к библиотеке к оглавлению FAQ по эфирной физике ТОЭЭ ТЭЦ ТПОИ ТИ

РЕАЛЬНАЯ ФИЗИКА

Глоссарий по физике

А Б В Г Д Е Ж З И К Л М Н О П Р С Т У Ф Х Ц Ч Ш Э Ю Я

Молекулы в атмосферах и оболочках звёзд

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

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

к библиотеке к оглавлению FAQ по эфирной физике ТОЭЭ ТЭЦ ТПОИ ТИ

Знаете ли Вы, что только в 1990-х доплеровские измерения радиотелескопами показали скорость Маринова для CMB (космического микроволнового излучения), которую он открыл в 1974. Естественно, о Маринове никто не хотел вспоминать. Подробнее читайте в FAQ по эфирной физике.

НОВОСТИ ФОРУМА

Рыцари теории эфира