Основные компоненты межзвездной среды

Основные компоненты межзвездной среды (МЗС)

 

Подавляющая часть объема Галактики и других галактик занята межзвездной средой -материей, заполняющей пространство между звездами внутри галактик. Именно из межзвездной среды рождаются звезды и окружающие их протопланетные диски, а затем планетные системы. Причем на ранних стадиях образования звезд и протопланетных дисков молекулярный состав вещества сохраняется таким, каким он был в наиболее холодных участках межзвездной среды, из которых образуются протозвезды.

Основные компоненты межзвездной среды приведены в табл. 3. Заметим, что все эти компоненты существуют не сами по себе, а любая их пара взаимосвязана, причем в большинстве случаев взаимодействие сильное. Поскольку в межзвездной среде осуществляется примерное равенство плотности энергии движений газа (кинетической энергии), магнитного поля и заряженных частиц (космических лучей), межзвездная среда представляет собой очень сложно структурированный, динамичный объект (см., напр., Бочкарев, 1985).

 

Таблица 3. Основные компоненты межзвездной среды

1. 

Газ (атомы, молекулы, ионы, электроны) 

~ 99% массы 

2. 

Пыль 

~ 1% массы 

3. 

Магнитные поля 

~ 0% массы 

4. 

Космические лучи 

~ 0% массы 

5. 

Электромагнитное излучение

~ 0% массы 

 

 

Дефицит тяжелых элементов в межзвездном газе

 

Содержание элементов в газовой фазе межзвездной среды заметно отличается от указанной в табл. 2 средней распространенности: наблюдается дефицит тяжелых элементов, достигающий для Fe, Ni, Ti, Са, AI трех порядков величины. На рис. 1 видно, что величина дефицита зависит от температуры Тс его конденсации, т. е. перехода из газообразной в твердую фазу с образованием межзвездных пылинок.

 

120311 1847 113 Основные компоненты межзвездной среды

Рис. 1. Зависимость дефицита элементов в межзвездном газе от температуры их конденсации Т. (образования пыли). Высоты баров указывают на степень неопределенности данных. По вертикальной оси отложен десятичный логарифм относительного содержания элементов (по отношению к водороду), отнесенный к соответствующей величине в солнечной фотосфере.

 

Поэтому величина дефицита элементов в газе дает информацию о составе межзвездной пыли. Суммарный дефицит тяжелых элементов в газовой фазе составляет ~1 % массы газа, что соответствует доли массы межзвездной пыли в межзвездной среде (табл. 3).

 

Наблюдения молекул

 

Межзвездное пространство пронизано ультрафиолетовым излучением горячих звезд. Поэтому в незащищенных от ультрафиолетового излучения областях межзвездной среды молекулы быстро разрушаются, так что их равновесное содержание очень мало. Поэтому в большом количестве молекулы присутствуют только в молекулярных облаках. Молекулярные облака — это плотные участки межзвездной среды, в которых пылинки, равномерно перемешенные с газом, ослабляют ультрафиолетовое излучение горячих звезд в тысячи, миллионы и более раз. Однако концентрация частиц газа в этих «плотных» участках составляет всего лишь ~103 см 3 (плотность ~10-21 г/см3). Такие участки межзвездной среды являются наиболее холодными. Их температура обычно составляет 10-30 К. Именно в такой «криогенной», разреженной космической среде находится большинство космических молекул.

В основном наблюдается собственное излучение молекул. При столь низких температурах тепловое излучение вещества имеет место только в радио- и субмиллиметровом спектральных диапазонах. Но как раз в эти спектральные диапазоны попадает огромное количество молекулярных линий, прежде всего вращательных переходов (рис. 2). При температурах 10-100 К молекулы не создают молекулярные полосы, содержащие большое количество спектральных линий. Их спектры просты. Специфика используемых астрономами в этих диапазонах радиофизических методов измерения позволяет реализовывать очень высокое спектральное разрешение λ/∆ λ =106-108. Это дает возможность не только однозначно отождествлять по набору спектральных линий молекулы и молекулярные ионы, но и легко различать их изотопические варианты. Из радиоспектров удается извлекать разнообразную информацию: распределение содержания различных молекул и молекулярных ионов внутри молекулярных облаков; распределение температуры и плотности вещества в них; детально изучать движения газа в разных местах облака (см., напр., Бочкарёв, 2009). Все это позволяет подробно исследовать области звездообразования и изучать процессы, приводящие к рождению звезд.

В табл. 4 приведен список надежно отождествленных к концу 2000 г. 126 различных молекул и молекулярных ионов в межзвездном газе, в околозвездных оболочках и кометах. Видно, что преобладают углеродосодержащие, предбиологические соединения. В основном наблюдаются линейные молекулы, хотя есть и кольцевые типа С3. Самые длинные из обнаруженных молекул — цианополиины до HC11N, включительно.

 

120311 1847 114 Основные компоненты межзвездной среды

Рис. 2. Характерный вид спектра излучения молекулярного облака в коротковолновой части радиодиапазона. Показан участок спектра от 1.14 мм до 1.45 мм (207-263 ГГц), содержащий около 900 молекулярных линий, в основном соответствующих вращательным переходам тяжелых молекул. Такие спектры дают возможность разнообразной диагностики молекулярных облаков: распределения внутри облака содержания молекул, кинематики движений, температуры и плотности газа.

