Kemiaa kylmissä ja kuumissa ytimissä

Transkriptio

1 Kemiaa kylmissä ja kuumissa ytimissä

2 Pimeä sumu Kylmä (T 10K ), suhteellisen tiheä (n > 10 3 cm 3 ) molekyylipilvi Valokuvauslevyllä (lähes) tähdetön läiskä, johtuu pölyn aiheuttamasta absorbtiosta ja sironnasta Havaitaan pölyn lämpösäteilyn (λ 0.3 1mm) ja molekyyliviivasäteilyn (esim. CO:n rotaatioviivat) avulla.

3 Tiheät ytimet Laajamittainen turbulenssi synnyttää pilviin tihentymiä (n > 10 5 cm 3 ), jotka voivat tiivistyä ja luhistua painovoiman takia. Ydinten luhistumista vastustavat terminen paine ja magneettikentän ylläpitämä pieniskaalainen turbulenssi. Pilvissä havaitaan sekä tähdettömiä että tähden synnyttäneitä ytimiä. Tähdettömiä ytimiä lämmittävät tähtienvälinen säteilykenttä ja kosmiset hiukkaset - tiheys kasvaa, mutta lämpötila laskee sisäänpäin.

4 Molekyylien jakaumat (1) Tauruksessa sijaitseva ydin L1498 CS:n, CCS:n ja NH 3 :n viivaemissiossa (Willacy et al. 1998) -NH 3 :n ja CCS:n jakaumat ovat täysin erilaiset

5 Molekyylien jakaumat (2) L1544 (Tauruksessa): pölykontinuumin (kontuurit) ja N 2 H + :n jakaumat ovat samanlaiset, C 17 O näyttää karttavan ydintä. (Caselli et al. 1999)

6 Molekyylien jakaumat (3) L1544: pölykontinuumin ja useiden molekyylien jakaumat (Tafalla et al. 2006)

7 Molekyylien jäätyminen (1) Edellä esitetyt havainnot voidaan selittää sillä, että neutraalit molekyylit kuten CO, H 2 O ja N 2 takertuvat eli adsorboituvat pölyhiukkasten pinnalle. Molekyylin runsaus kaasussa riippuu adsorption ja desorption suhteesta. Tämä on verrannollinen tiheyteen. Typpiyhdisteet, N 2 H + ja NH 3 näyttävät säilyvän kaasussa kauemmin kuin esim. CO ja CS. -ionin runsaus kasvaa neutraalien raskaampien molekyylien ja atomien kadotessa, kun reaktiot H CO HCO+ + H 2 H N 2 N 2 H + + H 2 heikkevät H + 3

8 Molekyylien jäätyminen (2) Kun H + 3 -ionin tuhoutuminen vähenee, deuteriumin osuus kasvaa: H + 3 H 2D + D 2 H + D + 3 Tämä ilmenee siinä, että kylmissä ytimissä nähdään runsaasti molekyylien deuteroituneita muotoja: N 2 D +, NH 2 D, ND 2 H, ND 3 Kun tiheys ylittää 10 6 cm 3, kaasufaasiin jäävät jäljelle todennäköisesti vain vety, deuterium ja helium (Walmsley, Flower & Pineau des Forêts, 2004, A&A 418, 1035)

9 Ydinten merkkiaineet Kun n H2 > 10 6 cm 3, H + 3 ja sen deuteroituneet muodot yleistyvät voimakkaasti Epäsymmetriset H 2 D + and D 2 H + (pysyvä sähköinen dipolimomentti) tärkeitä työkaluja - emissio tulee vain tiheimmistä alueista. Maanpinnalta havaittavat viivat: ortho-h 2 D + :n ja para-d 2 H + :n perussiirtymät (372 ja 692 GHz) Voidaan mitata vain erittäin hyvissä olosuhteissa: Chajnantor (APEX, ALMA) ja Mauna Kea.

10 H 2 D + :n ja D 2 H + :n pyörimistilat (Pagani et al Vastel et al. 2004)

11 ρ Oph (1) ρ Oph -pilvi kaukoinfrapunassa ja CO(J=1-0) -viivassa, tähdettomät ytimet merkitty (Kirk et al. 2005)

12 ρ Oph (2) ρ Oph -pilvi keski-infrapunassa (Spitzer)

13 H 2 D + viivoja ρ Oph-pilven ytimistä

14 Oph D:n H 2 D + spektri ISOCAM 7µm 8000 AU H 2 D + :n viiva tähdettömässä ytimessä Oph D (APEX) Viivan leveydestä v(fwhm) = 0.26 ± 0.03 kms 1 seuraa T kin = 6.0 ± 1.4 K (maksimi, kun oletetaan terminen leveneminen & optisesti ohut viiva) Lämpötila ei voi olla paljon alhaisempi, sillä muuten viivaa ei näkyisi. Suora todiste hyvin kylmästä ytimestä

