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 релятивистское объяснение феномену CMB (космическому микроволновому излучению) придумал человек выдающейся фантазии Иосиф Шкловский (помните книжку миллионного тиража "Вселенная, жизнь, разум"?). Он выдвинул совершенно абсурдную идею, заключавшуюся в том, что это есть "реликтовое" излучение, оставшееся после "Большого Взрыва", то есть от момента "рождения" Вселенной. Хотя из простой логики следует, что Вселенная есть всё, а значит, у нее нет ни начала, ни конца... Подробнее читайте в FAQ по эфирной физике.

НОВОСТИ ФОРУМА

Рыцари теории эфира