какая молекула преобладает среди молекул межзвездной среды

Какая молекула преобладает среди молекул межзвездной среды

Особый интерес вызывают компакт ные (размером

10-100 а.е.) источники эмиссионных линий ОН с резко неравнонесными отношениями интенсивностей линий и огромными значениями самих интенсивностей (см. Мазерный эффект ). Мазерную природу имеет также излучение в радиолинии 1,35 см молекулы Н₂О, наблюдаемое от тех же областей Галактики. Ряд факторов свидетельствует о том, что в этих областях образуются новые поколения звёзд и что мазерное излучение ОН и Н₂О возбуждается в непосредств. окрестностях очень молодых звёзд, ещё окружённых остатками исходного газопылевого облака (см. Звездообразование ). Несколько менее интенсивное мазерное излучение молекул ОН, H₂O, а также SiO наблюдается от сильно проэволюционировавших звёзд-гигантов и сверхгигантов с низкой поверхностной темп-рой и долгопериодич. вариациями блеска. Оно возникает в истекающих оболочках и очень протяжённых атмосферах этих звёзд.

Наиболее распространённые М. Н₂ не имеют линий в радиодиапазоне, однако их концентрацию определяют по M. CO, т.к. и теория, и наблюдения свидетельствуют о том, что обилие межзвёздной окиси углерода постоянно в очень широком интервале физ. условий и близко к .

Методы радиоастрономии оказались особенно удобными для изучения изотопного состава межзвёздных облаков, т.к. частоты вращательных переходов молекул особенно чувствительны к изотопным замещениям атомов и, к тому же, в радиодиапазоне достигается наилучшее разрешение по частоте. Напр., частоты осн. вращательных переходов молекул 12 СО и 13 СО (между уровнями с квантовыми числами J=1 и J= 0) различаются на 5 ГГц, что в тысячи раз превосходит обычные ширины линий (

1 МГц), а также спектр. разрешение аппаратуры, к-рое обычно ещё выше. Как видно из табл., наблюдались М., содержащие различные изотопы Н, С, N, О, S, Si. Изучение изотопного состава межзвёздной среды в различных областях Галактики позволяет проверить правильность существующих теорий образования и эволюции хим. элементов во Вселенной.

Источник

Молекулы в межзвездной среде

Двухатомные молекулы (СН, СН, CN) в межзвездной среде были найдены оптическими методами в конце 30-х годов XX века по линиям поглощения в спектрах звёзд. Долгое время возможность существования в межзвездной среде молекул с числом атомов более двух считалась маловероятной. Первая трехатомная молекула, молекула аммиака (NH3), в межзвездной среде была открыта группой Ч. Таунса в 1968 году. Первая органическая молекула, формальдегид (Н2СО), была обнаружена в 1969 году. После обнаружения формальдегида, межзвездные молекулы посыпались как из рога изобилия. Подавляющее большинство молекул в межзвездной среде было открыто методами радиоастрономии. В настоящее время, надежно отождествлено около 100 видов межзвездных молекул с учётом молекул различного изотопного состава, в том числе, большое количество органических молекул, содержащих до 13 атомов.

Литература

Ссылки

Полезное

Смотреть что такое «Молекулы в межзвездной среде» в других словарях:

МОЛЕКУЛЫ — в межзвездной среде молекулы и радикалы (ОН, Н2О, NH3, а также более сложные органические, всего несколько десятков), открытые в газово пылевых облаках межзвездной среды по спектральным линиям испускания или поглощения в диапазоне радиочастот … Большой Энциклопедический словарь

молекулы — в межзвёздной среде, молекулы и радикалы (ОН, Н2О, NH3, а также более сложные органические, всего несколько десятков), открытые в газово пылевых облаках межзвёздной среды по спектральным линиям испускания или поглощения в диапазоне радиочастот. * … Энциклопедический словарь

Межзвездные молекулы — молекулы, обнаруженные в межзвездной среде. Двухатомные молекулы (СН, СН, CN) в межзвездной среде были найдены оптическими методами в конце 30 х годов XX века по линиям поглощения в спектрах звёзд. Долгое время возможность существования в… … Википедия

Межзвёздные молекулы — Межзвездные молекулы молекулы, обнаруженные в межзвездной среде. Двухатомные молекулы (СН, СН, CN) в межзвездной среде были найдены оптическими методами в конце 30 х годов XX века по линиям поглощения в спектрах звёзд. Долгое время возможность… … Википедия

Свингс, Поль — В Википедии есть статьи о других людях с такой фамилией, см. Свингс. Поль Свингс (Pol) Polidore Ferdinand Félix Swings … Википедия

