Molekyylien jäätyminen ja haihtuminen tähtienvälisissä pilvissä

Transkriptio

1 Molekyylien jäätyminen ja haihtuminen tähtienvälisissä pilvissä

2 Kertausta: Tähtienvälinen pöly (1) Tähtienvälinen pöly on sekoitus metallisia silikaatteja ja hiilen eri muotoja riippuen alkuperästä (happirikkaat, O/C>1, ja hiilirikkaat, C/O>1, tähdet) Tähtienvälinen ekstinktio, A(λ), voidaan selittää kokojakaumalla N(a) a 3.5, välillä a = a + = µm (5-250 nm) (Mie-sironta) Tämän mukaisesti pieniä pölyhiukkasia on paljon enemmän kuin suuria. -Rajat vaihtelevat hiukan mallista toiseen -Todellisuudessa hiukkaset ovat kaikkea muuta kuin pyöreitä

3 Tähtienvälinen pöly (2) Tarkemmissa malleissa oletetaan kaksi hiukkaspopulaatiota: silikaatit ja amorfinen hiili. Joissakin yhteyksissä riittää vain olettaa tyypillinen säde a 0.1µm, joka tuottaa saman pölyhiukkasten yhteenlasketun pinta-alan (per vety-ydin), n g σ g /n H, kuin oikea kokojakauma Toisinaan pöly jaetaan kolmeen luokkaan: "standardihiukkaset": a µm, "hyvin pienet hiukkaset": a 2 10 nm, PAH-hiukkaset: a nm (5 10 Å)

4 Pöly ja kemia (1) Viileissä pilvissä (T < 100 K) hiukkasilla on havaittu olevan jääkuoria, jotka koostuvat pääasiassa vesijäästä (H 2 O), mutta sisältävät myös esim. seuraavia yhdisteitä: CO, CO 2, NH 3 ja CH 4. Pölyhiukkasen pinnalla voi olla lukuisia molekyylikerroksia (monolayers) Suurin osa tähtienvälisessä aineessa havaituista molekyyleistä voidaan selittää kaasutilan ioni-molekyylikemian avulla. Merkittävin poikkeus: H 2 Muita: CH 3 OH, H 2 CO, useat kuumissa ytimissä havaitut orgaaniset yhdisteet

5 Pöly ja kemia (1) Tähtienvälistä pintakemiaa ei ymmärretä hyvin. Avoimia kysymyksiä: 1) pintojen luonne; 2) reaktiomekanismi (ovatko molekyylit sitoutuneet vahvasti (kemiallinen sidos, "kemisorptio") vai heikosti (van der Waals -voimat, "fysisorptio") pölyn pinnalle; 3) pölyhiukkasen koon ja mahdollisen jääpeitteen vaikutus reaktionopeuteen; 4) molekyylien desorptio takaisin kaasuun Toistaiseksi vähän laboratoriomittauksia vastaavissa olosuhteissa (kylmien, luultavasti huokoisten, nanopartikkelien pinnalla). Tähtienvälisen aineen pintakemia on sarja harvakseltaan tapahtuvia satunnaisia prosesseja, ja kuvaaminen reaktioyhtälöiden ja -kertoimien avulla on hieman kyseenalaista. Tämän takia käytetään myös Monte Carlo -mallinnusta (esim. Herbst & Cuppen PNAS, 103, 12257)

6 Hiukkasten varaus Hiukkaset ovat yleensä joko neutraaleja tai negatiivisesti varattuja Jälkimmäinen johtuu elektronien takertumisesta hiukkasiin (ellei fotosähköinen ilmiö poista niitä tehokkaasti) Luultavasti yksi pinnalle takertunut elektroni estää muiden elektronien pääsyn: varaus 1e Positiiviset ionit rekombinoituvat halukkaasti ja luultavasti usein myös hajoavat törmätessään hiukkaseen, jonka pinnalla on elektroni

