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.
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].
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].
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].
В атмосферах зір були виявлені такі молекули:
| 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 |
| 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 |
| Формула | Назва |
|---|---|
| C2H2[4][14] | Ацетилен |
| Формула | Назва |
|---|---|
| CH4[14] | Метан |
- ↑ 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
- ↑ а б McKellar, Andrew (1951). Molecules in Stellar Atmospheres. Astronomical Society of the Pacific Leaflets. 6: 114. Bibcode:1951ASPL....6..114M.
- ↑ а б в г Symposium, International Astronomical Union; Union, International Astronomical (1987). Astrochemistry (англ.). Springer Science & Business Media. с. 852. ISBN 9789027723604.
- ↑ 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.
- ↑ 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.
- ↑ 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.
- ↑ 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.
- ↑ 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.
- ↑ 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.
- ↑ 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.
- ↑ 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) - ↑ Jorgensen, Uffe G. (April 1994). Effects of TiO in stellar atmospheres. Astronomy and Astrophysics. 284 (1): 179—186. Bibcode:1994A&A...284..179J.
- ↑ 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.
- ↑ 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.
- ↑ 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.
- ↑ 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.
- ↑ 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.