Sterrekunde

Hoeveel van 'n molekulêre wolk kan as 'sterstuff' beland?

Hoeveel van 'n molekulêre wolk kan as 'sterstuff' beland?


We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

Sterre vorm binne molekulêre wolke. Hierdie wolke kan tot 6 miljoen sonmassas wees. As die wolk in sterre ineenstort, is dit moontlik om 'n rowwe figuur te ken vir hoeveel van hierdie materiaal eintlik in sterre verander? 1%? 99%?

Is groter wolke geneig om massa-doeltreffender in stervorming te wees as kleiner?


Daar word na hierdie hoeveelheid verwys as ster vorming doeltreffendheid (SFE) deur sterrekundiges wat stervorming en sterrestelsel evolusie bestudeer. Skattings kan wissel, maar is gewoonlik 'n paar persent. In Afd. 4.1 van hierdie vraestel Inoue et al. hersien sommige beramings uit die literatuur. Hierdie getalle is vir die sentrale streke van spiraalvormige sterrestelsels, en die tempo kan laer wees in die buitenste streke waar die digtheid laer is.

Let daarop dat die res van die gasmassa in die interstellêre medium versprei sal word en dat dit uiteindelik weer in 'n ander wolk sal kom om sterre te vorm - ster vorming is aan die gang in spiraalstelsels.

Let daarop dat SFE dikwels uitgedruk word as stervormingstempo (sonmassas per jaar omgesit in sterre) gedeel deur die totale gasmassa. Dit het eenhede van (massa / jr) / massa, wat verminder tot eenhede van 1 / jr. U kan daaraan dink as die fraksie gas wat in sterre vorm per jaar, of alternatief, die omgekeerde van die getal gee u 'n tydskaal in jare om die gas heeltemal uit te put.


Groot sterrestelsels strooi molekulêre gas uit hul satelliete

'N Navorsingspan onder leiding van die International Center for Radio Astronomy Research (ICRAR) sterrekundiges het die molekulêre gasinhoud van nabygeleë massiewe sterrestelsels in 'n kosmologiese simulasie bestudeer en gefokus op hoe dit afhang van die sterrestelselomgewing.

Die indruk van 'n kunstenaar wat die toenemende effek van die stroping van ramdruk toon om gas uit die spiraalstelsel NGC 4921 en sy satellietstelsels te verwyder. Beeldkrediet: ICRAR / NASA / ESA / Hubble Heritage Team / STScI / AURA.

"Ons studie lewer nuwe stelselmatige bewyse dat klein sterrestelsels oral van hul molekulêre gas verloor as hulle naby 'n groter sterrestelsel en sy omliggende warm gashaloë kom," het dr. Adam Stevens, 'n astrofisikus van ICRAR en die ARC Centre of Excellence in Alle lugastrofisika in drie dimensies (ASTRO 3D).

'Gas is die lewensaar van 'n sterrestelsel. Gaan voort om gas aan te skaf, is hoe sterrestelsels groei en sterre vorm. Daarsonder stagneer sterrestelsels. ”

'Ons weet al lank dat groot sterrestelsels atoomgas uit die buitewyke van klein sterrestelsels verwyder. Maar tot nou toe is dit nog nie in dieselfde detail met molekulêre gas getoets nie. '

'Sterrestelsels leef gewoonlik nie in isolasie nie. Wanneer 'n sterrestelsel deur die warm intergalaktiese medium of sterrestelselhalo beweeg, word van die koue gas in die sterrestelsel weggestroop. Hierdie vinnigwerkende proses staan ​​bekend as stropdrukstamp, 'het dr. Barbara Catinella, ook van ICRAR, gesê.

Met behulp van die TNG100 kosmologiese, hidrodinamiese simulasie het die sterrekundiges direkte voorspellings gemaak vir die hoeveelheid atoom- en molekulêre gas wat opgemerk moet word deur spesifieke opnames oor die Arecibo-teleskoop in Puerto Rico en die IRAM 30-m-teleskoop in Spanje.

Daarna neem hulle die werklike waarnemings vanaf die teleskope en vergelyk dit met hul oorspronklike voorspellings. Die twee was opvallend naby.

"Die IRAM 30 m-teleskoop het die molekulêre gas in meer as 500 sterrestelsels waargeneem," het dr. Catinella gesê.

'Dit is die diepste waarnemings en grootste monster atoom- en molekulêre gas in die plaaslike Heelal. Daarom was dit die beste voorbeeld om hierdie ontleding te doen. '

Die bevinding sluit aan by vorige bewyse wat daarop dui dat satellietstelsels laer stervormingskoerse het.

"Gestroopte gas gaan aanvanklik die ruimte rondom die groter sterrestelsel in," het dr. Stevens gesê.

'Dit kan uiteindelik op die groter sterrestelsel neerreën, of dalk net in sy omgewing bly.'

"Maar in die meeste gevalle is die klein sterrestelsel in elk geval gedoem om saam te smelt met die groter."

'Dikwels oorleef hulle net een tot twee miljard jaar en dan sal hulle uiteindelik saamsmelt met die sentrale een. Dit beïnvloed dus hoeveel gas hulle het teen die tyd dat hulle saamsmelt, wat dan ook die evolusie van die groot stelsel sal beïnvloed. '

"Sodra sterrestelsels groot genoeg is, begin hulle daarop vertrou om meer materie uit die kannibalisme van kleiner sterrestelsels te kry."

Die studie is gepubliseer in die Maandelikse kennisgewings van die Royal Astronomical Society.


