001). Woodward, Charles E.; Bicay, Michael D.; Shull, J. Michael (ред.). Cool Stellar Atmospheres. Tetons 4: Galactic Structure, Stars and the Interstellar Medium. ASP Conference Series. Т. 231. San Francisco: Astronomical Society of the Pacific. с. 427. Bibcode:2001ASPC..231..427H. ISBN 1-58381-064-1.
  14. ↑ а б в г Jørgensen, U. G. (January 2003). Hubeny, Ivan; Mihalas, Dimitri; Werner, Klaus (ред.). Molecules in Stellar and Star-Like Atmospheres. Stellar Atmosphere Modeling; Abstracts from a conference held 8-12 April 2002 in Tuebingen, Germany. ASP Conference Proceedings. Т. 288. San Francisco: Astronomical Society of the Pacific. с. 303. Bibcode:2003ASPC..288..303J. ISBN 1-58381-131-1.
  15. ↑ Cami, J. та ін. (August 2000). CO2 emission in EP Aqr: Probing the extended atmosphere. Astronomy and Astrophysics. 360: 562—574. Bibcode:2000A&A...360..562C.
  16. ↑ Cernicharo, J. та ін. (July 2019). Discovery of the first Ca-bearing molecule in space: CaNC. Astronomy & Astrophysics. 627: 5. arXiv:1906.09352. Bibcode:2019A&A...627L...4C. doi:10.1051/0004-6361/201936040. PMC 6640036. PMID 31327871. L4.
  17. ↑ Allard, F. та ін. (May 1994). The influence of H2O line blanketing on the spectra of cool dwarf stars. The Astrophysical Journal. 426 (1): L39—L41. Bibcode:1994ApJ...426L..39A. doi:10.1086/187334.