Молекулы в атмосферах и оболочках звёзд. РЕАЛЬНАЯ ФИЗИКА. Глоссарий по физике

В атмосферах горячих звёзд спектральных классов O, В, А и F M. отсутствуют, имеются лишь атомы и ионы. В спектрах менее горячих звёзд спектральных классов G и K с температурой поверхности T

6000 К обнаруживаются следы M. В спектрах холодных красных звёзд с T

3500 К самой характерной особенностью является наличие сильных молекулярных полос поглощения. В соответствии с этим холодные звёзды подразделяют на 4 спектральных класса M, R, N, S. В видимом диапазоне в спектрах М-звёзд доминируют полосы TiO, у R-звёзд - CN, у N-звёзд- C₂ и у S-звёзд - ZrO. В атмосферах M- и S-звёзд наряду с TiO и ZrO найдены оксиды СО, SiO, VO, ScO, YO, CeO, LaO, а также гидриды магния, кальция, железа, кобальта, никеля и др. Существенно иной молекулярный состав атмосфер R- и N-звёзд, у к-рых кроме CN и C₂ обнаружены СО, CS, SiC, а также M. ацетилена C₂H₂, карбида кремния SiC₂, синильной к-ты HCN и др.

Атмосферы звёзд имеют равновесный молекулярный состав, не зависящий от конкретных хим. реакций, а определяемый только температурой, энергиями диссоциации M. (

) и содержанием хим. элементов. Молекулярный водород H₂, хотя непосредственно и не наблюдается, является, обычно, доминирующим компонентом атмосферы. По числу атомов при нормальном кос-мич. содержании элементов: |Н] ~ 93% и [Не] ~7% (см. Распространённость элементов ).Остальные элементы составляют лишь небольшую примесь, наиб. содержание из них имеют О и/или С, к-рые идут прежде всего на образование СО, поскольку эта M. самая устойчивая (

= 11,1 эВ). Отношение |O]/[С] играет ключевую роль в формировании молекулярного состава атмосферы.

Звёзды спектральных классов M и S богаты кислородом. У них [О] > [С], и весь углерод связывается в СО, др. молекулы, содержащие С, не образуются. Оставшийся кислород идёт на образование менее устойчивых оксидов, прежде всего SiO (

= 8,2 эВ), ZrO (

= 7,8 эВ), если хватает кислорода, то TiO (

=7,0 эВ) и т. д. вплоть до радикала ОН (

= 4,4 эВ), к-рый преобразуется в H₂O и забирает весь остаток кислорода. Поэтому оксиды с

< 4,4 эВ не образуются, а соответствующие элементы дают в осн. гидриды. Различие M- и S-звёзд обусловлено разницей в кол-ве остаточного кислорода ([O] - [C]) и, возможно, повышенным содержанием тяжёлых элементов в S-звёздах.

Звёзды спектр. классов R и N являются углеродными звёздами (иногда их объединяют в один спектр. класс С). У них [С] > [О] и весь кислород захватывается в СО, др. оксиды не образуются. Оставшийся углерод идёт на образование наиб. устойчивых радикалов - CN (

= 7,8 эВ), CS (

= 7,4 эВ), С₂ (

= 6,2 эВ), к-рые затем формируют более сложные органич. M.- C₂H, C₂H₂, HCN, HC₃N и др. Различие R- и N-звёзд обусловлено в основном разницей в содержании азота.

Mн. звёзды спектр. классов M, R, N, S окружены протяжёнными, весьма разреженными и холодными газопылевыми оболочками, образовавшимися в результате истечения вещества из атмосфер звёзд. Молекулярный состав оболочки формируется вверх. слоях атмосферы, а затем "замораживается", т. к. скорости хим. реакций с уменьшением температуры и плотности резко падают. Состав оболочки соответствует равновесию при T

1000-500 К. При таких темп-pax ряд веществ конденсируется, образуя твёрдые пылинки. ИК-излу-чение оболочки обусловлено в осн. тепловым излучением пыли, нагреваемой светом центр. звезды. Отд. детали в этом спектре указывают на то, что пылинки в оболочках M- и S-звёзд состоят из силикатов, а в оболочках R- и N- звёзд-из графита, ароматич. углеводородов и, возможно, карбидов.

Радиоастр. наблюдения показали, что атмосферы и оболочки многих М-звёзд являются мощными источниками мазерного излучения в радиолиниях SiO,H₂O и ОН (см. Мазерный эффект в космосе). В отличие от них R- и N-звёзды не дают такого мазерного излучения, но спектр их радиоизлучения содержит множество эмиссионных линий разнообразных M., не только простых - СО, CN, CS, SiS, но и сложных - SiC₂, C₂H₂, NH₃, HCN, включая органические, напр. ряд цианополии-нов HC₃N, HC₅N, HC₇N, HC₉N, HC₁₁N и их фрагментов, возникающих в результате фотодиссоциации исходных молекул C₂H, C₃N, C₄H.

M. являются крайне чувствительными индикаторами физ. условий. Поэтому анализ интенсивностей молекулярных линий и полос в спектрах звёзд и оболочек позволяет получить детальную информацию о хим. и изотопич. составе вещества (рис. 1), о строении звёздной атмосферы и оболочки, т. е. о радиальной зависимости плотности, состава и температуры газа, о поле его скоростей (рис. 2) и т. п.

Рис. 1. Полоса поглощения TiO в спектре М-звезды. Относительное содержание редких изотопов титана определяют из сравнения рассчитанных профилей ( отмечены буквами) с измеренными (точки).

Рис. 2. Профиль линии мазерного излучения ОН 1612 МГц, формирующийся в расширяющейся оболочке М-звезды. Скорость расширения оболочки u определяют по величине расщепления линии Dv = 2v₀u/c.

Литература по молекулам в атмосферах и оболочках звёзд

Знаете ли Вы, что любой разумный человек скажет, что не может быть улыбки без кота и дыма без огня, что-то там, в космосе, должно быть, теплое, излучающее ЭМ-волны, соответствующее температуре 2.7ºК. Действительно, наблюдаемое космическое микроволновое излучение (CMB) есть тепловое излучение частиц эфира, имеющих температуру 2.7ºK. Еще в начале ХХ века великие химики и физики Д. И. Менделеев и Вальтер Нернст предсказали, что такое излучение (температура) должно обнаруживаться в космосе. В 1933 году проф. Эрих Регенер из Штуттгарта с помощью стратосферных зондов измерил эту температуру. Его измерения дали 2.8ºK - практически точное современное значение. Подробнее читайте в FAQ по эфирной физике.