Kemiallinen mallinnus II: tulokset ja tulkinta. Astrokemia -kurssin luento

Transkriptio

1 Kemiallinen mallinnus II: tulokset ja tulkinta Astrokemia -kurssin luento

2 edellisissä luentokalvoissa esiteltiin kemiallisen mallintamisen perusteita, eli mitä malleihin kuuluu (millaisia efektejä tulee ottaa huomioon missäkin tilanteessa) seuraavassa esitellään mallintamisen tuloksia laajemmassa mittakaavassa käyden läpi erilaisia lähtötilanteita sekä esitellään tulosten vertailemista havaintodataan

3 Tuloksia kaikissa seuraavassa esitettävissä tuloksissa pilven fysikaalisena mallina on Bonnor-Ebert - pallo fysikaalinen malli pysyy koko ajan samana: pilven keskustan tiheys on 2e6 H 2 -molekyyliä per cm 3, säde 5000 AU ja ulko-osan A V = 10 mag

4 Tuloksia pilven lämpötilaprofiili on johdettu jakamalla tiheysprofiili osiin (suurin piirtein tasavälisesti) ja laskemalla lämpötilat pilven eri osissa käyttäen säteilynkuljetusohjelmaa seuraavat kuvat esittävät pilven tiheys- ja lämpötilaprofiileja

5 Tuloksia

6 Tuloksia

7 Tuloksia pilven ulko-osissa tiheys on ~3e4 cm -3 eli pari kertaluokkaa alempi kuin keskellä, voidaan siis jo kvalitatiivisesti odottaa suurehkoja eroja kemiallisessa kehityksessä pilven keskustan ja ulko-osien välillä pilvi on myös keskeltä hyvin kylmä (~6 K)

8 tarkastellaan ensiksi reaktiosettiä, johon kuuluu pölyhiukkasten lisäksi pelkästään kevyimmät alkuaineet H ja He huomautus: tähtienvälisissä olosuhteissa deuteriumia D voidaan käsitellä ikään kuin omana alkuaineenaan, koska H:n ja D:n nollapiste-energiaero tulee alhaisissa lämpötiloissa merkittäväksi

9 oletetaan lisäksi, että aineet eivät adsorboidu pölyhiukkasten pinnoille (desorptiotakaan ei siis tällöin esiinny) tämä oletus on jokseenkin perusteltu, koska kevyet aineet irtoavat alhaisen massansa takia helposti pölyhiukkasten pinnalta takaisin kaasufaasiin tarkastellaan ensiksi tällaisen kevyiden aineiden kemian aikakehitystä pilven eri osissa

10 seuraavissa kuvissa oletetaan, että kosmisten säteiden ionisaatiokerroin on standardi 3e-17 cm -3 pölyhiukkasten säde on ~0.1 µm

11 kuvat esittävät pilven sisuksen kemiallista aikakehitystä (huomaa lämpötila, tiheys) vasemmassa kuvassa neutraaleja molekyylejä, oikealla ioneja

12 kertaus: vetymolekyylillä on ytimen protonien spineistä johtuva energiatilajakautuma jos spinit erisuuntaiset, kyseessä on perustila (para); vastaavasti samansuuntaisiin spineihin liittyy korkeampi energiatila (orto) samanlainen jako esiintyy esim. ioneilla H 3+, D 2 H + ja NH 4+, neutraalilla NH 3 jne

13 joillakin ainella myös meta-tila, esim. D 3 + vasemmanpuoleisessa kuvassa näkyvä yhdiste oh2 esittää nyt siis vetymolekyylin orto-tilaa; sen runsaus on pieni, koska alemman energian para-tila on kylmissä lämpötiloissa huomattavasti todennäköisempi kylmissä ytimissä tyypillisesti (tasapainossa) [o-h 2 ]/[p-h 2 ] ~1e

14 pölyhiukkasten pinnalla vetyä syntyy kuitenkin orto/para -tilojen statististen painojen suhteessa 3:1, eli orto-vetyä syntyy enemmän kuin para-vetyä orto-h 2 :n runsaus siis kasvaa, kunnes kemia asettuu tasapainoon helium ei juuri reagoi; kuvan mallissa ainoa neutraalia heliumia tuhoava reaktio on kosmisten säteiden aiheuttama ionisaatio

15 helium-ioni He + reagoi mm. H 2 :n kanssa tuottaen neutraalia heliumia heliumia on kuitenkin sen verran paljon, etteivät tällaiset reaktiot näy sen runsauden aikakehityksessä HD syntyy pölyhiukkasten pinnalla; sen runsauden lievä lasku liittyy H 3+ :n deuteroitumisketjuun

16 H 3 + deuteroituu reaktioketjussa H 2 D + + HD " D 2 H + + H 2 H HD " H 2 D + + H 2 D 2 H + + HD " D H 2 reaktioilla on n. 230 K:n energiavalli vasemmalle päin, eli väliaineen terminen energia (~10 K) ei yksistään riitä siihen, että reaktiot etenisivät vasemmalle