Uitheemse molekules van die kosmos & # 8211 & # 8220 Nog nooit in die ruimte gesien nie & # 8221

& # 8220Die ongelooflike ding van hierdie waarnemings, van hierdie ontdekking en van hierdie molekules, is dat niemand goed genoeg gekyk het of hard genoeg gelyk het nie, & # 8221 het Michael McCarthy, 'n astrochemikus en waarnemende adjunkdirekteur van die Harvard Sentrum vir Astrofisika (CfA) gesê. ) oor die ontdekking van 'n enorme, voorheen onbekende reservoir van nuwe molekules in 'n koue, donker molekulêre wolk in die interstellêre medium vir die eerste keer, & # 8220Dit laat u wonder wat anders daar is wat ons net nie gesoek het nie. & # 8221

& # 8220Biologies relevant & # 8221

& # 8220Hierdie molekules verteenwoordig 'n groot reservoir van elementêre koolstof. Baie van die molekules wat ons beskou as moontlik biologies relevant en dinge soos glikolaldehied en formamied, het koolstof as die grondslag van hul strukture, skryf Brett McGuire, assistent-professor in chemie aan die Massachusetts Institute of Technology. , en die projekondersoeker vir GOTHAM, met behulp van Green Bank Telescope (GBT) -data, in 'n e-pos aan The Daily Galaxy. & # 8220

& # 8220Daarom is dit belangrik vir ons om te kan vra: is die PAH's (polisikliese aromatiese koolwaterstof) 'n koolstofbak of 'n moontlike bron van reaktiewe koolstof? & # 8221 het McGuire bygevoeg. & # 8220 Dit wil sê: bou ons PAH's en verwyder ons koolstof geleidelik uit die chemiese reaksienetwerke wat kleiner prebiotiese molekules bou, of reageer dit en word dit afgebreek en dien dit as 'n voedingsmiddel vir reaksies wat prebiotiese molekules oplewer? Dit is iets wat ons nou in meer detail kan begin ondersoek, noudat ons die vermoë het om individuele PAH-molekules en hul reaksies op te spoor en te bestudeer. & # 8221

& # 8220Dit gaan daaroor dat u hierdie koolstofreservoir kan opspoor. Hoeveel van hierdie PAH's oorleef die vorming van 'n ster? Word hulle opgeneem in klein rotsagtige / ysige liggame soos komete en meteoriete om reaktiewe organiese koolstof op die oppervlaktes van planete te laat reën? & # 8221 vervolg McGuire in sy e-pos & # 8221 Word hulle afgebreek deur die straling van die nuwe ster en ry verdere koolstofchemie in hierdie fase van ster- / planeetvorming? Dit is moeiliker vrae om te beantwoord & # 8211, want dit sal aansienlik moeiliker wees om hierdie molekules waar te neem in bronne waar sterre gebore word. Maar as ons vroeg in die proses modelle kan bou wat gebaseer is op ons waarnemings van hierdie spesies, kan ons voorspellings maak oor hoe hul chemie saam met die veranderende fisiese toestande van die vormende planetêre stelsel sal ontwikkel, selfs al kan ons die evolusie nie direk waarneem nie. & # 8221

200 soorte molekules wat in die ruimte dryf en tot nou toe

Die verbindings wat natuurlik op die aarde voorkom, soos water (H2O) en koolstofdioksied (CO2) - wat die groot verskeidenheid materiale op hierdie planeet uitmaak - is net 'n fraksie van die wat tot dusver in die kosmos ontdek is. Wetenskaplikes het gevind dat ongeveer 200 soorte molekules in die ruimte dryf. In 2015 het sterrekundiges wat die spektroskopiese data bestudeer en die lig opgedeel in hul samestellende golflengtes, op die skerm van Hubble se ikoniese Horsehead Nebula getoon, die chemiese samestelling van die newel aan die lig gebring wat op 'n hartsmonitor soos blips gelyk het, met elke wikkel wat daarop dui dat die een of ander molekule lig van 'n bepaalde golflengte uitgestraal het. Wat die navorsers sien vertoon, was 'n raaisel - verskeie klein onbekende lyne van 'n molekuul wat vir die wetenskap onbekend was.

Elke molekule het sy eie unieke wikkelings gebaseer op die oriëntasie van sy protone, neutrone en elektrone. Clara Moskowitz vir Scientific American in The Hunt for Alien Molecules, berig Clara Moskowitz, is meestal toe te skryf aan algemene chemikalieë soos koolstofmonoksied, formaldehied en neutrale koolstof. Maar een plek in die Horsehead het 'n paar klein onbekende lyne wat gereeld in mekaar geskei is, en 'n enigma.

The Horsehead Nebula, & # 8221 skryf Moskowitz, & # 8220 is geen afwyking nie. Byna oral in die heelal kyk sterrekundiges - as hulle nou genoeg kyk - sien hulle ongeïdentifiseerde spektrumlyne. Die verbindings waarmee ons mense vertroud is, die spesies wat verantwoordelik is vir die groot verskeidenheid materiale op hierdie planeet, is net 'n fraksie van die natuur.

Antwoorde op 'n drie-dekades-oue wetenskaplike raaisel

Die nuwe ontdekkings wat deur die Harvard CfA aangekondig is, wat gemaak is deur die opsporing van individuele polisikliese aromatiese koolwaterstofmolekules, begin 'n drie-dekades oue wetenskaplike raaisel beantwoord: hoe en waar word hierdie molekules in die ruimte gevorm?

& # 8220Ons het nog altyd gedink dat polisikliese aromatiese koolwaterstowwe hoofsaaklik in die atmosfeer van sterwende sterre gevorm word, & # 8221 het McGuire gesê. & # 8220In hierdie studie het ons hulle in koue, donker wolke gevind waar sterre nog nie eers begin vorm het nie. & # 8221

Aromatiese molekules, en PAH's en kortafskrif vir polisikliese aromatiese koolwaterstowwe, is goed bekend onder wetenskaplikes. Aromatiese molekules bestaan ​​in die chemiese samestelling van mense en ander diere, en word in voedsel en medisyne aangetref. PAH's is ook besoedelstowwe wat gevorm word deur die verbranding van baie fossielbrandstowwe en is selfs een van die karsinogene stowwe wat gevorm word wanneer groente en vleis by hoë temperature verkool word.

