База данных применения химических эффектов
основана на ТРИЗ (теория решения изобретательских задач)

На главную страницу | О проекте | Контакты

Вы находитесь здесь: dace.ru / Новости химии / Водяной пар в атмосфере углеродной звезды образуется благодаря ультрафиолету

Архивы новостей:
2008 год: январь, февраль, март, апрель, май, июнь, июль, август, сентябрь, октябрь, ноябрь, декабрь
2009 год: январь, февраль, март, апрель, май, июнь, июль, август, сентябрь, октябрь, ноябрь, декабрь
2010 год: январь, февраль, март, апрель, май, июнь, июль, август, сентябрь, октябрь, ноябрь, декабрь
2011 год: январь, февраль, март, апрель, май, июнь, июль, август, сентябрь, октябрь, ноябрь, декабрь
2012 год: январь, февраль, март, апрель, май, июнь, июль, август, сентябрь, октябрь, ноябрь, декабрь
2013 год: январь, февраль, март, апрель, май, июнь, июль, август, сентябрь, октябрь, ноябрь, декабрь
2014 год: январь, февраль, март, апрель, май, июнь, июль, август, сентябрь, октябрь, ноябрь, декабрь
2015 год: январь, февраль, март, апрель, май, июнь, июль, август, сентябрь, октябрь, ноябрь, декабрь
2016 год: январь, февраль, март, апрель, май, июнь, июль, август, сентябрь, октябрь, ноябрь, декабрь
2017 год: январь, февраль, март, апрель, май, июнь, июль, август, сентябрь, октябрь, ноябрь, декабрь
2018 год: январь, февраль, март, апрель, май, июнь, июль, август, сентябрь, октябрь, ноябрь, декабрь

Водяной пар в атмосфере углеродной звезды образуется благодаря ультрафиолету

Международная команда исследователей предложила правдоподобное решение загадки, которая вот уже десятый год не дает покоя специалистам по космохимии и звездной эволюции. Это решение изложено в статье профессора Астрономического института при Лёвенском католическом университете Лин Деcин (Leen Decin) и ее коллег из Бельгии, Нидерландов, Канады, Британии, Испании, Франции, Австрии и Швеции. Статья опубликована в первом осеннем выпуске еженедельника Nature.

Углеродная звезда, о которой идет речь, — это красный гигант из созвездия Льва IRC+10216, известный также как CW Leo и RAFGL 1381. От Солнца он удален на довольно скромную дистанцию в 500 световых лет. Несмотря на исполинские размеры (его радиус более чем втрое превышает расстояние от Земли до Солнца), в оптическом диапазоне он светит очень тускло и потому виден только в большие телескопы. Это и естественно: эффективная температура его поверхности равна всего 2330 К, то есть лишь чуть больше 2000 градусов Цельсия (поверхность Солнца нагрета до 5500 градусов Цельсия). Тем не менее на земном небосводе он лидирует по яркости в том фрагменте средней зоны инфракрасного излучения, который охватывает волны с длинами порядка 10 микрометров. Причина этой аномалии давно установлена. IRC+10216 окружен плотной газопылевой оболочкой, которая почти полностью поглощает оптическую компоненту его света, но зато согревает межзвездное пространство своим тепловым излучением.

Начальная масса IRC+10216 пока что известна очень приблизительно — от полутора до четырех масс Солнца. Около миллиарда лет назад эта звезда исчерпала свое водородное топливо, покинула главную последовательность диаграммы Герцшпрунга–Расселла и превратилась в красного гиганта. Со временем в ее сжавшемся и оттого сильно нагревшемся гелиевом ядре начался синтез углерода и кислорода, который сейчас уже подошел к концу. В скором будущем ей предстоит сбросить свои внешние слои и дать начало ярко светящейся планетарной туманности, которая еще через несколько десятков тысяч лет остынет, погаснет и рассеется в пространстве. От звезды останется только кислородно-углеродное ядро, которое уже не сможет поддерживать реакции термоядерного синтеза более тяжелых элементов и будет светить лишь за счет накопленной тепловой энергии. Такие холодеющие остатки скончавшихся от старости не слишком массивных звезд называются белыми карликами.

IRC+10216 уже близка к своей финальной стадии, о чём свидетельствуют как высокая интенсивность выбросов ее вещества в окружающее пространство (звезда ежегодно теряет 4 × 1022 тонн, что соответствует двум тысячным долям процента массы Солнца), так и сильные пульсации ее поверхности. Именно это и позволяет утверждать, что IRC+10216 достигла заключительной стадии жизненного цикла звезд с массами от 0,6 до 8 (по другим данным, до 10) солнечных масс. На диаграмме Герцшпрунга–Расселла этому этапу соответствует участок, известный как асимптотическая ветвь гигантов, АВГ (Asymptotic Giant Branch, AGB).

Как уже было сказано, ядро IRC+10216 состоит из углерода и кислорода, однако в ее атмосфере эти элементы пребывают в сильном дисбалансе. Углерода там больше, поскольку он интенсивней выносится на поверхность конвективными процессами. Такие звезды астрономы называют углеродными (carbon stars). Они обладают уникальными спектральными характеристиками, благодаря которым и были открыты в 1860-х годах двумя основателями астрономической спектроскопии — итальянцем Анджело Пьетро Секки и англичанином Уильямом Хаггинсом.