7 Joitakin reaktioita Atomien ja molekyylien hydraus, esim. O + H OH OH + H H 2 O, tai yleisesti radikaalille X: X + H XH Näiden seurauksena helposti reagoivat radikaalit muuttuvat "saturoiduiksi"passiivisemmiksi yhdisteiksi. Muut assosiaatioreaktiot, esim. CO + O CO 2 CH 3 + H 2 O H 2 CO + H 2 + H Saturoituneet molekyylit voivat radikalisoitua UV-säteilyn vaikutuksesta

8 Pintakemian mallinnus Heikosti kiinnittyneiden atomien diffuusio (Langmuir-Hinshelwood -mekanismi) Pölyhiukkasen pinta oletetaan hilaksi, jossa on äärellinen määrä, N, kohtia, joihin atomi voi kiinnittyä Pallomainen hiukkanen, jonka säde a: N = 4πa 2 s, missä s on hilapisteiden pintatiheys. Kokeelliset määritykset antavat esim. oliviinille (SiO 2, MgO, FeO) s = cm 2. Jos oletetaan "standardi"pölyhiukkanen a = 0.1µm (10 5 cm), saadaan N 10 5 Kemiallisia reaktioita tapahtuu pölyn pinnalla, jos siihen tarttuneet aineet pääsevät vaeltemaan ja kohtaavat toisensa.

9 Reaktionopeusyhtälö (1) Oletetaan aluksi, että atomi A liikkuu pinnalla ja että atomi B on paikallaan. Siirtymiä hilapisteestä toiseen tapahtuu nopeudella k hop = ν e E b/kt s 1, missä ν on sidoksen värähtelytaajuus ("yritystaajuus") ja E b valli vierekkäisten potentaalikuoppien välillä. ν on tyypillisesti s 1 (harmoninen oskillaattori) (Allen & Robinson 1975, ApJ 195, 81) Vetyatomille mitattuja arvoja: E b /k = 287 K (oliviini) 511 K (amorfinen hiili) Keskimääräinen nopeus reaktiolle A+B saadaan kertomalla hyppytaajuus khop A todennäköisyydellä, jolla viereisessä hilapisteessä istuu B: N(B)/N.

10 Reaktionopeusyhtälö (2) Jos nyt annetaan myös B:n liikkua, ja oletetaan, että A:n määrä pölyhiukkasen pinnalla on N(A), saadaan muutosnopeus missä dn(a) dt = k A B N(A)N(B), k A B = (k A hop + k B hop)/n. Tämä reaktionopeuskerroin pätee silloin, kun aineet A ja B reagoivat välittömästi tulessaan samaan hilapisteeseen. Jos reaktiolla on aktivaatioenergia E a, k pitää vielä kertoa tätä vastaavalla termillä Keveillä aineilla (H,H 2 ) kvanttimekaaninen tunneloituminen hilapisteiden välillä lienee mahdollista.

11 Reaktionopeusyhtälö (3) Kun otetetaan mukaan myös kaasutilan aineiden adsorptio (kertyminen, accretion) ja pinnalta tapahtuva haihtuminen (desorptio, desorption), N(A):n muutosnopeudelle yksittäisen pölyhiukkasen pinnalla saadaan: dn(a) dt = k A accn(a) k A desn(a) k A B N(A)N(B), missä n(a) on A:n tiheys kaasufaasissa, kacc A kertymisnopeuskerroin (cm 3 s 1 ) ja kdes A on desorptiokerroin (s 1 ).

12 Kertymisnopeus (1) Kertymisnopeuskerroin (yksittäisen hiukkasen pinnalle) k A acc = S σ < v A >, missä S on tarttumistodennäköisyys (kylmissä pilvissä S = 1 fysisorptiolle), σ pölyhiukkasen projisoitu pinta-ala (πa 2 ), ja < v A > on molekyylin A keskimääräinen vauhti, 8kT < v A >= πm A Esim. CO lämpötilassa T = 10K: < v CO >= 8700 cm/s, ol. a = 0.1µm, σ = cm 2, k acc = cm 3 s 1

13 Kertymisnopeus (2) Takertumisten määrä tilavuus- ja aikayksikössä: S n g σ < v A > n(a) cm 3 s 1 n g σ = (n g σ/n H ) n H, missä n g σ/n H cm 2 (ekstinktiohavainnoista) Takertumisten määrä molekyyliä kohti, esim. CO:lle, kun T = 10 K ja n H = 10 4 cm 3 : n g /n H σ < v CO > n H = s 1 = yr 1 eli CO molekyyli törmää pölyhiukkaseen keskimäärin vuoden kuluttua