PAH's word beskou as voorlopers vir die vorming van molekulêre wolke - die sogenaamde "molekulêre fabrieke" van meer komplekse organiese molekules wat die voorgangers tot die lewe soos ons dit ken, kan insluit. Dit kan nuwe modelle oopmaak vir hoe koolstofbevattende materiaal in diep ruimte en in die ryk atmosfeer van planete en hul mane in ons sonnestelsel ontwikkel en ontstaan.

Daar word vermoed dat polisikliese aromatiese koolwaterstowwe soveel as 25 persent van die koolstof in die heelal bevat, & # 8221 het McGuire, wat ook 'n navorsingsgenoot by die Sentrum vir Astrofisika is, gesê. & # 8220Nu het ons vir die eerste keer 'n direkte venster in hul chemie wat ons in detail sal kan bestudeer hoe hierdie massiewe koolstofreservoir reageer en ontwikkel deur die vorming van sterre en planete. & # 8221

& # 8220Wat hulle gevind het, was verstommend & # 8221 & # 8211 Inkom op The Taurus Molecular Cloud

Wetenskaplikes vermoed die aanwesigheid van PAH's in die ruimte sedert die 1980's, maar die nuwe navorsing, wat in nege artikels wat die afgelope sewe maande gepubliseer is, is die eerste definitiewe bewys van hul bestaan ​​in molekulêre wolke. Om die ontwykende molekules op te spoor, het die span die radioaktiwiteit GBT van 100 m op die Taurus Molecular Cloud, of TMC-1 & # 8211, 'n groot, voor-sterre stof- en gaswolk gevestig, ongeveer 450 ligjaar van die aarde af wat eendag in duie sal stort. op sigself om sterre te vorm en wat hulle gevind het, was verstommend: nie net was die aanvaarde wetenskaplike modelle verkeerd nie, maar daar was ook baie meer aan die gang in TMC-1 as wat die span kon dink.

Hierdie donker wolke is die eerste geboorteplek van sterre en planete. Daar sal dus ook aan hierdie voorheen onsigbare aromatiese molekules gedink moet word by elke latere stap op pad na die skepping van sterre, planete en sonnestelsels soos ons eie.

& # 8220Van dekades van vorige modellering het ons geglo dat ons die chemie van molekulêre wolke redelik goed verstaan, & # 8221 het McCarthy gesê, wie se navorsingsgroep by die CfA die presiese laboratoriummetings gemaak het wat baie van hierdie astronomiese opsporings moontlik gemaak het met selfvertroue gevestig. & # 8220 Wat hierdie nuwe astronomiese waarnemings toon, is dat hierdie molekules nie net in molekulêre wolke voorkom nie, maar in hoeveelhede wat groter is as wat standaardmodelle voorspel. & # 8221

Radiosterrekunde openbaar individuele molekules

& # 8220 Die afgelope dertig jaar of so, & rdquo; het McGuire gesê, oor vorige studies is slegs aan die lig gebring dat daar PAH-molekules daar is, maar nie watter spesifieke nie; wetenskaplikes het die grootste handtekening van hierdie molekules in ons sterrestelsel waargeneem. en ander sterrestelsels in die infrarooi, maar ons kon nie sien watter individuele molekules die massa uitmaak nie. Met die toevoeging van radio-sterrekunde, sien ons individuele molekules in plaas daarvan om hierdie groot massa te sien wat ons nie kan onderskei nie. & # 8221

Tot hul verbasing ontdek die span nie net een nuwe molekule wat in TMC-1 wegkruip nie. Die span het in verskeie artikels gedetailleerd waargeneem 1-cyanonaftaleen, 1-cyano-cyclopentadiene, HC11N, 2-cyanonaphthaleen, vinylcyanoacetyleen, 2-cyano-cyclopentadiene, benzonitrile, trans- (E) -cyanovinylacetylene, HC4NC, en propargylcyanide, onder andere.

Ontdek 'n reuse-pakhuis van molekules en chemie

Dit is soos om in 'n boetiekwinkel in te gaan en net op die voorkant te kyk sonder om ooit te weet daar is 'n agterkamer. Ons het al 50 jaar of so klein molekules versamel en nou het ons ontdek dat daar 'n agterdeur is. Toe ons die deur oopmaak en binnekyk, vind ons hierdie reuse-pakhuis met molekules en chemie wat ons nie verwag het nie, & # 8221 het McGuire gesê. & # 8220Daar het dit heeltyd geloer net verder as waarheen ons voorheen gekyk het.

McGuire en ander wetenskaplikes by die GOTHAM-projek jag & # 8220 vir molekules in TMC-1 vir meer as twee jaar, na McGuire se eerste opsporing van benzonitril in 2018. Die resultate van die nuutste waarnemings van die projek kan gevolge hê vir jare in astrofisika.

Anders as enigiets wat ons voorheen kon opspoor

& # 8220Ons het afgekom op 'n hele nuwe stel molekules, anders as enigiets wat ons voorheen kon opspoor, en dit gaan ons begrip van hoe hierdie molekules met mekaar werk, heeltemal verander. Dit het stroomafwaartse gevolge, "het McGuire gesê, en bygevoeg dat hierdie molekules uiteindelik groot genoeg word sodat hulle in die sade van interstellêre stof kan saamtrek. & # 8220Wanneer hierdie molekules groot genoeg word dat dit die sade van interstellêre stof is, het dit die moontlikheid om die samestelling van asteroïdes, komete en planete te beïnvloed, die oppervlaktes waarop ys vorm, en miskien selfs die plekke waar planete vorm binne sterstelsels. & # 8221

Die ontdekking van nuwe molekules in TMC-1 het ook implikasies vir astrochemie, en hoewel die span nog nie al die antwoorde het nie, sal die gevolge hier ook dekades duur.

