الفورمالديهايد بين النجوم

📅 آخر تحديث: ٢٥ يوليو ٢٠٢٦
✍️ نُشر في: ٢٥ يوليو ٢٠٢٦
📷 يحتوي على 2 صور
الموسوعة الحرة

تم اكتشاف الفورمالديهايد بين النجوم (وهو موضوع ذو صلة بالكيمياء الفلكية ) لأول مرة عام 1969 على يد ل . سنايدر وآخرين باستخدام المرصد الوطني لعلم الفلك الراديوي . وقد تم رصد الفورمالديهايد (H₂CO ) عن طريق الانتقال الدوراني للحالة الأرضية 1 11 - 1 10 عند تردد  4830 ميجاهرتز. [ 1 ] في 11 أغسطس 2014، نشر علماء الفلك دراسات، باستخدام مصفوفة أتاكاما الكبيرة للمليمتر/دون المليمتر (ALMA) لأول مرة، والتي فصّلت توزيع HCN و HNC و H₂CO والغبار داخل غلافَي المذنبين C/ 2012 F6 (ليمون) و C/2012 S1 (آيسون ) . [ 2 ] [ 3 ]

الاكتشاف الأولي

تم اكتشاف الفورمالديهايد لأول مرة في الفضاء بين النجوم عام 1969 بواسطة ل . سنايدر وآخرون باستخدام المرصد الوطني لعلم الفلك الراديوي . تم الكشف عن H₂CO عن طريق الانتقال الدوراني للحالة الأرضية 1 11 - 1 10 عند 4830 ميجاهرتز. [ 4 ] 

كان الفورمالديهايد أول جزيء عضوي متعدد الذرات يُكتشف في الوسط بين النجوم، ومنذ اكتشافه الأولي، رُصد في العديد من مناطق المجرة. [ 5 ] وقد حُددت النسبة النظيرية [ 12C ]/[ 13C ] بنحو 50% أو أقل في قرص المجرة . [ 6 ] استُخدم الفورمالديهايد لرسم خرائط الخصائص الحركية للسحب المظلمة الواقعة بالقرب من حزام غولد للنجوم الساطعة المحلية. [ 7 ] في عام 2007، رُصد أول توهج ليزري لغاز H₂CO عند طول موجي 6 سم . [ 8 ] كان هذا التوهج عبارة عن انفجار قصير المدة في IRAS 18566 + 0408، أنتج طيفًا طيفيًا يتوافق مع تراكب مكونين غاوسيين ، مما يُرجح أن حدثًا خارج غاز الليزر تسبب في حدوث توهجات متزامنة في موقعين مختلفين. [ ٨ ] على الرغم من أن هذا كان أول توهج ليزري يُرصد، فقد رُصدت ليزرات H₂CO منذ عام ١٩٧٤ بواسطة داونز وويلسون في NGC 7538. [ ٩ ] على عكس OH وH₂O و CH₃OH ، فإن خمس مناطق فقط من مناطق تكوين النجوم في المجرة لها انبعاثات ليزرية مرتبطة بالفورمالديهايد، والتي رُصدت فقط من خلال الانتقال ١ ١٠ → ١ ١١. [ ٩ ] 

بحسب أرايا وآخرون ، يختلف جزيء H₂CO عن غيره من الميزرات في كونه أضعف من معظم الميزرات الأخرى (مثل OH وCH₃OH و H₂O ) ، ولم يُرصد إلا بالقرب من أجسام نجمية ضخمة حديثة التكوين. [ 10 ] وعلى عكس OH وH₂O و CH₃OH ، فإن خمس مناطق فقط من مناطق تكوّن النجوم في المجرة تُظهر انبعاثًا لميزر الفورمالديهايد، والذي رُصد فقط من خلال الانتقال 1 10 → 1 11 . [ 11 ] نظرًا للاهتمام الواسع النطاق بالفورمالديهايد بين النجوم، فقد خضع مؤخرًا لدراسة مكثفة، مما أسفر عن اكتشاف مصادر جديدة خارج المجرة، بما في ذلك NGC 253، وNGC 520، و NGC 660 ، وNGC 891، وNGC 2903، وNGC 3079، وNGC 3628، وNGC 6240، وNGC 6946، وIC 342، وIC 860، وArp 55، وArp 220، وM82، وM83، وIRAS 10173+0828، وIRAS 15107+0724، وIRAS 17468+1320. [ 12 ]

التفاعلات بين النجوم

يتميز التفاعل الغازي الذي ينتج الفورمالديهايد بحاجز طاقة منخفض، وهو غير فعال بما يكفي لإنتاج الكميات الكبيرة من الفورمالديهايد التي لوحظت. [ 13 ] إحدى الآليات المقترحة لتكوينه هي هدرجة جليد ثاني أكسيد الكربون، كما هو موضح أدناه. [ 13 ]