15 Muut havainnot Oph D -ytimestä N 2 D + kartta (Crapsi et al 2005): H 2 D + signaali tulee N 2 D + :n maksimista.

16 Mallinnus (1) Oph D:n H 2 D + -spektri voidaan melko hyvin selittää hydrostaattisen mallin avulla, jossa lämpötila laskee lähelle 6 K keskustassa säteilykentän vaimentuessa. n(r) T D (r) spektri

17 H 2 D + ja D 2 H + ρ Oph -pilvessä Parise et al. (2011 A&A 526, A31), APEX/CHAMP+ array

18 Mallinnus (2) Hankaluutena H 2 D + ja D 2 H + spektrien käytössä on se, että vain orto- tai para-muoto voidaan havaita ja että orto/para -suhde riippuu voimakkaasti H 2 :n vastaavasta. Säteilynkuljetuksen ohella täytyy yleensä mallintaa myös kemiaa. Pölykontinuumikartasta voidaan periaattessa johtaa tiheysjakauma, ainakin, jos on käytössä useita (submm) aallonpituuksia ja riittävä erotuskyky. Pölyn emissio on herkkä lämpötilalle. Eräs mahdollisuus on käyttää esim. NH 3 :n, CH 3 CCH:n, tai CH 3 CN:n viivoista johdettua rotaatiolämpötilaa (esim. Crapsi et al. 2007)

19 Kuumat ytimet (1) Tähden syttymisen jälkeen tiheässä ytimessä esiintyy suuria tiheys-, ja lämpötilagradientteja, jotka heijastuvat kemiallisessa koostumuksessa Erityisen selvästi tämä nähdään massiivisia nuoria tähtiä ympäröivissä ns. kuumissa ytimissä (hot cores). Kuumat ytimet ovat kompakteja (< 0.1 pc), lämpimiä (T > 100 K) ja tiheitä (n > 10 6 cm 3 ) kohteita, joiden spekreissä näkyy runsaasti orgaanisten molekyylien viivoja.

20 Kuumat ytimet (2) Tiheys- ja lämpötilaprofiileja kuvataan usein potenssilailla, esim. n(r) r α, α T (r) r β, β 0.5 välillä r in r r out - sekä tiheys että lämpötila kasvavat sisäänpäin. Lämpötilan nousu johtuu prototähden säteilyn absorboitumisesta pölyhiukkasiin. Nämä siirtävät lämpöä kaasuun törmäysten kautta. Ulko-osissa voi vallita kylmille ytimille tyypilliset olosuhteet, T 10 K.

21 Kuumat ytimet (3) Luhistumisvaiheessa molekyylit ja atomit ovat kertyvät jäävaipoiksi pölyhiukkasten ympärille. Infrapunaspektreissä nähdään jään absorptioviivoja kuuman keskustan kontinuumisäteilyä vasten.

22 Kuumat ytimet (4) Puhdas CO-jää haihtuu n. 20 K lämpötilassa Kaikki jää haihtuu viimeistään n K lämpötilassa. Tällöin kaasuun vapautuu mm. metanolia (CH 3 OH), vettä (H 2 O) ja vetysulfidia (H 2 S) Kaasuun vapautuvat sublimaatit, kuten HCO, CH 3, OH, OCS, H 2 S,... reagoivat lämpimässä kaasussa muodostaen orgaanisia yhdisteitä. Todennäköisesti myös jään pinnalla tapuhtuvat liittymisreaktiot ovat tärkeitä. Tavallisten aineiden, kuten CO, SO, SO 2, HCN, NH 3,... lisäksi nähdään runsaana mm. seuraavia: H 2 CO, CH 3 OH, HCOOH, HCOOCH 3, CH 3 OCH 3, CH 2 CHCN Vielä lähempänä tähteä (T K) kaasutilan neutraalit reaktiot saavat aikaan runsaasti vettä, johon pääosa hapesta sitoutuu.

23 Orion KL (1) Herschel HIFI -spektri 1.1 THz tuntumassa

24 Orion KL (2) Muutamien molekyylien jakaumat, Plateau de Bure -interferometri

25 Pintareaktioita (1) Pölyhiukkasten jäävaipoille syntyy runsaasti tyydyttyneitä yhdisteitä vedyn liittyessä happeen hiileen tai typpeen: H 2 O, CH 4, NH 3, CH 3 OH, H 2 S Tyydyttyneet yhdisteet voivat hajota radikaaleiksi säteilyn vaikutuksesta (esim. kosmisten hiukkasten törmäyksissä syntyneet sekundaariset fotonit) Kaasufaasissa muodostunut CO jäätyy sellaisenaan pölyn pinnalle. Vedyn liittyessä tähän muodostuu formaldehydiä H 2 CO, mutta myös radikaaleja HCO ja CH 3 O: H(s) + CO(s) HCO(s) H(s) + H 2 CO(s) CH 3 O(s) Pölyjäässä havaitaan myös hiilidioksidia CO 2 suunnilleen yhtä paljon kuin CO:ta. CO/CO 2 -jää hallitsee luultavasti uloimpia jääkerroksia, H 2 O sisempiä.

