Yulduz ichidagi molekulalar
Yulduz molekulalari — yulduzlarda mavjud boʻlgan yoki hosil boʻlgan molekulalardir. Bunday shakllanishlar harorat molekulalar hosil boʻlishi uchun yetarlicha past boʻlganda sodir boʻlishi mumkin. Odatda 6000 K ga yaqin yoki sovuqroq[1]. Aks holda, yulduz moddasi gaz yoki juda yuqori haroratlarda plazma koʻrinishidagi atomlar (kimyoviy elementlar) bilan chegaralib qoladi.
Qoʻshimcha[tahrir | manbasini tahrirlash]
Moddalar atomlardan iborat (protonlar va boshqa subatomik zarralar tomonidan hosil qilingan). Atrof-muhit yaxshi boʻlsa, atomlar bir-biriga qoʻshilib, molekulalarni hosil qilishi mumkin. Bu esa materialshunoslikda oʻrganilgan koʻplab materiallarni keltirib chiqaradi. Ammo baʼzi muhitlar, masalan, yuqori haroratlar, atomlarning molekula hosil boʻlishiga yoʻl qoʻymaydi. Birinchi navbatda, yulduzlarning ichki qismida juda yuqori haroratga ega va shuning uchun yulduzlarda kam molekulalar hosil boʻladi. Shu sababli, oddiy kimyogar(atom va molekulalarni oʻrganadigan) yulduzni oʻrganish uchun koʻp narsaga ega boʻlmaydi, shuning uchun yulduzlarni astrofiziklar yoki astrokimyogarlar yaxshiroq tushuntirib bera oladilar. Biroq, yulduzlardagi molekulalarning kam yoki koʻpligi molekulalarning umuman yoʻq deb hisoblab boʻlmaydi[2].
XVIII-asrning oʻrtalariga kelib, olimlar Quyosh nurining manbai yonish emas, balki akkor deb taxmin qilishdi[3].
Dalil va tadqiqotlar[tahrir | manbasini tahrirlash]
Quyosh yulduz boʻlsada, uning fotosferasi yetarlicha past haroratga ega — 6,000 K (5,730 °C; 10,340 °F) va shuning uchun molekulalar hosil boʻlishi mumkin. Quyoshda suv topilgan va oq mitti yulduzlar atmosferasida H2 borligi haqida dalillar mavjud[2].
Sovuqroq yulduzlar molekulalarga xos boʻlgan yutilish zonasi spektrlarini oʻz ichiga oladi. Shunga oʻxshash assimilyatsiya[4] tasmasi quyoshda sovuqroq boʻlgan quyosh dogʻlarida uchraydi. Quyoshda koʻplab molekulalar topilgan boʻlib, ular MgH, CaH, FeH, CrH, NaH, OH, SiH, VO va TiO. Boshqalar orasida esa CN CH, MgF, NH, C2, SrF, zirkonyum monoksit[5], YO, ScO, BH mavjud[6].
Koʻplab turdagi yulduzlar, molekulalarni hatto A sinfidagi yulduzlarni ham oʻz ichiga olishi mumkin. Faqat eng issiq A, B va O sinf yulduzlarida molekulalar aniqlanmaydi. Bundan tashqari, uglerodga boy oq mittilar[7] juda issiq boʻlsa ham, C <sub id="mwSw">2</sub> va CH spektral chiziqlariga ega[8].
Laboratoriya natijalari[tahrir | manbasini tahrirlash]
Yulduzlarda boʻlishi mumkin boʻlgan oddiy molekulalarni oʻlchash laboratoriyalarda spektr chiziqlarining toʻlqin uzunliklarini aniqlash orqali amalga oshiriladi. Bundan tashqari, dissotsilanish energiyasini va osillator kuchini (molekulaning elektromagnit nurlanish bilan qanchalik kuchli taʼsir qilishini) oʻlchash muhimdir. Ushbu oʻlchovlar turli xil bosim va harorat sharoitida spektrni hisoblashi mumkin boʻlgan formulaga kiritilgan. Biroq, texnogen sharoitlar koʻpincha yulduzlarga nisbatan ancha farq qiladi. Chunki ularda haroratga erishish qiyin. Shuningdek, yulduzlarda boʻlgani kabi mahalliy issiqlik muvozanati ham boʻlmaydi. Osillator kuchlarining aniqligi va dissotsilanish energiyasini haqiqiy oʻlchash odatda faqat taxminiydir[8].
Model atmosferasi[tahrir | manbasini tahrirlash]
Yulduz atmosferasining raqamli modeli orqali turli chuqurlikdagi bosim hamda haroratni hisoblab chiqadi va turli element konsentratsiyalari uchun spektrni taxmin qilishi mumkin.
Ilova[tahrir | manbasini tahrirlash]
Yulduzlardagi molekulalar — yulduzning ayrim xususiyatlarini aniqlash uchun ishlatilishi mumkin. Agar molekulyar spektrdagi chiziqlar kuzatilsa, izotop tarkibini aniqlash mumkin boʻladi.
- Birinchidan, har xil izotoplarning turli massalari tebranish va aylanish chastotalarining sezilarli darajada farqlanishiga olib keladi.
- Ikkinchidan, haroratni aniqlash mumkin, chunki harorat turli tebranish va aylanish holatlaridagi molekulalar sonini oʻzgartiradi.
