Csillagok - mit tartalmaznak a csillagok (2. rész)
Mit tartalmaznak a csillagok? (2. rész)
A kémiai összetétele a csillagközi gáz körülbelül ugyanaz, mint a nap, és a legtöbb megfigyelhető csillagok 10 hidrogénatomok (H) kell 1 atom hélium (He), és kisebb mennyiségben egyéb, nehezebb elemek; köztük leginkább oxigén (O), szén (C) és nitrogén (N). A gáz hőmérsékletétől és sűrűségétől függően az atomjai "semleges vagy ionizált állapotban vannak, molekulák vagy szilárd konglomerátumok részei" - porrészecskék.
Általánosságban elmondható, hogy minden egyes kémiai elem esetében számos olyan körülmény van, amely alatt egy vagy másik ionizációs állapot van. Azonban, mivel a legtöbb atomok tartozik hidrogénatom, annak tulajdonságait és meghatározza az állam a csillagközi gáz egészének: forró és meleg fázis doménjei ionizált hidrogén (nevezik terület vagy HII zóna), hűvös fázis főként semleges hidrogénatomok (felhők HI), a hideg szakaszhoz főleg molekuláris hidrogénből (H2) áll, amely rendszerint a felhők belső sűrű részein alakul ki.
A hidrogén molekulákat először 1970-ben észlelték az interstelláris közegben az ultraibolya abszorpciós vonalakkal a forró csillagok spektrumában. Ugyanebben az évben a csillagközi térben szénmonoxid (CO) molekulákat találták rádióadásaikban, amelynek hullámhossza l = 2,6 mm. Ez a két molekula a leggyakoribb az űrben, a H2 molekulák több ezerszer nagyobbak a CO molekuláknál.
Ismerjük meg a hidrogén molekulát, mivel ez a fő építőanyag, ahonnan a csillagok alkotják. Amikor két hidrogén atom közeledik egymáshoz, az elektronikai héjaik drámaian átrendeződnek: az elektronok mindegyike elindul két proton körül, és összekapcsolja őket elektromos "ragasztóval". A kozmikus körülmények között a molekulák hidrogénatomjainak kombinációja valószínűleg a porrészecskék felületén fordul elő, amelyek katalizátorként játszanak szerepet ebben a reakcióban.
A hidrogén molekula nem túl erős: megsemmisíteni (disszociáció), 4.5 eV vagy annál többre van szükség. Az ilyen energia mennyisége 275,6 nm-nél rövidebb hullámhosszú. A Galaxisban sok hasonló ultraibolya kvantum van - minden forró csillag kibocsájt. Azonban a H2 molekula önmagában nagyon vonakodva elnyeli ezeket a kvantumokat. Tipikusan a H2 molekulák pusztulása a következőképpen alakul. A 11,2 eV energiával rendelkező kvantum (l = 101,6 nm) a molekula egyik elektronját gerjesztett állapotba alakítja. A fordított átállás az alapállapotba általában kíséri foton emissziós taogo azonos, de néha nem kibocsátott foton, és a felhasznált energia a gerjesztés a molekuláris rezgések, amelyek végén a bomlási.
Mint ismert, a kemény ultraibolya sugarak energiája 13,6 eV ionizálják több hidrogénatom, és ezért teljesen felszívódik csillagközi médium a közvetlen közelében a forró csillag. A lágyabb kvantumok, beleértve a 11,2 eV energiát, szinte akadálytalanul terjednek a Galaxisban, és elpusztítják a molekuláris hidrogént, bárhol is állnak. Az egyetlen hely, ahol a H2 molekula viszonylag hosszú ideig viselkedhet, a sűrű gáz-porfelhők mélységei, ahol az ultraibolya kvantum nem képes áttörni egy sűrű porvédőt. De sajnos ugyanezen okból a molekuláris hidrogén gyakorlatilag elérhetetlen a megfigyeléshez.
A H2 molekula első gerjesztett elektronikus állapotának kombinációja különböző kvantum-átmenetekkel 99,1-113,2 nm-es hullámhossztartományban spektrális vonalakat tartalmaz. Amikor egy forró csillag fénye átmegy egy félig átlátszó felhőn vagy az óriás sűrű felhők külső ritka rétegeiön keresztül, a H2 molekula megfelelő abszorpciós vonala a spektrumában alakul ki. A 70-es években a helyszíni teleszkópok segítségével rögzítették a félszáz csillagot.
Azonban, hogy a Galaxy-ban a molekuláris hidrogén eloszlásáról teljes körű információt kapjunk, az ultraibolya sugárzás nem képes. Nem szétesik a hatalmas felhők mélyén, ahol a hideg gáz fő raktára, a fiatal csillagok közvetlen őse található. Ezért a Na molekulák eloszlását a mi és más galaxisokban eddig közvetett módszerekkel tanulmányoztuk: olyan megfigyelési célokra alkalmas spektrális vonalakkal rendelkező egyéb molekulák eloszlása. A legnépszerűbb molekula ebben a tekintetben a szén-monoxid, amely szintén szén-monoxid, vagyis a CO.
Disszociációs energiája 11,1 eV, így létezhet ugyanazon a helyen, mint a molekuláris hidrogén. Más atomokkal és molekulákkal szemben a CO molekulák izgatottak, majd az úgynevezett rotációs átmeneteket kibocsátják. Legtöbbjük hosszú hullámhosszú (L = 2,6 mm) könnyen megfigyelhető számos régiójában a Galaxy: fényesség néhány molekuláris felhők a CO vonal el nem éri több napenergia luminosities (Lc = 4 × 10 33 joule / s).
A CO vonalakon és néhány más molekulán (HCN, OH, CN) végzett rádiós megfigyelések lehetővé teszik számunkra, hogy fedezzük az egész felhőt, minden területét különböző fizikai feltételekkel. Egy molekula több sorának megfigyelése lehetővé teszi a gáz hőmérsékletének és sűrűségének meghatározását az egyes régiókban. Azonban a molekulák emissziós vonalában megfigyelt intenzitás (még olyan mértékben, mint a CO), a teljes koncentrációhoz viszonyítva, és így a gáz tömege, jelentősen bizonytalan. Szükséges, hogy a feltételezések a kémiai összetétele a felhők, az aránya az atomok, „eltemetett” a porrészecskék, és m. P. A pontos értékét az átmenet együtthatója intenzitása a vonal SB a mennyiségét H2 molekulák még durván tárgyalt. Különböző kutatók ezt az együttható értékét használják, amely 2-3 alkalommal változik.
Ha ez a helyzet, akkor a CO-H2 átmeneti együtthatót ennek megfelelően 3-szor alacsonyabbra kell csökkenteni. Ezek és más bizonytalanságok vezetnek ehhez. hogy a molekuláris gáz tömege a galaxis belső régiójában (R 8 - 3 · 10 9 Ms