17 orto-h 2 :n sisäiseen rakenteeseen liittyvä energia (n. 170 K) edistää kuitenkin deuteraatioketjun palautumista kohti H 3+ :aa D 3 + ei sen sijaan luovu deuteriumistaan helposti, johtuen sen runsaimman muodon, meta-d 3+ :n ominaisuuksista tästä syystä D 3 + on selkeästi runsaampi kuin muut H 3+ :n deuteroituneet muodot

18 orto-h 2 vaikuttaa siis erityisesti H 2 D + :n ja D 2 H + :n runsauksiin tällä on havaintojen kannalta merkitystä, koska H 2 D + ja D 2 H + ovat (nykytietämyksen mukaan) niitä harvoja molekyylejä, joiden viivaemissiota voidaan havaita pilvien tiheimmistä osista

19 kuvissa on tällä kertaa esitetty aikakehitys n. puolen säteen päässä pilven keskustasta nyt tiheys on kertaluokkaa pienempi, lämpötila n. 1.5 K suurempi kuin keskellä

20 He ja HD käyttäytyvät käytännössä identtisesti edelliseen tapaukseen verrattuna orto-h 2 :n runsaus on nyt vähän suurempi, koska orto-h 2 :ta syntyy suhteessa enemmän, kun väliaineen tiheys on pienempi (orto/para - syntyvyys 3:1 pölyhiukkasten pinnalla)

21 D 3+ :n runsaus on nyt huomattavasti lähempänä muita H 3+ :n muotoja, koska pienemmässä väliaineen tiheydessä [orto-d 3+ ]/[meta-d 3+ ] kasvaa H 3 + on runsaampi kuin H 2 D + ja melkein yhtä runsas kuin D 2 H +, koska orto-h 2 :ta on suhteessa enemmän verrattuna tiheämpään ytimen osaan

22 kuvissa on nyt esitettynä mallipilven uloin osa tiheys on jälleen lähes kertaluokkaa pienempi kuin edellisessä tapauksessa

23 orto-h 2 :ta on jälleen vähän enemmän kuin edellisessä tapauksessa H 3 + on nyt runsaampi kuin deuteroituneet muotonsa, erityisesti D 3+ :n runsaus on selvästi pienempi kuin tiheämmissä alueissa

24 yllä piirretty edellisillä kalvoilla mainitut yhdisteet säteen funktiona tasapainotilassa (t = 1e6 vuotta)

25 muutetaan seuraavaksi pölyhiukkasten keskimääräistä sädettä pienemmäksi ja katsotaan, miten ionien runsaudet muuttuvat edelliseen tapaukseen verrattuna pilven säteen funktiona

26

27 nyt D 3 + on hallitseva H 3+ :n muoto lähes koko pilvessä (orto/meta -suhde muuttuu) tämä siis siitä huolimatta, että orto-h 2 :n määrä on edellistä mallia suurempi suuremman pölypinta-alan takia havaintojen kannalta tärkeimpien molekyylien, eli H 2 D + :n ja D 2 H + :n runsaudet pilven keskiosissa ovat kuitenkin melko samanlaiset kuin edellisessä mallissa

28 jos pölyn keskimääräistä sädettä kasvatettaisiin hieman suuremmaksi kuin ensimmäisessä mallissa (eli pienennettäisiin pölyn kokonaispinta-alaa), H 3 + tulisi hallitsevaksi lähempänä pilven keskustaa kuin ensimmäisessä mallissa H 2 D + :n ja D 2 H + :n runsaudet pilven keskustassa eivät tässäkään tapauksessa muuttuisi merkittävästi

29 palataan vielä ensimmäiseen malliin (pölyhiukkasten säde 0.1 µm); muutetaan tällä kertaa kosmisten säteiden aiheuttaman ionisaation kerrointa lasketaan ensiksi kerrointa yhdellä kertaluvulla, eli nyt " = 3 #10 $18 s

30 vasemmalla ionisaatiokertoimen standardi arvo 3e-17, oikealla 3e

31 kuten olettaa saattaa, ioneja on vähemmän kun CR-ionisaatiokerrointa lasketaan H 3+ :n deuteraatio (eli deuteroituneiden muotojen määrä) kuitenkin kasvaa, kun ionisaatioastetta lasketaan tämä johtuu siitä, että vapaiden elektronien määrä laskee, jolloin positiiviset ionit eivät tuhoudu yhtä helposti rekombinaatioissa elektronien kanssa