Межзвездная молекула — Межзвездные молекулы молекулы, обнаруженные в межзвездной среде. Двухатомные молекулы (СН, СН, CN) в межзвездной среде были найдены оптическими методами в конце 30 х годов XX века по линиям поглощения в спектрах звёзд. Долгое время возможность… … Википедия

Межзвездная среда — Карта местного межзвездного облака Межзвёздная среда (МЗС) это вещество и поля, заполняющие межзвёздное пространство внутри галактик.[1] Состав: межзвёздный газ, пыль(1 % от массы газа), межзвёздные магнитные поля,космические лучи, а также… … Википедия

Межзвездное вещество — Карта местного межзвездного облака Межзвёздная среда (МЗС) это вещество и поля, заполняющие межзвёздное пространство внутри галактик.[1] Состав: межзвёздный газ, пыль(1 % от массы газа), межзвёздные магнитные поля,космические лучи, а также… … Википедия

Межзвёздное вещество — Карта местного межзвездного облака Межзвёздная среда (МЗС) это вещество и поля, заполняющие межзвёздное пространство внутри галактик.[1] Состав: межзвёздный газ, пыль(1 % от массы газа), межзвёздные магнитные поля,космические лучи, а также… … Википедия

Межзвёздная среда — Карта местного межзвёздного облака Межзвёздная среда (МЗС) вещество и поля, заполняющие межзвёздное пространство внутри галактик … Википедия

Источник

Какая молекула преобладает среди молекул межзвездной среды

Молекулы в межзвездной среде

Кроме молекулярного водорода, в межзвездной среде сначала оптическими методами, а затем средствами радиоастрономии было открыто несколько десятков подчас весьма сложных молекул, причем этот список продолжает пополняться. Удивительные химические соединения дают о себе знать очень слабыми радиоволнами, которые порождаются различными колебаниями атомов в молекулах. Однако чувствительность современной приемной радиоаппаратуры столь велика, что даже сверхслабые «радиосигналы» из космоса улавливаются и расшифровываются.

Все эти молекулы составляют ничтожную примесь в водородных межзвездных облаках, не более 1 % от их общей массы. Но значение чх открытия трудно переоценить. Оно приводит к выводу, что в жестких условиях космоса за счет каких-то пока не вполне ясных процессов идет синтез органических молекул. Ныне надежно установлено существование многих «межзвезд-пых» молекул, ионов и радикалов (частиц, содержащих неспаренный электрон). Мы перечислим некоторые из них:

Синтез органических молекул

—	—
Метилидин-радикал	CH
Циан-радикал	CN
Гидроксил-ион	OH-
Аммиак	NH3
Вода	H2O
Метилацителен	CH3-C&#8801CH
Изоциановая кислота	NHCO
Тиоформальдегид	CH3CHO
Формальдегид	H2CO
Водород	H2
Оксид углерода	CO
Цианистый водород	NCH
Метиловый спирт	CH3OH
Муравьиная кислота	HCOOH
Цианоацителен	HC&#8801C-CN
Формамид	HC(O)NH2
Сульфид углерода	CS
Ацетонитрил	CH3CN
Сероводород	H2S
Монооксид серы	SO
Этинил-радикал	HC&#8801C
Этиловый спирт	C2H5OH
Метиламин	CH3NH2
Диметиловый эфир	(CH3)2O
Акрилонетрил	H2C=CHCN
Метилформиат	HCOOCH3
Диоксид серы	SO2
Сульфид кремния	SiS

«Межзвездные молекулы», вероятно, образуются или на поверхностях межзвездных пылинок, или как результат химических реакций в уплотнениях межзвездной среды. Некоторые исследователи полагают, что в межзвездной газонылевой среде возможен синтез еще более сложных веществ, в том числе аминокислот и белков. Если это так, то в космосе для возникновения жизни существует достаточно прочная химическая первооснова.

Источник

Астрономы из Католического университета обнаружили в межзвездной среде самые большие молекулы в космосе

Астрономы из Католического университета США подтвердили существование электрически заряженных молекул в форме футбольного мяча, ранее обнаруженных на снимках телескопа «Хаббл». Открытие позволит ученым лучше понять структуру межзвездной среды, состоящей из пыли и газа, пишет Phys.org.

Читайте «Хайтек» в

Ученые рассматривают диффузную межпланетную среду как начальную точку формирования для химических процессов, которые в конечном итоге приводят к возникновению планет. Поэтому идентификация содержимого этого пространства позволит астрономам лучше понять процесс формирования космических лет.

Молекулы, обнаруженные астрономами, являются формой углерода под названием бакминстерфуллерен, также известный как фуллерен. Это молекулы, состоящие из 60 атомов углерода, которые расположены в виде сферы. Такая форма углерода редко встречается на Земле в породах и минералах.