& # 8220Ons het gegaan van eendimensionele koolstofchemie, wat baie maklik is om op te spoor, na werklike organiese chemie in die ruimte in die sin dat die nuut ontdekte molekules dié is wat 'n chemikus ken en herken en op aarde kan produseer, & # 8221 het McCarthy gesê. & # 8220En dit is net die punt van die ysberg. Of hierdie organiese molekules daarheen gesintetiseer of daarheen vervoer word, dit bestaan, en die kennis alleen is 'n fundamentele vooruitgang in die veld. & # 8221

Voor die bekendstelling van GOTHAM in 2018 het wetenskaplikes ongeveer 200 individuele molekules in die Melkweg en sy interstellêre medium gekatalogiseer. Hierdie nuwe ontdekkings het die span aangespoor om te wonder, en met reg, wat & # 8217 is daar buite.

Hierdie nuwe aromatiese chemie wat wetenskaplikes vind, is nie geïsoleer aan TMC-1 nie. 'N Begeleieropname aan GOTHAM, bekend as ARKHAM & # 8211A Rigorous K / Ka-Band Survey Hunting for Aromatic Molecules, en het onlangs benzonitril in verskeie bykomende voorwerpe gevind.

Die beperking van die chemie in die ruimte plaas

& # 8220Ongelooflik genoeg het ons benzonitril gevind in elke enkele van die eerste vier voorwerpe wat deur ARKHAM waargeneem is, & # 8221 het Andrew Burkhardt, 'n subdoktorale genoot by die CfA en 'n mede-hoof ondersoeker vir GOTHAM, gesê. & # 8220Dit is belangrik, want hoewel GOTHAM die limiet van die chemie wat ons in die ruimte dink moontlik is, verskuif, dui hierdie ontdekkings daarop dat die dinge wat ons in TMC-1 leer oor aromatiese molekules breedweg op donker wolke oral toegepas kan word.

The Daily Galaxy met Avi Shporer, navorsingswetenskaplike, MIT Kavli Institute for Astrophysics and Space Research, via CfA. Avi was voorheen 'n NASA Sagan-genoot by die Jet Propulsion Laboratory (JPL)


Hoe wolkchemie verskil van aardchemie

'N Groot verskil is dat waterstof as vrye atome bestaan, terwyl daar op die aarde slegs waterstofmolekules bestaan. Met die wolk se lae digtheid en botsingsnelheid tussen atome reageer die waterstofatome baie stadiger. Ook breek ultravioletfotone die waterstofmolekules op.

Enkele waterstofatome is nie die enigste ding wat in die ruimte bestaan ​​nie, maar nie op die aarde nie. 'N Ander groot groep is die radikale, soos CH +, CN +, OH ─, C2H + en HCO +. Radikale is gelaaide molekules. Hulle vorm deur 'n foton wat 'n elektron vry klop of deur die foton wat 'n atoom vry klop. Aangesien hul lading van 'n hangende chemiese binding afkomstig is, is hulle baie reaktief en gryp die eerste atoom wat beskikbaar is. Net soos vrye waterstofatome, is daar radikale in die wolk vanweë die lae botsingskoerse.


Die geboorte van 'n ster

Alhoewel streke soos Orion ons leidrade gee oor hoe die vorming van sterre begin, is die daaropvolgende stadiums steeds in geheimsinnigheid (en baie stof) gehul. Daar is 'n enorme verskil tussen die digtheid van 'n molekulêre wolkkern en die digtheid van die jongste sterre wat opgespoor kan word. Direkte waarnemings van hierdie ineenstorting tot hoër digtheid is om twee redes byna onmoontlik. Eerstens kan die stofomhulde binnekant van molekulêre wolke waar stergeboortes plaasvind nie met sigbare lig waargeneem word nie. Tweedens is die tydskaal vir die aanvanklike ineenstorting — duisende jare — astronomies gesproke baie kort. Aangesien elke ster in hierdie stadium so 'n klein fraksie van sy lewe spandeer, gaan relatief min sterre op 'n gegewe tydstip deur die ineenstortingsproses. Nietemin, deur middel van 'n kombinasie van teoretiese berekeninge en die beperkte beskikbare waarnemings, het sterrekundiges 'n prentjie saamgevat van die vroegste stadiums van sterre-evolusie.

Die eerste stap in die proses om sterre te skep, is die vorming van digte kerne binne 'n klomp gas en stof, soos getoon in Figuur 7 (a). Daar word algemeen gedink dat al die materiaal vir die ster afkomstig is van die kern, die groter struktuur rondom die vormende ster. Uiteindelik word die swaartekrag van die gas wat stort, sterk genoeg om die druk wat deur die koue materiaal wat die digte kern vorm, uit te oefen. Die materiaal ondergaan dan 'n vinnige ineenstorting en die digtheid van die kern neem baie toe as gevolg daarvan. Gedurende die tyd wat 'n digte kern saamtrek om 'n ware ster te word, maar voordat die samesmelting van protone om helium te produseer begin, noem ons die voorwerp 'n protostêr.

Figuur 7. (a) Digte kerne vorm binne 'n molekulêre wolk. (b) 'n Protostêr met 'n omringende materiaalskyf vorm in die middel van 'n digte kern wat addisionele materiaal ophoop uit die molekulêre wolk deur gravitasie-aantrekking. (c) 'n Sterwind breek uit, maar word deur die skyf beperk om langs die twee pole van die ster uit te vloei. (d) Uiteindelik vee hierdie wind die wolkmateriaal weg en stop die ophoping van addisionele materiaal, en 'n nuutgevormde ster, omring deur 'n skyf, word waarneembaar. Hierdie sketse word nie op dieselfde skaal geteken nie. Die deursnee van 'n tipiese koevert wat gas aan die nuut-vormende ster lewer, is ongeveer 5000 AE. Die tipiese deursnee van die skyf is ongeveer 100 AE of effens groter as die deursnee van die baan van Pluto.