32 vasemmalla ionisaatiokertoimen standardi arvo 3e-17, oikealla 3e

33 nyt ioneja on enemmän, mutta deuteraatio on paljon vähäisempää pilven ulko-osissa korkeamman ionisaatiokertoimen takia vapaiden elektronien määrä on suurempi erityisesti tämä tuntuu pilven ulko-osissa, jossa vapaiden elektronien suhteellinen määrä on keskustaa suurempi (kaikissa malleissa); deuteraatio vähenee

34 edellisissä kuvissa keskitytty yksinkertaisuuden vuoksi vain havaintojen kannalta tärkeimpiin yhdisteisiin; näinkin suppeassa reaktiosetissä (vain kevyimmät alkuaineet) on kuitenkin yli 20 atomia/molekyyliä ja n. 400 reaktiota yksittäisen yhdisteen aikakehityksen selittäminen käy sitä vaikeammaksi, mitä enemmän alkuaineita on mallissa mukana!

35 Tuloksia: raskaat alkuaineet otetaan seuraavaksi raskaammat alkuaineet (mm. typpi, happi, hiili) mukaan kemiamalliin tässä tapauksessa on huomioitava myös adsorptio ja desorptio tarkastellaan ensiksi aikakehitystä pilven keskellä - pölyhiukkasten säde on jälleen 0.1 µm

36 Tuloksia: raskaat alkuaineet vasemmalla H 3 + ja deuteroituneet muotonsa oikealla joitakin tärkeimpiä neutraaleja molekyylejä

37 Tuloksia: raskaat alkuaineet raskaampien yhdisteiden olemassolo estää H 3+ :n ja sen deuteroituneiden muotojen syntymistä adsorption aikaskaala on näissä olosuhteissa joitakin kymmeniä tuhansia vuosia; raskaiden yhdisteiden katoaminen kaasufaasista johtaa H 3+ :n ja sen eri muotojen runsauksien rajuun kasvuun

38 Tuloksia: raskaat alkuaineet yllä kuvattu tilannetta puolen säteen päässä pilven keskustasta

39 Tuloksia: raskaat alkuaineet nyt tiheys on pienempi kuin pilven keskustassa, joten adsorption aikaskaala on pitempi raskaiden yhdisteiden kadottua kaasusta kevyet ionit asettuvat samanlaisiin runsauksiin kuin aiemmin esitellyssä kevyiden alkuaineiden malleissa

40 Tuloksia: raskaat alkuaineet kuvassa kevyet ionit säteen funktiona tasapainotilassa (t = 1e6 vuotta)

41 Tuloksia: raskaat alkuaineet vertaamalla aiempaan yksinkertaistettuun settiin huomataan, että pilven keskellä kevyiden ionien runsaudet ovat lähes täsmälleen samat kuin aiemmin ulkoreunaa kohden, jossa on adsorptiosta huolimatta enemmän raskaita molekyylejä kaasussa, yksinkertaisen ja monimutkaisemman mallin tulokset eroavat toisistaan

42 Tuloksia: raskaat alkuaineet jos jatkettaisiin vielä suuremmille etäisyyksille (pilven säde esim AU, jolloin ulko-osan tiheys olisi luokkaa 10 3 ), ero olisi paljon suurempi koska tällöin ulko-osassa adsorptiota ei vielä olisi ehtinyt tapahtua sisäosien ollessa jo kemiallisessa tasapainossa

43 Tuloksia: viivaemissio kemiamallista saaduista runsausprofiileista (lukumäärätiheys säteen funktiona) voidaan laskea ko. yhdisteen viivaemissio, jos eri energiatilojen väliset siirtymäkertoimet ja siirtymien taajuudet tunnetaan tällä tavoin voidaan verrata kemiamallin tuloksia havaintoihin

44 Tuloksia: viivaemissio " oikealla orto-h 2 D + :n (vihreä) ja para-d 2 H + :n (punainen) alimmat siirtymät simuloituna viivaemissiona

45 Tuloksia: viivaemissio todellisesta kohteesta havaittu viivaemissio riippuu kohteen etäisyydestä, koosta, teleskoopin ominaisuuksista, havaintoolosuhteista... nämä parametrit voidaan ottaa simulaatioissa huomioon edellisen kalvon kuvan on tarkoitus vain demonstroida eri ionien viivaemission voimakkuutta

46 Tuloksia: viivaemissio yllä mallilaskujen vertailua havaintoihin (Sipilä et al. 2010); punaiset käyrät kemiallisista malleista, vihreä käyrä on H 2 D + -emissiohavainto Oph D -ytimestä (Harju et al. 2008)

47 Tuloksia: viivaemissio edellinen kuva näyttää, että rakentamalla kemiallinen malli kohteen havaittujen fysikaalisten ominaisuuksien mukaan ja tuntemalla teleskoopin ominaisuudet, voidaan saada melko hyviä yhteensopivuuksia mallien ennusteiden ja havaintojen välille kemiallisia malleja voidaan soveltaa kylmiin ytimiin, kuumiin ytimiin, kertymäkiekkoihin jne