|
Отслеживание молекул в межзвездной среде
|
|
|
|
Звезды не образуются из ничего, но отследить газ и пыль, из которых в конечном итоге образуются звезды, сложно. Они вращаются вокруг галактики при почти абсолютном нуле, практически не излучая света и, как правило, усложняя жизнь астрономам. Но часть того, как они усложняют жизнь, на самом деле является ключом к их изучению — у них есть линии поглощения, которые детализируют, через какой материал проходит свет на пути к Земле.
|
|
|
|
В новой статье, опубликованной на сервере препринтов arXiv Харви Листом из Национальной радиоастрономической обсерватории Америки и Маривонн Джерин из Сорбонны, подробно рассказывается о том, как отслеживание этих линий поглощения с помощью радиоастрономии может проследить "темную нейтральную среду" межзвездного газа по всей галактике.
|
|
|
|
В статье описываются данные о 88 линиях обзора, которые в данном контексте представляют собой прямую линию от Земли до очень яркого объекта, такого как квазар или другая галактика. Когда свет от этих ярких объектов направляется к Земле, часть его поглощается межзвездной средой (ISM), создавая отчетливое темное пятно в спектре, исходящем от источника света.
|
|
|
|
Эти линии поглощения особенно заметны в радиочастотном спектре, поэтому в статье основное внимание уделялось данным, полученным от двух разных радиоантенн. Большая миллиметровая/субмиллиметровая антенная решетка Атакама (ALMA), один из самых известных в мире радиотелескопов, Институт радиоастрономии в Сорбонне и Аризонская радиообсерватория - все они предоставили данные для этой статьи, причем некоторые из них были собраны еще 30 лет назад.
|
|
|
|
|
|
|
В центре внимания этой статьи были шесть различных ионов, причем с разной степенью успеха. Катион формила (HCO+) был наиболее часто встречающейся молекулой, присутствующей в 72 из 86 линий обзора, по которым были собраны данные. Казалось, это лучший способ предсказать, где может находиться молекулярный газообразный водород, самая распространенная молекула во Вселенной, но которую действительно трудно обнаружить непосредственно. Он образуется, когда H2 и некоторые другие элементы попадают под воздействие космических лучей, поэтому большое количество HCO+ также указывает на то, что в той же области будет находиться большое количество H2.
|
|
|
|
Цианистый водород (HCN) был еще одной ключевой молекулой в исследовании. Ранее астрономы полагали, что эта молекула присутствует в больших количествах только в плотных облаках газа, где активно формируются звезды. Однако в статье показано, что он присутствует во всем ISM, что требует дальнейшего уточнения процесса образования этой молекулы.
|
|
|
|
Этинильный радикал (C2H) был еще одним ключевым компонентом в исследовании. Он является вторым по распространенности после HCO+ и, как очень простой углеводород, может показать, как простые углеводороды могут превращаться в более сложные по мере того, как они подвергаются реакциям в ISM. В исследовании также отмечается, что соотношение C2H и HCO+ изменяется в зависимости от условий расположения в данной области пространства, таких как содержание пыли, поэтому расчет этого соотношения для разных областей может пролить свет (в переносном смысле) на другие процессы, происходящие там.
|
|
|
|
Другие молекулы было сложнее отследить. В ходе исследования вообще не было обнаружено никакого моносульфида углерода (CS). Монооксид углерода (CO) всегда обнаруживался только в зоне видимости HCO+, что делало его излишним, хотя он был примерно в 100 раз ярче, чем излучение от HCO+.
|
|
|
|
Обычные формильные радикалы (HCO) также распространены по всей галактике, но, согласно статье, их линии поглощения гораздо труднее обнаружить, что делает их менее полезными для оценки присутствия этих темных газовых облаков. HCO+ имеет гораздо более четко очерченные линии, что упрощает его использование для этой цели.
|
|
|
|
Оказывается, отслеживание всех этих газов по всей галактике - один из эффективных способов отследить потенциальные области звездообразования и понаблюдать за тем, как сам ISM начинает собираться в комки в начале этого процесса. По мере того, как будут подключены более мощные телескопы и мы сможем увеличить соотношение сигнал/шум в сигналах некоторых из этих молекул, они в конечном итоге позволят получить более четкую картину этой "темной" части Вселенной, которая изобилует звездным веществом следующего поколения.
|
|
|
|
Источник
|