Die natuurlike onstuimigheid in 'n pols gee gewoonlik aan enige gedeelte daarvan 'n aanvanklike draai-beweging (al is dit baie stadig). As gevolg hiervan word verwag dat elke ineenstortende kern sal draai. Volgens die wet van die behoud van hoekmomentum (bespreek in die hoofstuk oor wentelbane en swaartekrag), draai 'n draaiende liggaam vinniger namate dit in grootte afneem. Met ander woorde, as die voorwerp sy materiaal om 'n kleiner sirkel kan draai, kan dit daardie materiaal vinniger beweeg - soos 'n skaatser wat vinniger draai as sy haar arms styf na haar liggaam toe bring. Dit is presies wat gebeur wanneer 'n kern saamtrek om 'n protostêr te vorm: namate dit krimp, verhoog die snelheid daarvan.

Maar alle rigtings op 'n draaiende sfeer is nie gelyk nie. Terwyl die protostaar draai, is dit baie makliker vir materiaal om regs op die pole te val (wat die stadigste draai) as op die ewenaar (waar materiaal die vinnigste rondbeweeg). Daarom word gas en stof wat in die rigting van die protostaar se ewenaar val, "teruggehou" deur die rotasie en vorm 'n wervelende verlengde skyf om die ewenaar soos getoon in Figuur 7 (b). Miskien het u dieselfde "ewenaar-effek" waargeneem op die pretparkrit waarin u met u rug na 'n silinder staan ​​wat vinniger en vinniger gespin word. As u baie vinnig draai, word u so sterk teen die muur gedruk dat u onmoontlik na die middel van die silinder kan val. Gas kan egter maklik vanaf die rigting van die ster se ewenaar op die protostar val.

Die protostêr en skyf is in hierdie stadium ingebed in 'n omhulsel van stof en gas waaruit materiaal nog op die protostar val. Hierdie stowwerige koevert blokkeer sigbare lig, maar infrarooi straling kan deurkom. As gevolg hiervan, in hierdie fase van sy evolusie, stuur die protostar self infrarooi straling uit en is dit dus slegs waarneembaar in die infrarooi streek van die spektrum. Sodra byna al die beskikbare materiaal versamel is en die sentrale protoster amper sy finale massa bereik het, kry dit 'n spesiale naam: dit word 'n T Tauri ster, vernoem na een van die best bestudeerde en helderste lede van hierdie klas sterre, wat in die sterrebeeld Taurus ontdek is. (Sterrekundiges is geneig om soorte sterre te noem na die eerste voorbeeld wat hulle ontdek of begryp. Dit is nie 'n elegante stelsel nie, maar dit werk.) Slegs sterre met massas kleiner as of soortgelyk aan die massa van die Son word T Tauri-ster s. Massiewe sterre gaan nie deur hierdie stadium nie, alhoewel dit lyk asof hulle die formasiescenario soos geïllustreer in Figuur 7 volg.


GOTHAM Ondersoekers ontdek pakhuis vol komplekse molekules wat nog nooit in die ruimte gesien is nie

In 'n reeks van nege artikels het wetenskaplikes van die GOTHAM - Green Bank Telescope Observations of TMC-1: Hunting Aromatic Molecules - projek die opsporing van meer as 'n dosyn polisikliese aromatiese koolwaterstowwe in die Taurus Molecular Cloud, oftewel TMC-1, beskryf. Hierdie komplekse molekules, wat nog nooit in die interstellêre medium bespeur is nie, laat wetenskaplikes toe om die vorming van sterre, planete en ander liggame in die ruimte beter te verstaan. In hierdie opvatting van kunstenaars sluit sommige van die opgemerkte molekules, van links na regs, in: 1-sionanonftaleen, 1-cyano-siklopentadieen, HC11N, 2-cyanonaftaleen, vinielcyano-asetileen, 2-cyano-siklopentadieen, benzonitriel, trans- (E) -cyanovinylacetylene, HC4NC, en propargylcyanide, onder andere. Krediet: M. Weiss / Sentrum vir Astrofisika | Harvard & amp Smithsonian

Radiowaarnemings van 'n koue, digte wolk van molekulêre gas openbaar meer as 'n dosyn onverwagte molekules.

Wetenskaplikes het 'n ontsaglike, voorheen onbekende reservoir van nuwe aromatiese materiaal in 'n koue, donker molekulêre wolk ontdek deur vir die eerste keer individuele polisikliese aromatiese koolwaterstofmolekules in die interstellêre medium op te spoor, en sodoende 'n drie-dekades-oue begin beantwoord. wetenskaplike misterie: hoe en waar word hierdie molekules in die ruimte gevorm?

& # 8220 Ons het nog altyd gedink dat polisikliese aromatiese koolwaterstowwe hoofsaaklik in die atmosfeer van sterwende sterre gevorm word, & # 8221 het Brett McGuire, assistent-professor in chemie aan die Massachusetts Institute of Technology, en die projekhoofondersoeker vir GOTHAM, of Green Bank Telescope () gesê. GBT) Waarnemings van TMC-1: jag van aromatiese molekules. & # 8220In hierdie studie het ons hulle in koue, donker wolke aangetref waar sterre nog nie eers begin vorm het nie. & # 8221

Aromatiese molekules en PAH's - kortafskrif vir polisikliese aromatiese koolwaterstowwe - is wetenskaplikes bekend. Aromatiese molekules bestaan ​​in die chemiese samestelling van mense en ander diere en word in voedsel en medisyne aangetref. PAH's is ook besoedelende stowwe wat gevorm word deur die verbranding van baie fossielbrandstowwe en is ook een van die karsinogene stowwe wat gevorm word wanneer groente en vleis by hoë temperature verkool word. Daar word vermoed dat polisikliese aromatiese koolwaterstowwe soveel as 25 persent van die koolstof in die heelal bevat, & # 8221 het McGuire, wat ook 'n navorsingsgenoot by die Sentrum vir Astrofisika is, gesê. Harvard & amp Smithsonian (CfA). & # 8220Nu het ons vir die eerste keer 'n direkte venster in hul chemie wat ons in detail sal kan bestudeer hoe hierdie massiewe koolstofreservoir reageer en ontwikkel deur die vorming van sterre en planete. & # 8221