Как известно, углерод с легкостью образует химические связи, поэтому не приходится удивляться, что в атмосфере IRC+10216 открыто более 70 соединений этого элемента. С другой стороны, еще не так давно астрономы были уверены, что молекул воды в заметной концентрации там быть не должно. Для воды нужен кислород, который, как считалось, присутствует там в основном в связанном состоянии в составе молекул монооксида углерода CO (они обладают большой энергией связи, равной 11 эВ, а потому очень устойчивы). Поэтому астрономы полагали, что для других оксидов, в том числе и воды, у этого светила кислорода практически не остается. Тем большей сенсацией, проникшей даже в мировые СМИ, стало опубликованное 12 июля 2001 года сообщение об открытии в окрестности IRC+10216 молекул водяного пара, общая масса которых, по тогдашней предварительной оценке, приближалась к четырем земным массам.

Авторы этой работы Гэри Мелник (Gary J. Melnick) и его коллеги дали эффектное объяснение своему результату, которое они даже сочли единственно возможным. Они предположили, что звезда окружена массивной оболочкой из ледяных тел, похожей на расположенный за орбитой Плутона пояс Койпера. Эти тела постоянно проникают в верхние слои звезды IRC+10216 и там испаряются, оставляя за собой водяной пар (теоретически такая возможность была рассмотрена в статье астрономов из Колорадского университета, опубликованной еще в мае 1990 года).

Стоит подчеркнуть, что это была типичная гипотеза ad hoc («к случаю»), поскольку никаких наблюдательных данных о наличии такого пояса (или, другой возможный вариант, аналога околосолнечного кометного облака Оорта) не имелось. Однако эту гипотезу подкрепляло то обстоятельство, что наличие молекул H2O было выявлено благодаря наблюдению одной единственной спектральной линии, соответствующей переходу между двумя низкоэнергетическими электронными уровнями этих молекул, которые хорошо заполнены при низких температурах. Это и дало основание считать, что в атмосфере IRC+10216 имеются только холодные водяные пары, которые и в самом деле могли бы возникнуть при испарении кометного льда.

И вот только что по этой модели нанесен могучий удар, от которого она, пожалуй, уже и не оправится. В качестве оружия Лин Десин и ее коллеги использовали суперсовременную аппаратуру новой европейской космической обсерватории «Гершель», запущенной 14 мая 2009 года. Эти приборы позволили обнаружить десятки спектральных линий молекул водяного пара. Более того, многие из этих линий оказались подписью излучения, рождающегося при переходе между сильно возбужденными состояниями этих молекул. Если — что вполне естественно предположить — это возбуждение имеет тепловую природу (иначе говоря, вызвано нагревом), то температура водяного пара в атмосфере звезды IRC+10216 доходит до 1000 К. Такой пар может находиться только в глубинах звездной атмосферы, куда практически невозможно проникнуть кометам. Лин Десин и ее соавторы полагают, что гипотезу исключительно внешнего происхождения водной компоненты звездного окружения теперь придется оставить.

А что взамен? Присутствие горячего водяного пара, в принципе, можно приписать химическим реакциям, инициированным ударными волнами, которые возникают при пульсациях звездной оболочки. Однако такое объяснение не слишком убедительно, поскольку интенсивность спектральных линий в этом случае должна быть куда ниже наблюдаемой.

Авторы статьи предлагают совсем другую интерпретацию. По их мнению, кислородное сырье для возникновения молекул воды поставляет диссоциация квантами ультрафиолетового излучения некоторых оксидов — в основном, монооксида тяжелого изотопа углерода 13CO и монооксида кремния SiO (монооксид основного изотопа углерода с атомным весом 12 фотодиссоциации поддается плохо). Освободившиеся атомы кислорода вступают в реакции O + H2 → OH + H и OH + H2 → H2O + H, которые и приводят к рождению молекул воды. Такие реакции идут с ощутимой скоростью лишь при температурах много выше 300 К, то есть только в глубинных слоях звездной атмосферы. Выполненные расчеты указывают на то, что подобные процессы объясняют наблюдаемую интенсивность спектральных линий горячего водяного пара.

Но откуда же берется сам ультрафиолет? По мнению Лин Десин и ее коллег, его поставляет межзвездное пространство, где эти кванты отнюдь не редкость. Однако здесь есть один важный нюанс. Звездная атмосфера, вообще-то, обязана сильно поглощать ультрафиолетовое излучение, не допуская его в свои внутренние зоны. Ученые обходят эту трудность, предполагая, что сама атмосфера сильно неоднородна, «комковата», что в ней регулярно возникают (скорее всего, благодаря всё тем же пульсациям) области с пониженной плотностью, более или менее открытые для ультрафиолета. Их вычисления показывают, что горячего пара в атмосфере звезды не так уж и много — порядка десятых долей процента земной массы.

В заключение Лин Десин и ее соавторы подчеркивают, что их результаты (как наблюдательные, так и теоретические) заставляют пересмотреть многие положения того раздела космической химии, который имеет дело с молекулярными превращениями внутри звездных атмосфер. В частности, вновь стало ясно, что здесь часто работает только химия сильно неравновесных процессов, многие детали которой пока не вполне известны.

Источник: L. Decin et al. Warm water vapour in the sooty outflow from a luminous carbon star // Nature. 2 September 2010. V. 467. P. 64–67.

Источник: http://elementy.ru
09.09.2010 15:33




dace.ru © 2005-2018 гг.