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. В противном случае звездное вещество ограничивается атомами ( химическими элементами ) в форме газа или - при очень высоких температурах - плазмы.
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 первую очередь 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 объясняются астрофизиками или астрохимиками. Однако низкое содержание молекул в звездах вовсе не означает отсутствие молекул.
К середине 18 века ученые предположили, что источником солнечного света было накаливание, а не горение.
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.
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.
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.
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.
Численная модель атмосферы звезды рассчитает давление и температуру на разных глубинах и может предсказать спектр для различных концентраций элементов.
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, поскольку температура изменит количество молекул в различных колебательных и вращательных состояниях. Некоторые молекулы чувствительны к соотношению элементов и поэтому указывают на элементный состав звезды. Различные молекулы характерны для разных типов звезд и используются для их классификации. 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.
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. Молекулярный спектр гораздо более чувствителен к температуре, чем атомные линии.
В атмосферах звезд обнаружены следующие молекулы:
Молекула | Обозначение |
---|---|
AlH | Моногидрид алюминия |
AlO | Окись алюминия |
C 2 | Двухатомный углерод |
CH | Карбин |
CN | Цианид |
CO | Монооксид углерода |
CaCl | Хлорид кальция |
CaH | Моногидрид кальция |
CeH | Моногидрид церия |
Исполнительный директор | Монооксид церия |
CoH | Гидрид кобальта |
CrH | Гидрид хрома |
CuH | Гидрид меди |
FeH | Гидрид железа |
HCl | Хлористый водород |
ВЧ | Фтористый водород |
H 2 | Молекулярный водород |
ЛаО | Оксид лантана |
MgH | Моногидрид магния |
MgO | Оксид магния |
NH | Имидоген |
Национальные институты здравоохранения США | Никель гидрид |
ОЙ | Гидроксид |
ScO | Оксид скандия |
SiH | Моногидрид кремния |
SiO | Оксид кремния |
TiO | Оксид титана |
VO | Оксид ванадия |
ЭЙ | Оксид иттрия |
ZnH | Гидрид цинка |
ZrO | Оксид циркония |
Молекула | Обозначение |
---|---|
C 3 | |
HCN | Цианистый водород |
C 2 H | Этинильный радикал |
CO 2 | Углекислый газ |
SiC 2 | Дикарбид кремния |
CaNC | Изоцианид кальция |
CaOH | Гидроксид кальция |
H 2 O | Воды |
Молекула | Обозначение |
---|---|
С 2 Н 2 | Ацетилен |
Молекула | Обозначение |
---|---|
CH 4 | Метан |