Green Bank Telescope in Wes-Virginia, VSA. Krediet: GBO / AUI / NSF

Wetenskaplikes vermoed die aanwesigheid van PAH's in die ruimte sedert die 1980's, maar die nuwe navorsing, wat in nege artikels wat die afgelope sewe maande gepubliseer is, is die eerste definitiewe bewys van hul bestaan ​​in molekulêre wolke. Om die ontwykende molekules op te spoor, het die span die 100 meter radiostronomie GBT op die Taurus Molecular Cloud, oftewel TMC-1, gefokus - 'n groot, voor-sterre wolk van stof en gas wat ongeveer 450 ligjaar van die aarde af geleë is, wat eendag in duie sal stort. op sigself om sterre te vorm - en wat hulle gevind het, was verstommend: nie net was die aanvaarde wetenskaplike modelle verkeerd nie, maar daar was ook baie meer aan die gang in TMC-1 as wat die span kon dink.

& # 8220Van dekades van vorige modellering het ons geglo dat ons die chemie van molekulêre wolke redelik goed verstaan, & # 8221 het Michael McCarthy, 'n astrochemikus en waarnemende adjunkdirekteur van CfA gesê, wie se navorsingsgroep die presiese laboratoriummetings gemaak het wat dit moontlik gemaak het baie van hierdie astronomiese ontdekkings moet met vertroue vasgestel word. & # 8220 Wat hierdie nuwe astronomiese waarnemings toon, is dat hierdie molekules nie net in molekulêre wolke voorkom nie, maar ook in hoeveelhede wat groter is as wat standaardmodelle voorspel. & # 8221

McGuire het bygevoeg dat vorige studies slegs aan die lig gebring het dat daar PAH-molekules is, maar nie watter spesifieke nie. & # 8220Die afgelope 30 jaar of so het wetenskaplikes die grootste handtekening van hierdie molekules in ons sterrestelsel en ander sterrestelsels in die infrarooi waargeneem, maar ons kon nie sien watter individuele molekules die massa uitmaak nie. Met die toevoeging van radio-sterrekunde, sien ons individuele molekules in plaas daarvan om hierdie groot massa te sien wat ons nie kan onderskei nie. & # 8221

Tot hul verbasing ontdek die span nie net een nuwe molekule wat in TMC-1 wegkruip nie. Die span het in verskeie artikels gedetailleerd waargeneem 1-cyanonaftaleen, 1-cyano-cyclopentadiene, HC11N, 2-cyanonaphthaleen, vinylcyanoacetyleen, 2-cyano-cyclopentadiene, benzonitrile, trans- (E) -cyanovinylacetylene, HC4NC, en propargylcyanide, onder andere. & # 8220Dit is soos om in 'n boetiekwinkel in te gaan en net deur die inventaris op die voorkant te blaai sonder om ooit te weet dat daar 'n agterkamer is. Ons het al 50 jaar of so klein molekules versamel en nou het ons ontdek dat daar 'n agterdeur is. Toe ons die deur oopmaak en inkom, vind ons hierdie reuse-pakhuis van molekules en chemie wat ons nie verwag het nie, & # 8221 het McGuire gesê. & # 8220Daar het dit heeltyd geloer net verder as waarheen ons voorheen gekyk het. & # 8221

McGuire en ander wetenskaplikes by die GOTHAM-projek het meer as twee jaar op molekules in TMC-1 gejag, na McGuire se aanvanklike opsporing van benzonitril in 2018. Die resultate van die nuutste waarnemings van die projek kan gevolge hê vir jare in astrofisika. & # 8220Ons het afgekom op 'n hele nuwe stel molekules, anders as enigiets wat ons voorheen kon opspoor, en dit gaan ons begrip van hoe hierdie molekules met mekaar werk, heeltemal verander. Dit het stroomafwaartse gevolge, "het McGuire gesê, en bygevoeg dat hierdie molekules uiteindelik groot genoeg word sodat hulle in die sade van interstellêre stof kan saamtrek. & # 8220Wanneer hierdie molekules groot genoeg word dat dit die sade van interstellêre stof is, het dit die moontlikheid om die samestelling van asteroïdes, komete en planete te beïnvloed, die oppervlaktes waarop ys vorm, en miskien selfs die plekke waar planete vorm binne sterstelsels. & # 8221

Die ontdekking van nuwe molekules in TMC-1 het ook gevolge vir astrochemie, en hoewel die span nog nie al die antwoorde het nie, sal die gevolge hier ook dekades duur. & # 8220Ons het gegaan van eendimensionele koolstofchemie, wat baie maklik is om op te spoor, na werklike organiese chemie in die ruimte in die sin dat die nuut ontdekte molekules dié is wat 'n chemikus ken en herken en op aarde kan produseer, & # 8221 het McCarthy gesê. & # 8220En dit is net die punt van die ysberg. Of hierdie organiese molekules daarheen gesintetiseer of daarheen vervoer word, dit bestaan, en die kennis alleen is 'n fundamentele vooruitgang in die veld. & # 8221

Voor die bekendstelling van GOTHAM in 2018 het wetenskaplikes ongeveer 200 individuele molekules in die Melkweg en sy interstellêre medium gekatalogiseer. Hierdie nuwe ontdekkings het die span aangespoor om te wonder, en met reg, wat & # 8217 is daar buite. & # 8220Die ongelooflike ding van hierdie waarnemings, van hierdie ontdekking en van hierdie molekules, is dat niemand hard genoeg gekyk of hard gelyk het nie, & # 8221 het McCarthy gesê. & # 8220Dit laat u wonder wat daar nog is waarna ons net nie gesoek het nie. & # 8221