Ayrim molekulalar elementlar nisbatiga sezgir boʻlib, yulduzning elementar tarkibini koʻrsatadi[8]. Turli xil turdagi yulduzlar uchun har xil molekulalar harakterlanadi va Ularni tasniflash uchun ishlatiladi[6]. Yulduzlarda har xil kuchga ega boʻlgan koʻplab spektral chiziqlar boʻlishi sababli, yulduzlarning turli chuqurliklaridagi sharoitlarni aniqlash mumkin boʻladi. Bu sharoitlarga harorat va kuzatuvchi tomon yoki undan uzoqlashish tezligi kiradi[8].
Molekulalar spektri atom spektral chiziqlariga nisbatan afzalliklarga ega. Chunki atom chiziqlari koʻpincha juda kuchli. Shuning uchun faqat atmosferaning yuqori qismidan keladi. Atom spektral chizigʻining profili izotoplar yoki boshqa spektral chiziqlarning qoplanishi tufayli buzilishi mumkin[8]. Molekulyar spektr atom chiziqlariga qaraganda haroratga nisbatan ancha sezgir hisoblanadi[8].
Kashf etilgan[tahrir | manbasini tahrirlash]
Yulduzlar atmosferasida quyidagi molekulalar aniqlangan:
| Belgilanishi | Nomi |
|---|---|
| AlH[9] | Alyuminiy monohidridi |
| AlO[10] | Alyuminiy monoksit |
| C2 | Ikki atomli uglerod |
| CH | Karbin |
| CN | siyanid |
| CO | Uglerod oksidi |
| CaCl | Kaltsiy xlorid |
| CaH | Kaltsiy monohidridi |
| CeH | Seriy monohidridi |
| CeO | Seriy oksidi |
| CoH | Kobalt gidrid |
| CrH | Xrom gidrid |
| CuH | Mis gidrid |
| FeH | Temir gidrid |
| HCl | Vodorod xlorid |
| HF | Vodorod ftorid |
| H2 | Molekulyar vodorod |
| LaO | Lantan oksidi |
| MgH | Magniy monohidridi |
| MgO | Magniy oksidi |
| NH | Imidogen |
| NiH | Nikel gidrid |
| OH | gidroksid |
| ScO | Skandiy oksidi |
| SiH | Kremniy monohidridi |
| SiO | Silikon monoksit |
| TiO | Titan oksidi |
| VO | Vanadiy oksidi |
| YO | Itriy oksidi |
| ZnH | Sink gidrid |
| ZrO | Zirkonyum oksidi |
| Molekula | Belgilanish |
|---|---|
| C3 | uch atomli uglerod |
| HCN[11] | Vodorod siyanidi |
| C2H | Etinil radikali |
| CO2 | Karbonat angidrid |
| SiC2 | Silikon dikarbid |
| Molekula | Belgilash |
|---|---|
| C2H2 | Asetilen |
| Molekula | Belgilash |
|---|---|
| CH4 | Metan |
Yana qarang[tahrir | manbasini tahrirlash]
Manbalar[tahrir | manbasini tahrirlash]
- ↑ Masseron, T. (December 2015), „Molecules in stellar atmospheres“, in Martins, F.; Boissier, S.; Buat, V.; Cambrésy, L.; Petit, P. (muh.), SF2A-2015: Proceedings of the Annual meeting of the French Society of Astronomy and Astrophysics, 303–305-bet, Bibcode:2015sf2a.conf..303M
- ↑ 2,0 2,1 Stellar Molecules » American Scientist. American Scientist. doi:10.1511/2013.105.403. Archived from the original on 2016-08-13. https://web.archive.org/web/20160813095727/http://www.americanscientist.org/issues/pub/stellar-molecules. Qaraldi: 24 October 2013.Yulduz ichidagi molekulalar]]
- ↑ „Experts Doubt the Sun Is Actually Burning Coal“ (en-US). Scientific American (1863). Qaraldi: 2020-yil 4-may.
- ↑ „Assimilyatsiya“, Vikipediya, 2023-02-27, qaraldi: 2023-04-08
- ↑ „Sirkoniy“, Vikipediya, 2021-12-22, qaraldi: 2023-04-08
- ↑ 6,0 6,1 McKellar, Andrew (1951). "Molecules in Stellar Atmospheres". Astronomical Society of the Pacific Leaflets 6 (265): 114.
- ↑ „Oq mitti yulduzlar“, Vikipediya, 2021-12-05, qaraldi: 2023-04-08
- ↑ 8,0 8,1 8,2 8,3 8,4 8,5 Symposium, International Astronomical Union. Astrochemistry (en). Springer Science & Business Media, 1987 — 852 bet. ISBN 9789027723604.
- ↑ „Molecules in stars“, Wikipedia (inglizcha), 2022-02-17, qaraldi: 2023-04-08
- ↑ „Molecules in stars“, Wikipedia (inglizcha), 2022-02-17, qaraldi: 2023-04-08\
- ↑ Jørgensen, U. G. (January 2003). Hubeny, Ivan; Mihalas, Dimitri; Werner, Klaus (eds.). Molecules in Stellar and Star-Like Atmospheres. Stellar Atmosphere Modeling; Abstracts from a conference held 8-12 April 2002 in Tuebingen, Germany. ASP Conference Proceedings. Vol. 288. San Francisco: Astronomical Society of the Pacific. p. 303. Bibcode:/https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2003ASPC..288..303J/abstract ISBN 1-58381-131-1.