Бакминстерфуллерен ранее был обнаружен в космосе, однако это первый случай, когда молекулы были найдены в межзвездном пространстве. Также они никогда раньше не наблюдались в заряженном виде.

До сих пор межзвездное пространство считалось слишком суровой и ненадежной средой для появления значительного количества больших молекул. До обнаружения C 60 самые большие известные молекулы в космосе имели размер всего 12 атомов.

Мартин Кординер, Католический университет США

Ранее телескоп «Хаббл» сфотографировал вспышку звездообразования в галактике ESO 495-21, которая по всем параметрам соответствует первым галактикам во Вселенной. Наблюдения позволят понять, как образовывались сверхмассивные черные дыры в ранней Вселенной.

Источник

Межзвездная среда и туманности

Из межзвездного газа образуются звезды, которые на поздних стадиях эволюции вновь отдают часть своего вещества межзвездной среде. Некоторые из звезд, умирая, взрываются как Сверхновые, выбрасывая обратно в пространство значительную долю водорода, из которого они когда-то образовались. Но значительно важнее, что при таких взрывах выбрасывается большое количество тяжелых элементов, образовавшихся в недрах звезд в результате термоядерных реакций. И Земля и Солнце сконденсировались в межзвездном пространстве из газа, обогащенного таким путем углеродом, кислородом, железом и другими химическими элементами.

Современный химический состав Солнечной системы является результатом реакций термоядерного синтеза, протекавших в первых поколениях звезд.

Стадия, когда выброшенное при взрыве Сверхновой вещество перемешивается с межзвездным газом и сжимается, снова образуя звезды, более всего сложна и хуже понятна, чем все остальные стадии.

Чем же завершается, в конце концов, космический цикл? Запасы газа уменьшаются. Ведь большая часть газа остается в маломассивных звездах, которые умирают спокойно, и не выбрасывают в окружающее пространство свое вещество. Со временем запасы его истощатся настолько, что ни одна звезда уже не сможет образоваться. К тому времени Солнце и другие старые звезды угаснут. Вселенная постепенно погрузится во мрак.

Но конечная судьба Вселенной может быть и иной. Расширение постепенно прекратится и сменится сжатием. Через много миллиардов лет Вселенная сожмется вновь до невообразимо высокой плотности.

Межзвездный газ составляет около 99% массы всей межзвездной среды и около 2% нашей Галактики. Температура газа колеблется в диапазоне от 4 К до 10 6 К. Излучает межзвездный газ также в широком диапазоне (от длинных радиоволн до жесткого гамма-излучения).

Таким образом, молекулярные облака должны быстро (менее чем за 10 6 лет) превратиться в звезды.

Межзвездный газ постоянно обменивается веществом со звездами. Согласно оценкам, в настоящее время в Галактике в звезды переходит газ в количестве примерно 5 масс Солнца в год.

Итак, в процессе эволюции галактик происходит круговорот вещества: межзвездный газ → звезды → межзвездный газ, приводящий к постепенному увеличению содержания тяжелых элементов в межзвездном газе и звездах и уменьшению количества межзвездного газа в каждой из галактик.

Мелкие твердые частицы, рассеянные в межзвездном пространстве почти равномерно перемешаны с межзвездным газом.

Присутствие в межзвездной среде межзвездной пыли влияет на характеристики излучения исследуемых небесных тел. Пылинки ослабляют свет от далеких звезд, изменяют его спектральный состав и поляризацию. Помимо этого пылинки поглощают ультрафиолетовое излучение звезд и перерабатывают его в излучение с меньшей энергией.

На поверхности пылинок могут активно образовываться различные молекулы. Пылинки, как правило, электрически заряжены и взаимодействуют с межзвездными магнитными полями.

Именно пылинкам мы обязаны таким эффектом как космическое мазерное излучение. Оно возникает в оболочках поздних холодных звезд и в молекулярных облаках (зоны H I и H II ). Этот эффект усиления микроволнового излучения «работает», когда большое количество молекул окажется в неустойчивом возбужденном вращательном или колебательном состоянии и тогда достаточно одному фотону пройти через среду, чтобы вызвать лавинообразный переход молекул в основное состояние с минимальной энергией. А в результате мы видим узконаправленный (когерентный) очень мощный поток радиоизлучения.

Туманности представляют собой участки межзвездной среды, выделяющиеся своим излучением или поглощением на общем фоне неба.