Hierdie nuwe aromatiese chemie wat wetenskaplikes vind, is nie geïsoleerd met TMC-1 nie. In 'n metgesel-opname aan GOTHAM, bekend as ARKHAM - A Rigorous K / Ka-Band Survey Hunting for Aromatic Molecules - is onlangs benzonitril in verskeie bykomende voorwerpe gevind. & # 8220Ongelooflik genoeg het ons benzonitril gevind in elke enkele van die eerste vier voorwerpe wat deur ARKHAM waargeneem is, & # 8221 het Andrew Burkhardt, 'n subdoktorale genoot by die CfA en 'n mede-hoof ondersoeker vir GOTHAM, gesê. & # 8220Dit is belangrik, want hoewel GOTHAM die limiet van die chemie wat ons in die ruimte dink moontlik is, verskuif, dui hierdie ontdekkings daarop dat die dinge wat ons in TMC-1 leer oor aromatiese molekules breedweg op donker wolke oral toegepas kan word. Hierdie donker wolke is die eerste geboorteplek van sterre en planete. So, these previously invisible aromatic molecules will also need to be thought about at each later step along the way to the creation of stars, planets, and solar systems like our own.”

Reference: “Detection of two interstellar polycyclic aromatic hydrocarbons via spectral matched filtering” by Brett A. McGuire, Ryan A. Loomis, Andrew M. Burkhardt, Kin Long Kelvin Lee, Christopher N. Shingledecker, Steven B. Charnley, Ilsa R. Cooke, Martin A. Cordiner, Eric Herbst, Sergei Kalenskii, Mark A. Siebert, Eric R. Willis, Ci Xue, Anthony J. Remijan and Michael C. McCarthy, 19 March 2021, Science.
DOI: 10.1126/science.abb7535

In addition to McGuire, McCarthy, and Burkhardt, the following researchers contributed to and led research for this project: Kin Long Kelvin Lee of MIT Ryan Loomis, Anthony Remijan, and Emmanuel Momjian of the National Radio Astronomy Observatory Christopher N. Shingledecker of Benedictine College Steven B. Charnley and Martin A. Cordiner of NASA Goddard Eric Herbst, Eric R. Willis, Ci Xue, and Mark Siebert of the University of Virginia and, Sergei Kalenskii of the Lebedev Physical Institute. The project also received research support from the University of Stuttgart, Max Planck Institute, and The Catholic University of America.

Funding: Center for Astrophysics | Harvard & Smithsonian, Massachusetts Institute of Technology, National Radio Astronomy Observatory, Benedictine College, National Aeronautics and Space Administration Goddard Flight Center, University of Virginia, Lebedev Physica


Flows of Interstellar Gas

Figure 1. Large-Scale Distribution of Interstellar Matter: This image is from a computer simulation of the Milky Way Galaxy’s interstellar medium as a whole. The majority of gas, visible in greenish colors, is neutral hydrogen. In the densest regions in the spiral arms, shown in yellow, the gas is collected into giant molecular clouds. Low-density holes in the spiral arms, shown in blue, are the result of supernova explosions. (credit: modification of work by Mark Krumholz)

The most important thing to understand about the interstellar medium is that it is not static. Interstellar gas orbits through the Galaxy, and as it does so, it can become more or less dense, hotter and colder, and change its state of ionization. A particular parcel of gas may be neutral hydrogen at some point, then find itself near a young, hot star and become part of an H II region. The star may then explode as a supernova, heating the nearby gas up to temperatures of millions of degrees. Over millions of years, the gas may cool back down and become neutral again, before it collects into a dense region that gravity gathers into a giant molecular cloud (Figure 1).

At any given time in the Milky Way, the majority of the interstellar gas by mass and volume is in the form of atomic hydrogen. The much-denser molecular clouds occupy a tiny fraction of the volume of interstellar space but add roughly 30% to the total mass of gas between the stars. Conversely, the hot gas produced by supernova explosions contributes a negligible mass but occupies a significant fraction of the volume of interstellar space. H II regions, though they are visually spectacular, constitute only a very small fraction of either the mass or volume of interstellar material.

Die interstellar medium is not a closed system. Gas from intergalactic space constantly falls onto the Milky Way due to its gravity, adding new gas to the interstellar medium. Conversely, in giant molecular clouds where gas collects together due to gravity, the gas can collapse to form new stars, as discussed in The Birth of Stars and the Discovery of Planets outside the Solar System. This process locks interstellar matter into stars. As the stars age, evolve, and eventually die, massive stars lose a large fraction of their mass, and low-mass stars lose very little. On average, roughly one-third of the matter incorporated into stars goes back into interstellar space. Supernova explosions have so much energy that they can drive interstellar mass out of the Galaxy and back into intergalactic space. Thus, the total amount of mass of the interstellar medium is set by a competition between the gain of mass from intergalactic space, the conversion of interstellar mass into stars, and the loss of interstellar mass back into intergalactic space due to supernovae. This entire process is known as the baryon cycle—baryon is from the Latin word for “heavy,” and the cycle has this name because it is the repeating process that the heavier components of the universe—the atoms—undergo.


Science at Your Doorstep

Paradoxically, stars begin in the galaxy’s coolest places: the dense giant molecular clouds (or GMCs).

This is not quite the paradox it seems, as in the beginning, stars require little else but gravity to form. And that’s really quite lucky, because one thing they doen need is regions of high density, and high density is unlikely to occur where temperatures are high.

And so stars begin in perhaps the most surprising of ways: as a high-density bundle of very cool gases within an equally cool interstellar cloud.

But they do heat up eventually. Hoe?

Remember how I said that stars need little else but gravity to form?

Well, that’s the short answer.

For this post, we’re going to need to consider two different types of energy: gravitational energy en thermal energy. I discussed thermal energy in my previous post. It’s the total energy of all the moving particles within an object—in this case, a giant molecular cloud.

Gravitational energy, on the other hand, is much like kinetic energy.

Kinetic energy is the energy a particle possesses due to its motion. Think about walking across your bedroom, versus jogging around your neighborhood, versus running a marathon. The faster you’re moving, the more energy you need to have, and the more you need to eat.

