Приглашаем посетить сайт

Физическая энциклопедия. В 5-ти томах
МОЛЕКУЛЫ

МОЛЕКУЛЫ

МОЛЕКУЛЫ - в атмосферах и оболочках звёзд. В атмосферах горячих звёзд спектральных классовO, В, А и F M. отсутствуют, имеются лишь атомы и ионы. В спектрах менее горячих звёзд спектральных классов G и K с темп-рой поверхности T6000 К обнаруживаются следы M. В спектрах холодных красных звёзд с T3500 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 темп-рой, 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), С ₂ ( = 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 темп-ры и плотности резко падают. Состав оболочки соответствует равновесию при T1000-500 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 темп-ры 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. опре деляют по величине расщепления линии Dv = 2v₀u/c.

Лит.: Шаврина А. В., Методы и результаты количественного анализа молекулярных спектров звезд. К., 1978; Рудницкий Г. M., Молекулы в астрофизике, в кн.: Итоги науки и техники. Исследование космического пространства, т. 20, M., 1983. Д. А. Варшалович.

-----------------------------------

МОЛЕКУЛЫ в межзвёздной среде. Существование M. в межзвёздной среде впервые установлено в 1938-40, когда в оптич. спектрах ряда звёзд были обнаружены узкие линии поглощения, обусловленные межзвёздными радикалами CN, CH и CH⁺. Их относительное содержание составляло всего ~ 10^-8. В соответствии с этим считалось, что в межзвёздной среде встречаются только двухатомные M. и лишь в виде малой примеси. В 1968-70 с развитием радиоастр. методов впервые удалось обнаружить многоатомные M., а именно: M. воды (H₂O), аммиака (NH₃) и формальдегида (H₂CO). Оказалось, что общее кол-во молекулярного газа в межзвёздной среде не меньше, чем атомарного. Были открыты гигантские молекулярные облака, с массой 10⁵-10⁶ масс Солнца, размером ~10²⁰ см, к-рые, как выяснилось, играют ключевую роль в процессе звездообразования в Галактике.

В межзвёздной среде открыто более 80 видов M. (табл.). Неорганич. соединения представлены в осн. гидридами, оксидами и сульфидами. Наиб. распространённым является молекулярный водород, но молекулы H₂ не имеют удобных для наблюдения линий ни в видимом, ни в радиодиапазоне. Поэтому их содержание оценивается, как правило, косвенными методами. Неожиданно разнообразным оказался ассортимент органич. соединений. В межзвёздной среде обнаружены спирты (метиловый CH₃OH и этиловый C₂H₅OH), альдегиды (формальдегид H₂CO и ацетальдегид CH₃CHO), простые и сложные эфиры (CH₃OCH₃, HCOOCH₃), кислоты (HCOOH, HNCO), в т. ч. синильная к-та HCN и её производные CH₃CN, NH₂CN, включая HC₃N и цианополиины HC₅N, HC₇N, HC₉N и HC₁₁N (последняя - наиб. тяжёлая из открытых межзвёздных M.). Кроме M. с насыщенными валентностями в межзвёздной среде обнаружены разнообразные молекулярные фрагменты, свободные радикалы, напр. C₆H, C₄H, C₃N, и молекулярные ионы, такие, как CH⁺, N₂H⁺, HCO⁺, HOC⁺, HCNH⁺. У многих из найденных M. зарегистрированы их изотопно замещённые аналоги, содержащие редкие изотопы. Напр., в случае СО обнаружены 6 разл. вариантов M. с С ^12,13 и О ^16,17,18. Более того, в многоатомных M. наблюдаются независимо M., различающиеся лишь положением изотопно замещённых атомов, напр. HC¹³CCN, HCG¹³CN и HCCC¹³N.

Межзвёздные молекулы

Радиоастр. наблюдения молекулярных линий стали осн. источником информации о строении и эволюции Галактики, о физ. условиях, существующих в межзвёздной среде, о хим. и изотопич. составе космич. вещества. Измеряя интенсивности молекулярных линий, их ширины, профили и сдвиги, можно определить состав и массу межзвёздного облака, его плотность и темп-ру, внутр. движение газа, магн. поле, прохождение ударных волн и др.

Исследование M. в межзвёздной среде значительно продвинуло решение таких проблем, как происхождение хим. элементов и изотопов, образование звёзд и протопланетных систем, предбиол. эволюция органич. вещества.

Лит.: Варшалович Д. А., Межзвездные молекулы, в кн.: Астрофизика и космическая физика, M., 1982; Рудницкий Г. M-, Молекулы в астрофизике, в кн.: Итоги науки и техники. Исследование космического пространства, т. 20, M., 1983. Ц. А. Варшалович.