星の中の分子

恒星分子とは、恒星内部に存在または形成される分子のことです。このような形成は、分子が形成されるのに十分低い温度、典型的には6,000 K（5,730 °C、10,340 °F）以下の温度で起こります。[ 1 ]それ以外の場合、恒星物質はガス状、あるいは非常に高温の場合にはプラズマ状の原子とイオンに限られます。

背景

物質は原子（陽子やその他の素粒子から形成される）によって構成されている。適切な環境下では、原子は互いに結合して分子を形成し、これが材料科学で研究されるほとんどの物質の起源となる。しかし、高温などの特定の環境では、環境エネルギーが分子内の結合の解離エネルギーを超えるため、原子は分子を形成できない。恒星は、主に内部が非常に高温であるため、恒星内で形成される分子は少ない。[ 2 ]

18世紀半ばまでに、科学者たちは太陽の光の源は燃焼ではなく白熱であると推測しました。[ 3 ]

証拠と研究

太陽は恒星ですが、その光球の温度は6,000 K（5,730 °C、10,340 °F）と十分に低いため、分子が形成される可能性があります。太陽には水が存在し、白色矮星の大気には水素が存在する証拠があります。[ 2 ] [ 4 ]

低温の恒星には、分子に特徴的な吸収帯スペクトルが見られます。太陽黒点の観測でも同様の吸収帯が見られます。黒点は低温であるため、恒星分子が存在できるほど低温です。太陽で見つかる分子には、MgH、CaH、FeH、CrH、NaH、OH、SiH、VO、TiOなどがあります。その他、 CN、CH、MgF、NH、C2、SrF、ZrO、YO、ScO、BHなどがあります。[ 5 ]

ほとんどのタイプの恒星は分子を含む可能性があり、 Ap型星のApカテゴリに属すものも例外ではありません。最も高温のO型、B型、A型星にのみ、分子は検出されません。炭素に富む白色矮星は、非常に高温であるにもかかわらず、C 2とCHのスペクトル線を持ちます。[ 6 ]

実験室での測定

恒星中に存在する可能性のある単純な分子の測定は、スペクトル線の波長を決定するために実験室で行われています。また、解離エネルギーと振動子強度（分子が電磁放射とどの程度強く相互作用するか）を測定することも重要です。これらの測定値は、異なる圧力と温度条件下でのスペクトルを計算する式に代入されます。しかし、人工的な環境は恒星内の環境とはしばしば異なります。なぜなら、恒星のような温度を達成するのは困難であり、また恒星で見られるような局所的な熱平衡も起こりにくいからです。振動子強度の精度と解離エネルギーの実際の測定値は、通常、近似値に過ぎません。[ 6 ]

モデル大気

星の大気の数値モデルは、さまざまな深さでの圧力と温度を計算し、さまざまな元素濃度のスペクトルを予測できます。

応用

星の中の分子は、星のいくつかの特性を決定するために使用することができます。分子スペクトルの線を観測すれば、同位体組成を決定することができます。異なる同位体は質量が異なるため、振動と回転の周波数が大きく異なります。次に、温度を決定することができます。温度によって、異なる振動状態と回転状態にある分子の数が変化するためです。一部の分子は元素の比率に敏感で、それによって星の元素組成が示されます。[ 6 ]異なる分子は異なる種類の星に特徴的なものであり、それらを分類するために使用されています。[ 5 ]異なる強度のスペクトル線が多数存在する可能性があるため、星の異なる深さにおける状態を決定することができます。これらの状態には、温度と、観測者に向かう速度または観測者から遠ざかる速度が含まれます。[ 6 ]

分子のスペクトルは原子のスペクトル線に比べて有利です。原子のスペクトル線はしばしば非常に強く、そのため大気圏上層からしか放射されないからです。また、原子のスペクトル線の形状は、同位体や他のスペクトル線との重なりによって歪むことがあります。[ 6 ]分子のスペクトルは、原子のスペクトル線よりも温度の影響をはるかに受けやすいです。[ 6 ]

検出

星の大気中では次のような分子が検出されています。

星の中に発見された2原子分子
分子 指定
AlH [ 7 ]アルミニウム一水素化物
AlO [ 7 ]一酸化アルミニウム
C 2 [ 7 ]二原子炭素
CH [ 8 ]カービン
CN [ 8 ] [ 9 ]シアン化物
CO [ 10 ]一酸化炭素
塩化カルシウム[ 7 ]一塩化カルシウム
CaH [ 11 ]水素化カルシウム
CeH [ 12 ]セリウム一水素化物
CeO [ 9 ]一酸化セリウム
CoH [ 7 ]水素化コバルト
CrH [ 7 ]水素化クロム
CuH [ 7 ]銅水素化物
FeH [ 12 ]鉄水素化物
HCl [ 7 ]塩化水素
HF [ 7 ]フッ化水素
H2 [ 4 ]​分子状水素
ラオ[ 7 ] [ 9 ]一酸化ランタン
MgH [ 13 ]マグネシウム一水素化物
酸化マグネシウム[ 9 ]酸化マグネシウム
NH [ 8 ]イミドゲン
ニッケル水素[ 7 ]一水素化ニッケル
ああ[ 7 ]水酸化物
ScO [ 7 ]一酸化スカンジウム
SiH [ 7 ]シリコンモノハイドライド
SiO [ 7 ]一酸化ケイ素
二酸化チタン[ 14 ] [ 15 ]一酸化チタン
VO [ 7 ]一酸化バナジウム
よ[ 7 ] [ 9 ]一酸化イットリウム
ZnH [ 7 ]亜鉛一水素化物
ZrO [ 7 ] [ 9 ]酸化ジルコニウム
星の中に発見された3原子分子
分子 指定
C 3 [ 16 ]トリカーボン
HCN [ 7 ] [ 16 ]シアン化水素
C2H [ 7 ]​​エチニルラジカル
CO2 [ 17 ]​二酸化炭素
SiC2 [ 7 ]​二炭化ケイ素
CaNC [ 18 ]イソシアン化カルシウム
CaOH [ 7 ]水酸化カルシウム
H 2 O [ 19 ]水
星の中に発見された4原子分子
分子 指定
C2H2 [ 7 ] [ 16 ]​​​アセチレン
星の中に発見された5原子分子
分子 指定
CH 4 [ 16 ]メタン

参照

参考文献

  1. ^ Masseron, T. (2015年12月)、「恒星大気中の分子」、Martins, F.; Boissier, S.; Buat, V.; Cambrésy, L.; Petit, P. (編)、SF2A-2015: フランス天文学・天体物理学協会年次会議議事録、pp.  303– 305、Bibcode : 2015sf2a.conf..303M
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