Темные туманности представляют собой плотные (обычно молекулярные) облака межзвездного газа и пыли, непрозрачные из-за межзвездного поглощения света пылью. Иногда темные туманности видны прямо на фоне Млечного Пути. Таковы, например, туманность «Угольный Мешок» и многочисленные глобулы.

Отражательные туманности являются газо-пылевыми облаками, подсвеченными звездами. Примером такой туманности являются Плеяды. Свет от звезд рассеивается межзвездной пылью.

Большинство отражательных туманностей расположено вблизи плоскости Галактики. Некоторые отражательные туманности имеют кометообразный вид и называются кометарными. В голове такой туманности находится обычно переменная звезда типа Т Тельца, освещающая туманность.

Если звезда, которая находится в туманности или рядом с ней достаточно горячая, то она ионизует газ в туманности. Тогда газ начинает светиться, а туманность называется самосветящаяся или туманность, ионизованная излучением.

Остатки Сверхновых, оболочки Новых и звездный ветер также являются самосветящимися туманностями, так как газ нагрет в них до многих млн. К (за фронтом ударной волны). Звезды Вольфа-Райе создают очень мощный звездный ветер. В результате вокруг них появляются туманности размером в несколько парсек с яркими волокнами.

К середине XIX века появилась возможность дать серьезное доказательство, что планетарные туманности принадлежат к самостоятельному классу объектов. Появился спектроскоп. Йозеф Фраунгофер обнаружил, что Солнце излучает непрерывный спектр, испещренный резкими линиями поглощения. Оказалось, что и спектры планет имеют многие характерные черты солнечного спектра. У звезд также обнаружился непрерывный спектр, однако, каждая из них имела свой собственный набор линий поглощения.

Уильям Хеггинс (1824-1910) был первым, кто исследовал спектр планетарной туманности. Это была яркая туманность в созвездии Дракона NGC 6543. До этого Хеггинс в течение целого года наблюдал спектры звезд, однако спектр NGC 6543 оказался совершенно неожиданным. Ученый обнаружил лишь одну единственную, яркую линию. В то же время яркая Туманность Андромеды показала непрерывный спектр, характерный для спектров звезд. Теперь мы знаем, что Туманность Андромеды на самом деле является галактикой, а следовательно, состоит из множества звезд.

Затем возникла проблема с центральными звездами планетарных туманностей. Они очень горячие, что ставило планетарные туманности в ряд перед звездами ранних спектральных классов. Однако исследования пространственных скоростей приводили к прямо противоположному результату.

Только когда открыли расширение планетарных туманностей, появилась возможность вычислить их возраст. Он оказался равным примерно 10 000 лет. Это было первым свидетельством, что возможно, большинство звезд проходит через стадию планетарной туманности.

Масса оболочки планетарной туманности примерно 0,1 массы Солнца. Все многообразие форм планетарных туманностей, вероятно, возникает из-за проекции их основной тороидальной структуры на небесную сферу под разными углами.

Образование планетарной туманности является одной из стадий эволюции большинства звезд. Рассматривая этот процесс, удобно разделить его на две части: 1) от момента выброса туманности до той стадии, когда источники энергии звезды в основном исчерпаны; 2) эволюция центральной звезды от главной последовательности до выброса туманности.

Эволюция после выброса туманности довольно хорошо изучена как наблюдательно, так и теоретически. Более ранние стадии гораздо менее понятны. Особенно стадия между красным гигантом и выбросом туманности.

Центральные звезды самой низкой светимости обычно окружены самыми большими, а потому самыми старыми туманностями.

Два факта позволяют предполагать, что родоначальниками планетарных туманностей являются красные гиганты. Во-первых, звезды асимптотической ветви физически очень сходны с планетарными туманностями. Ядро красного гиганта по массе и размерам очень напоминает центральную звезду планетарной туманности, если удалить протяженную разреженную атмосферу красного гиганта. Во-вторых, если туманность сброшена звездой, то она должна иметь минимальную скорость, достаточную чтобы уйти из гравитационного поля. Расчеты показывают, что только для красных гигантов эта скорость сравнима со скоростями расширения оболочек планетарных туманностей (10-40 км/с). При этом масса звезды оценивается в 1 массу Солнца, а радиус лежит в пределах 100-200 радиусов Солнца (типичный красный гигант).

Таким образом, большинство звезд, массы которых меньше 6-10 масс Солнца, в конце концов, становятся планетарными туманностями, На предшествующих стадиях они теряют большую часть своей первоначальной массы; остается только ядро с массой 0,4-1 масса Солнца, которое становится белым карликом. Потеря массы влияет не только на саму звезду, но и на условия в межзвездной среде и на будущие поколения звезд.

Понравилась статья? Подпишитесь на канал, чтобы быть в курсе самых интересных материалов

Источник