Humans actually need energy from food to move for the same reason, but I’ll elaborate on that when I finally move on to writing about the life sciences. Right now, remember that moving particles have energy—and the faster they’re moving, the more energy they have.

Gravitational energy is a similar concept.

When the gravity of a molecular cloud’s dense cores begins to pull material inward, that material is now falling. Think about it: on Earth, “falling” means motion toward the Earth, or to be more precise, toward the Earth’s center of gravity.

In a giant molecular cloud, for any one particle, “falling” means moving in the direction of the gravitational force of one of the cloud’s dense cores. These falling particles have “gravitational energy.” And, like kinetic energy, this is energy due to motion.

Let’s focus on what’s happening to just one of these dense cores of material. As the cores grow denser, the GMC fragments into smaller but denser clouds. Material falls inward and picks up speed, just like an object falling on Earth.

Die cosmological principle, which tells you that the laws of physics here on Earth are the same anywhere else in the universe, is a well-tested and accepted theory. It means that if objects versnel—pick up speed—as they fall on Earth, then so do the particles that fall toward the center of a dense cloud.

This state of picking up speed as they fall inward is known as free-fall collapse. Towards the outer reaches of a core’s gravity, particles may be moving slowly, but by the time they reach the center, they are moving very rapidly.

The particles trapped in the gravity of this core have gravitational energy. But do they have thermal energy?

You can say that they have kinetic energy—the energy of movement. But that doesn’t mean they have termies energy. While both concern the movement of the particles, thermal energy requires the particles to be moving in random directions, and right now, they’re all falling in toward the center.

When particles begin to accumulate at the center of the core, they can’t fall any further. They begin colliding with one another in the central region of the cloud. Now their motion becomes randomized and jumbled.

At this point, the cloud begins to grow hotter, and we can say that gravitational energy has been converted to thermal energy.

I would liken it to converting potential energy to kinetic energy.

Here’s that diagram of potential and kinetic energy again. Potential energy isn’t so much energie as an object’s potential to have energy. If it’s going to be dropped, then the higher up it is, the more time it’ll have to accelerate and the more kinetic energy it will have.

So when dense clouds are contracting, they have gravitational energy. This is just the potensiaal to have thermal energy, as once the material gets to the center and begins to collide, thermal energy will be generated.

There are many cases in astronomy where gravitational energy gets converted to thermal energy. Interestingly enough, we see one such case when stars nearing the end of their life cycle begin to expand and contract. We see this conversion from gravitational to thermal energy both at the beginning and at the end of a star’s life.

Now here’s the million-dollar question. Before star formation begins, giant molecular clouds resist the forces pushing them to contract simply with the energy of motion of their particles colliding and repelling one another.

So in a dense cloud, when the material begins to heat up, will this stop the contraction?

It won’t—not if it has a way to rid itself of the thermal energy.

I’ll bet I know what you’re going to ask next. What’s the point of all this, if the newly forming star has to get rid of its energy? How can a star ooit form, if it can’t contract without losing what little energy it’s got?

Because it still has gravitational energy, being constantly converted to more thermal energy. The cloud has not finished contracting, and it is essential that it continue to contract. It needs to gain enough mass so that pressures in its core will be high enough to ignite hydrogen fusion.

And in order to continue to contract, the cloud must radiate away the thermal energy as it is converted. What I find incredible is the sheer perfection of this process.

The core that will form a new star is still ensconced deep within a thick cloud of gas and dust. Only the longer wavelengths of radiation can penetrate the cloud. And by chance, the cloud’s low thermal energy means it can only radiate those longer wavelengths.

If that didn’t work, stars couldn’t form. Heat would get trapped inside the contracting cloud, and it would cease to contract. A star could never form there.

Star formation is possible simply because of a quirk of the electromagnetic spectrum—that cool objects emit long wavelengths, and the longer the wavelength, the better the radiation can penetrate thick clouds.

How do astronomers know all this? Because longer-wavelength radiation must escape the cloud in order for it to contract, we can look for that radiation with telescopes—or, specifically, with a spectroscope.

As I’ve described in many posts, a spectroscope separates out the many wavelengths of radiation an object produces and shows us which wavelengths are being emitted the most intensely—and which wavelengths are being completely blocked by certain atoms.

'N emission spectrum, specifically, is produced by the excited atoms of a hot gas, like that of a contracting cloud.

If we aim a spectroscope at a suspected region of star formation, we observe emission lines in the far infrared, dubbed cooling lines. I imagine they’re called “cooling lines” because they are evidence of a cloud regulating its temperature by cooling off.

But this can’t last forever. Remember, the dust in the cloud is opaque to the shorter wavelengths of radiation—which carry more energy. And as the core continues to contract and get hotter, it will emit exactly that. These wavelengths won’t be able to escape and let the cloud cool off.

At this point, the cloud’s contraction slows. We can track its path on the H-R diagram…

The H-R diagram—named Hertzsprung-Russel for its creators—is a plot of all stars according to their temperature and luminosity. Temperature, as you can see, corresponds directly to color, and luminosity is a measure of the total energy emitted by the star—which corresponds directly to its surface area.

Meaning, a star could be very cool and still very luminous, as long as it is very large. Conversely, a star could be very hot and very faint, as long as it is very small. However, this graph only shows the main-sequence, the part of a star’s life cycle where temperature corresponds almost directly to size and luminosity.

You can see on the H-R diagram that a giant molecular cloud starts out very cool and very faint, fainter than most stars. When it breaks up into dense contracting clouds, the clouds are hotter and still very large. As the clouds contract further, they are also accumulating mass, so they grow hotter and more luminous.

But once a protostar is born, it stops accumulating mass. It continues to contract within its cocoon of dust and gases, causing it to shrink, and its luminosity drops as a result. And roughly at this point, a star is born—which we’ll explore in posts coming up.


Kyk die video: Wolkenvorming en een aantal wolkentypen (Desember 2022).