26 Pintareaktioita (2) Tähden syttymisen jälkeen ydin alkaa lämmetä sisältä päin. Tämä vaikuttaa sekä kaasutilan että jään kemiaan. Vetyatomit ja hiilimonoksidi karkaavat nopeasti jäästä kun lämpötila nousee arvoon 20 K, formaldehydi T 40 K. Desorptio (haihtuminen) ja myös yhdisteiden diffuusio jään pinnalla riippuvat eksponentiaalisesti lämpötilasta Boltzmannin jakauman mukaisesti. Desorptioenergioita, E D (K), Garrodin ja Herbstin mukaan (2006) H 450 H OH 2850 H 2 O 5700 N CO 1150 CH HCO 1600 H 2 CO 2050 CH 3 O 5080 CH 3 OH 5530 HCOOH 5570 HCOOCH CH 3 OCH Diffuusiovalliksi voidaan olettaa esim. puolet desorptioenergiasta.

27 Pintareaktioita (3) Monikutkaisempia yhdisteitä voi syntyä sekä kaasufaasissa radikaalien haihtuessa tai pölyjäässä kun sen aineiden liikkuvuus paranee lämpötilan noustessa. Esim. muurahaishappo HCOOH: a) HCO + (g) + H 2O(g) HCOOH + 2 (g) + hν, HCOOH + 2 (g) + e HCOOH + H b) OH(g) + H 2CO(g) HCOOH(g) + H(g) c) HCO(s) + OH(s) HCOOH(s)) (pääosa muodostuu kaasussa) Suurilla molekyyleillä elektronirekombinaatio johtaa helposti molekyylin pilkkoutumiseen, joten pintareaktioiden osuus on luultavasti merkittävä Esim. dimetyylieetteri muodostuu enimmäkseen jäässä: CH 3(s) + CH 3O(s) CH 3OCH 3(s) ja evaporoituu

28 Metyyliformiaatti Metyyliformiaatti (muurahaishapon metyyliesteri), HCOOCH 3, on yleinen kuumissa ytimissä. Muodostuu sekä kaasussa että jäässä, esim. HCO(s) + CH 3 O(s) HCOOCH 3 (s) Kaksi isomeeriä: CH 3 COOH (etikkahappo), CH 2 OCHO (glykolialdehydi). Molemmat havaittu, mutta harvinaisempia kuin HCOOCH 3. metyyliformiaatti etikkahappo glykolialdehydi

29 Etikkahappo Ehdotettuja reaktioita: CO(s) + OH(s) COOH(s), CH 3 (s) + COOH(s) CH 3 COOH(s) CH 3 OH + 2 (g) + HCOOH CH 3COOH + 2 (g) + H 2O(g), CH 3 COOH + 2 (g) + e CH 3 COOH(g) + H Etikkahappo on rakenteeltaan samanlainen kuin yksinkertaisin aminohappo glysiini, NH 2 CH 2 COOH. Mahdollinen muodostumisreaktio jäässä: NH 2 (s) + CH 3 COOH(s) NH 2 CH 2 COOH(s) Glysiiniä ei ole varmuudella löydetty tähtienvälisestä aineesta.

30 Hot core-vaiheen aikakehitys Garrod & Herbst (2006)

31 Rikin kemia kuumissa ytimissä (1) Rikin (S) kemia kuumissa ytimissä alkaa H 2 S:n haihtumisella jäästä. H 2 S uskotaan syntyvän jäässä rikin hydrauksen seurauksena. Kaasufaasissa H 2 S vaatii korkean lämpötilan, ja sitä muodostuu ehkä šokeissa. Rikki voi vapautua vetysulfidista, kun tämä reagoi vetyatomien (H) tai hydroksyylirakikaalien (OH) kanssa, esim. H 2 S H HS H S

32 Rikin kemia kuumissa ytimissä (2) Rikkimonoksidi: SH + O SO + H tai S + OH SO + H tai S + O 2 SO + O Rikkidioksidi SO + OH SO 2 + H (jos OH:ta käytettävissä) Suurin osa rikistä päätyy SO 2 :ksi kuumissa ytimissä. Reaktioketjuun H 2 S SO SO 2 perustuen yritetään joskus määrittää kohteen ikää runsaussuhteiden [SO]/[H 2 S] ja [SO 2 ]/[SO] avulla. Muita yksinkertaisia rikkiyhdisteitä, joita tavataan kuumissa ytimissä: CS (hiilisulfidi), OCS (karbonyylisulfidi), H 2 CS (tioformaldehydi), S 2 (rikkidimeeri)