 

После 2000 г. была открыта группа отрицательных молекулярных ионов: С4Н, С6Н, С8Н. Обнаружены новые сложные молекулы, в том числе CH2CCHCN, CH3CCCN, CH3C5N, CH3C6N и ряд более простых молекул.

Как и цианополиины, эти молекулы говорят о том, что в межзвездной среде имеются длинные углеродные цепочки. Однако обнаружить их можно только тогда, когда к одному концу углеродной цепочки прикрепляется какой-нибудь атом или ион, либо к обоим концам присоединяются разные атомы, как в цианополиинах. В этих случаях дипольные моменты молекул становятся отличными от нуля и молекулы оказываются способны интенсивно излучать в радиолиниях.

Двухатомные симметричные молекулы, такие как Н2, N2 , O2, образуются в молекулярных облаках в большом количестве, но наблюдать их очень трудно. Нулевой дипольный момент приводит к отсутствию у них разрешенных спектральных линий. Это исключает их изучения методами радиоастрономии. Другая возможность — это поиск в спектрах звезд, наблюдаемых сквозь молекулярные облака, межзвездных линий поглощения таких молекул, возникающих при электронных переходах. Однако холодный газ молекулярных облаков способен создать только слабые линии поглощения, лежащие за редким исключением в далекой части ультрафиолетового (УФ) диапазона (длины волн около 1000 А), там, где очень велико поглощения света межзвездной пылью. Реально провести такие наблюдения удалось в основном для молекулярного водорода и для молекул С2. Последние имеют подходящий электронный переход вблизи 1 мкм, где пыль поглощает слабо.

Из вышесказанного следует, что, если какая-либо молекула не наблюдается, еще не означает, что она не образуется или отсутствует в МЗС. Надо проверять возможность ее наблюдать. Во многих случаях целесообразно привлекать численное моделирование химических процессов в меж-

 

Таблица 4. Список 126 молекул, обнаруженных к ноябрю 2000 г. в газовой фазе в межзвездном, околозвездном и кометном веществе

2

AlF 

 

АlСl

 

C2

CH 

 

CH+ 

 

CN 

 

CN+ 

 

СО 

 

CO+ 

CP 

 

CS 

 

CSi 

 

Н2

 

НСl

 

HF 

KCl 

 

LiH 

 

N2+

 

NH 

 

NO 

 

NS 

NaCl 

 

OH 

 

OH+ 

                     
 

PN 

 

S2

 

SH 

SO 

 

SO+ 

 

SiN 

 

SiO 

 

SiS 

             

3 

С3

 

C2H

 

C2O

C2S

 

CH2

 

CO2

                     
 

HCN 

 

HCO 

 

HCO+ 

HCS+ 

 

H3
+

 

HOC+ 

 

Н20

 

H2S

 

HNC

HNO 

 

MgCN 

 

MgNC 

 

NH2

 

N2H+

 

N20

NaCN 

 

OCS 

 

SO2

 

c-SiC2

                 

4 

с-С3Н

 

l-C3H

 

C3N

C3O

 

C3S

 

C2H2

 

СН3

 

HCCN 

 

HCNH+ 

HNCO 

 

HNCS 

 

HOCO+ 

                     
 

Н2СО

 

H2CN

 

H2CS

H3O+ 

 

NH3

 

SiC3

5 

C5

 

C4H

 

C4Si

l-C3H2

 

c-C3H2

 

CH2CN

 

CH4

 

HC3N

 

HC2NC

HCOOH 

 

H2CHN

 

H2COH+

 

H2C2O

 

H2NCN

 

HNC3

SiH4

       

6 

С5Н

 

с2нц

 

CH3CN

CH3NC

 

CH3OH


 

CH3SH

 

НС4Н

 

hc3nh+

 

HC3HO

HCONH2


 

l-H2C4

 

C5N

7 

C6H

 

CH2CHCN

 

CH3C2H

HC5N

 

HCOCH5


 

NH2CH3

 

С2Н4O

                 

8 

СН2ОНСНО

 

CH3COOH 


 

CH3C3N 

HCOOCH3 


 

C7H

 

HC6H

 

H2C6

                 
                     

9 

CH3C4H

 

CH3CH2CN


 

(CH3)2O

CH3CH2OH HC7N

HC7N

 

C8H

10 

(СН3)2 СО

                 

11 

HC9N

                 

13 

HC11N

                 

В левой колонке указано число атомов в молекуле. Буквой «с» отмечены циклические молекулы, буквой «l» — линейные.

 

При таком моделировании также возникает немало проблем. Обсуждение вопросов, связанных с межзвездной химией, можно найти в работах автора (Бочкарёв, 2009) и других исследователей (Каплан, Пикельнер, 1979; Далгарно, 1979, 1986; Tielens, 2005; Lemaire, Combes, 2007).