14 Haihtuminen Desorptiokerroin k A des = νe E A D /kt, missä ν on "yritystaajuus"ja E D A:n desorptioon tarvittava energia, jota usein kutsutaan myös sidosenergiaksi pölyn pinnalla (Allen & Robinson 1975, ApJ 195, 81) Esim. vetyatomille kokeet antavat E D /k = 373K oliviinille ja 658 K hiilelle. Diffuusiovallille, E b, oletetaan yleensä E b 0.5E D. Muiden aineiden kuin vedyn ja heliumin desorptioenergiat ovat luokkaa > 1000 K, joten terminen haihtuminen on erittäin tehotonta kun pölyn pinnan lämpötila on alle 20 K Kuitenkin kylmissä pilvissä tavataan molekyyleja, joiden muodostuminen voidaan parhaiten selittää pintakemian avulla - jonkinlainen haihtumismekanismi on toiminnassa

15 Pölyhiukkasten lämmitys diffuuseissa pilvissä (1) Diffuuseissa pilvissä A V 1 tähtienvälinen säteilykenttä lämmittää pölyhiukkasia Stokastinen lämmitys - fotonin absorptio ja energian poistuminen säteilyn kautta - saa aikaan lämpötilavaihteluita erityisesti pienimmillä pölyhiukkasilla (Cuppen et al. 2006: suojaamattomat oliviinihiukkaset tähtienvälissä säteilykentässä)

16 Pölyhiukkasten lämmitys diffuuseissa pilvissä (2) H 2 tiedetään muodostuvan runsaasti myös diffuuseissa pilvissä Lämpötilafluktuaatiot vaikuttavat H 2 :n muodostumiseen, sillä tämä on tehokasta vain kun T < 18 K -vetyatomin desorptio ei saa tapahtua ennen reaktiota H + H H 2 Pienet pölyhiukkaset ovat tässä tärkeitä: suuri yhteenlaskettu pinta-ala, lämpötila käy selvästi 18 K alapuolella

17 Tiheät pilvet: kosmiset säteet (1) Kosmiset hiukkaset ovat paljaita atomiytimiä, jotka liikkuvat lähes valon nopeudella, energiat pääasiassa välillä GeV Alkuainekoostumus muistuttaa kosmisia runsaussuhteita, kuitenkin rautapiikin ytimet suhteellisen yleisiä, koska lähteenä supernovapurkaukset Tunkeutuvat syvälle molekyylipilviin. Protonit (Z = 1) ovat yleisimpiä, mutta rautaytimillä (Z = 26) suurin lämmitysvaikutus, koska pölyn vastaanottama energia Z 2 Rautydinten vuo on vain protonien vuosta

18 Kosmiset säteet (2) Kosmisten hiukkasten energiaspektri, eli hiukkasvuo cm 2 s 1 sterad 1 GeV 1 φ(ɛ) = 21ɛ 0.02 < ɛ < < ɛ < ɛ < ɛ < 1 0.3ɛ 2 1 < ɛ missä ɛ on kosmisen hiukkasen energia (GeV) (Morfill et al. 1976, Geophys. Res. 81, 5841)

19 Kosmiset säteet (3) Pölyhiukkasen vastaanotaama lämpö Z 2 (Léger et al. 1985, A&A 144, 147): Q = 0.16a(Z /26) 2 ρɛ < ɛ < a(Z /26) 2 ρ( ɛ 1.5 ) 0.2 < ɛ < 10 missä ρ pölyn materiaalitiheys (esim. oliviini ρ = 3.3 g cm 3, amorfinien hiili ρ = 2.2 g cm 3 ).