Многие молекулы обнаружены в сотнях и тысячах различных объектов, хотя большинство других удалось пока наблюдать лишь в нескольких наиболее изученных молекулярных облаках. Чувствительность современных радиоастрономических измерений позволяет изучать молекулы не только в нашей Галактике, но и в других галактиках. В настоящее время в других галактиках найдено около 50 различных молекул. Наша Галактика не уникальна по количеству межзвездного вещества в молекулярной форме. Есть галактики, у которых доля массы, приходящаяся на молекулы, как заметно больше, так и значительно меньше, чем в Галактике.

На рис. 3 приведена схема строения молекулярного облака. Показано, что УФ излучение звезд проникает в облако и постепенно ослабляется (UV на рис. 3).

 

120311 1847 115 Основные компоненты межзвездной среды

Рис. 3. Схема строения молекулярного облака

 

120311 1847 116 Основные компоненты межзвездной среды

Рис. 4. Относительные содержания молекул в молекулярных облаках.

Для каждой из молекул, перечисленных в нижней части рисунка, приведены десятичные логарифмы содержаний молекул относительно Н2 (по числу молекул) в четырех хорошо изученных молекулярных облаках. Названия облаков указаны в правой верхней части рисунка.

 

По мере ослабления этого излучения по направлению к центру облака падает температура и растет плотность вещества. Положительно заряженные атомарные и молекулярные ионы постепенно сменяются нейтральными атомами и молекулами. От гравитационного коллапса облако удерживают внутренние движения и магнитные поля. Тем не менее, отдельные сгустки молекулярного облака способны превращаться в звезды. Молодые маломассивные звезды типа Т Тельца (схематически показаны в центре рисунка) своим излучением вызывают подогрев внутренних частей молекулярного облака, поддерживают «энергетику» химических реакций и сбрасывают часть молекул, намерзших на пылинки, в газовую фазу.

Относительные содержания молекул в четырех молекулярных облаках показано на рис. 4. Они сравнительно мало меняются от облака к облаку. Естественно, наиболее велико содержание молекулярного водорода Н2. Но эта молекула трудна для наблюдения, поскольку не имеет дипольного момента и, соответственно, сильных спектральных линий. Второе место занимают молекулы угарного газа СО. С точностью до ошибок измерений во всех облаках количество молекул СО составляет – 10-4 числа молекул Н2. Молекула СО легко наблюдается по сильным и удобным для измерений эмиссионным (реже абсорбционным) вращательным радиолиниям λ = 2.6 мм и λ = 1.3 мм, принадлежащим 5 изотопическим вариантам этой молекулы. Содержание более сложных молекул мало зависит от их сложности и колеблется в пределах 10-7 – 10-9 количества молекул Н2.

120311 1847 117 Основные компоненты межзвездной среды

Рис. 5. ИК полосы — источник информации о молекулах, из которых состоят межзвездные пылинки. По горизонтальной оси — длины волн в микронах; по вертикальной оси — спектральные плотности потоков излучения в янских (1 Ян = 10-23 Вт/м2 Гц) от области звездообразования W33A. Указаны отождествления полос поглощения. Символом X обозначен неоднозначно определяемый фрагмент молекулы.

Таблица 5. Инфракрасные полосы в спектрах межзвездной пыли и образующие их вещества

 

Тугоплавкие составляющие

Вещества 

Полосы 

Аморфные силикаты Аморфный углерод Кристаллические силикаты 

9.7 и 18 мкм 0.218 мкм много 

 

Льды

Вещества 

Полосы 

Вещества 

Полосы 

Н20

3.0 μm stretch

CH3OH

3.54 μm С-Н stretch

Н20

6.0 μm

CH3OH

3.9 μm combination

Н20

10 μm libration

CH3OH

2.4 μm overtone

Н20

44 μm

СН3ОН

9.7 μm C-O stretch

HDO 

4.1 μm stretch

CH3OH

8.9 μm CH3-rocking

СО 

4.67 μm polar

CH5OH

6.8 μm CH and OH deformation 

СО 

4.67 μm apolar

XCN 

4.62 μm

С02

4.27 μm stretch

Н2

2.415 μm

со2

15.3 μm bend

NH3

9.009 μm inversion

DCS 

4.9 μm

NH3

6.158 μm NH deformation

СП, 

7.67 μm

Н2СО

5.81 μm v2

   

HCOOH 

7.24 μm

Приведены длины волн полос в микронах. Для льдов также указаны типы колебаний молекул, ответственных за образование полос. Символом X обозначен неоднозначно определяемый фрагмент молекулы.


На сайте ca.skbkontur.ru Вы сможете заказать нескольких типов электронных цифровых подписей, которые позволят вам принимать участие в: торгах по продаже имущества банкротов, госзаказах, имущественных торгах или самостоятельно торговать на всех доступных площадках.


Найти на unnatural: Основные компоненты межзвездной среды
Автор: admin | 4 Декабрь 2011 | 457 просмотров

Новые статьи:

Оставить комментарий:

Все размещенные на сайте материалы без указания первоисточника являются авторскими. Любая перепечатка информации с данного сайта должна сопровождаться ссылкой, ведущей на www.unnatural.ru.
Rambler's Top100