20 Kosmiset säteet (4) Vasen paneeli: Fe-ydinten törmäystiheys ja niiden aikaansamma maksimilämpötila erikokoisille oliviini- (ylhäällä) ja hiilihiukkasille (alhaalla). Jana osoittaa vaihtelunvälin, joka kattaa 99% hiukkasista. Oikea paneeli: sama protoneille (Herbst & Cuppen 2006, PNAS 103, 12257)

21 Kosmiset säteet (4) Ylempi kuva: Pölyhiukkasen lämpötila ajan funktiona Fe-ytimen törmäyksen jälkeen (oliivi ja amorfinen hiili) Alempi kuva: Pölyhiukkasen maksimilämpötila (oliviini, a = 0.1µm), viivat osoittavat välin, johon 99% hiukkasista asettuu

22 Muut desorptiomekanismit Kosmisten hiukkasten lisäksi myös röntgenfotonit ja H 2 :n muodostuminen lämmittävät pölyhiukkasia tiheissä pilvissä, ja voivat siten johtaa termiseen desorptioon Röntgesäteiden vaikutus rajoittuu luultavasti pieniin pölyhiukkasiin a Å(Hasegawa & Herbst 1993) Kosmiset hiukkaset voivat myös välillisesti johtaa haihtumiseen: -kemialliset räjähdykset pölyn pinnalla paikallisen lämmityksen seurauksena (radikaalireaktioita, vapautuva kemiallinen energia voi hajottaa koko jääkuoren, radikaalit syntyneet UV-säteilyn vaikutuksesta) -H 2 virittymisen kautta syntynyt UV-säteily

23 Esimerkki: CO tasapaino tiheässä pilvessä (1) CO:n kertymisnopeus pölyn pinnalle: k A n g n(co, gas) An H n(co, gas), missä kertymiskerroin A = k A n g /n H Koska k A = Sσ g < v CO >, A voidaan myös kirjoittaa A = S n g σ g /n H < v CO >, missä n g σ g /n H cm 2 (pölyhiukkasten yhteenlaskettu pinta-ala vety-ydintä kohden)

24 CO tasapaino tiheässä pilvessä (2) CO:n haihtumisnopeus pölyn pinnalta k des n(co, dust) k des riippuu siitä, kuinka suuren osan ajasta pölyhiukkasten lämpötila ylittää CO:n evaporoitumiseen vaadittavan rajan. Tekijöitä ovat 1) Fe-ytimien vuo (verrannollinen ζ H2 :een), 2) hiukkasten kokojakauma, 3) CO:n adsorptioenergia, 4) CO:n tyypillinen värähtelytaajuus (yritystaajuus, s 1 ) pölyn pinnalla. Hasegawa & Herbst (1993, MNRAS 261, 83): k D (CO) s 1

25 CO tasapaino tiheässä pilvessä (3) Tasapaino: adsorptionopeus = desorptionopeus An H n(co, gas) = k des n(co, dust) Siirrytään suhteellisiin runsauksiin: X(CO) = X(CO, gas) = n(co, gas)/n H ˆX(CO) = X(CO, gas + dust) = [n(co, gas) + n(co, dust)]/n H ˆX(CO) vastaa siis CO:n runsautta, jos jäätymistä ei tapahtuisi Tasapainoehto An 2 HX(CO) = k des n H [ ˆX(CO) X(CO)]

26 CO tasapaino tiheässä pilvessä (4) Jäätymisastetta voidaan kuvata esim. CO:n kokonaisrunsauden ˆX(CO) ja kaasutilan runsauden X(CO) suhteella. Ylläolevasta tasapainoehdosta saadaan: f ice ˆX(CO) X(CO) = 1 + A n H k des Oletetaan, että n g σ g /n H = cm 2, ja että T = 10 K (< v CO >= 8700 cms 1 ). Tällöin A = cm 3 s 1. Saamme jäätymiskertoimelle f ice f ice cm 3 n H Siis esim. tiheyden ollessa n H = 10 5 vain noin sadasosa CO:sta on kaasutilassa, kun tasapaino on saavutettu. Röntgensäteily mahdollisesti haihduttaa jään pienten pölyhiukkasten (a < 400 Å) pinnalta, jolloin tässä laskussa käytetty arvo pölyn efektiiviselle pinta-alalle on liian suuri. Jos valitaan a:n alarajaksi 400Å, n gσ g/n H = Kerroin A pitää silloin kertoa luvulla 0.35.