H + CO → HCO + H → H 2 CO (ثابت المعدل = 9.2 × 10⁻³ ثانية⁻¹ )

هذه هي آلية الإنتاج الأساسية المؤدية إلى H₂CO ؛ وتحدث عدة تفاعلات جانبية في كل خطوة من خطوات التفاعل، وتعتمد هذه التفاعلات على طبيعة الجليد الموجود على الحبيبات، وفقًا لديفيد وون. [ 13 ] ثابت معدل التفاعل المذكور خاص بهدرجة أول أكسيد الكربون. لم يُذكر ثابت معدل تفاعل هدرجة أيون الفورمات (HCO₃⁻) لأنه أكبر بكثير من ثابت معدل تفاعل هدرجة أول أكسيد الكربون، ويرجع ذلك على الأرجح إلى أن أيون الفورمات جذر حر. [ 14 ] يشير عواد وآخرون إلى أن هذا التفاعل سطحي فقط، وأن الطبقة الأحادية فقط هي التي تُؤخذ في الاعتبار في الحسابات؛ وهذا يشمل السطح داخل الشقوق الموجودة في الجليد. [ 14 ]

يُعد الفورمالديهايد غير نشط نسبيًا في التفاعلات الكيميائية للطور الغازي في الوسط بين النجوم. ويتركز نشاطه بشكل أساسي في تفاعلات سطح حبيبات الغبار في السحب بين النجوم. [ 15 ] [ 16 ] وقد لوحظ أن التفاعلات التي تشمل الفورمالديهايد تُنتج جزيئات تحتوي على روابط CH وCO وOH وCN. [ 16 ] ورغم أن هذه النواتج ليست معروفة تمامًا، يعتقد شوت وزملاؤه أنها نواتج نموذجية لتفاعلات الفورمالديهايد عند درجات حرارة مرتفعة، مثل بولي أوكسي ميثيلين ، وميثانولامين ، وميثانيديول ، وميثوكسي إيثانول (انظر الجدول 2 [ 15 ] ). ويُعتقد أن الفورمالديهايد هو المادة الأولية الرئيسية لمعظم المواد العضوية المعقدة في الوسط بين النجوم، بما في ذلك الأحماض الأمينية . [ 16 ] يتفاعل الفورمالديهايد في أغلب الأحيان مع الأمونيا (NH3 ) ، والماء (H2O ) ، والميثانول ( CH3OH )، وأول أكسيد الكربون (CO)، ومع نفسه (H2CO ) . [ 15 ] [ 16 ] التفاعلات الثلاثة السائدة موضحة أدناه. [ 15 ]

H 2 CO + NH 3 → أمين (عندما تكون [NH 3 ]:[H 2 CO] > 0.2)
H 2 CO + H 2 O → ثنائيات (دائماً ما تكون هي السائدة لأن [H 2 O] > [H 2 CO])
H 2 CO + H 2 CO → [-CH 2 -O-] n (محفز بواسطة NH 3 عندما تكون [NH 3 ]:[H 2 CO] > 0.005)

لا تتوفر بيانات حركية لهذه التفاعلات، إذ لم يتم التحقق من التفاعل برمته أو فهمه فهمًا كاملًا. يُعتقد أن هذه التفاعلات تحدث أثناء تسخين الجليد على الحبيبات، مما يُحرر الجزيئات للتفاعل. تبدأ هذه التفاعلات عند درجات حرارة منخفضة تتراوح بين 40 و80 كلفن، ولكنها قد تحدث عند درجات حرارة أقل.

لاحظ أن العديد من التفاعلات الأخرى مدرجة في قاعدة بيانات UMIST RATE06 .

أهمية الملاحظة

يبدو أن الفورمالديهايد أداة مفيدة لعلماء الكيمياء الفلكية نظرًا لانخفاض تفاعليته في الحالة الغازية، ولأن انتقالات ثنائيات البوتاسيوم 1 10 - 1 11 و 2 11 - 2 12 واضحة تمامًا. وقد استُخدم الفورمالديهايد في العديد من المجالات ولدراسة العديد من الأنظمة، بما في ذلك:

  • تحديد نسبة [ 12C ]/[ 13C ] لتكون أقل من 50 في القرص المجري. [ 6 ]
  • رسم خرائط للخصائص الحركية للسحب المظلمة الواقعة بالقرب من حزام غولد للنجوم الساطعة المحلية. [ 10 ] وقد دفعت السرعات الشعاعية التي تم تحديدها لهذه السحب ساندكفيست وآخرون إلى الاعتقاد بأن هذه السحب تساهم في تمدد النظام المحلي لغاز الهيدروجين والنجوم الساطعة. [ 10 ]
  • تحديد درجة حرارة تكوين الجزيئات من نسبة أورثو-/بارا- H₂CO . يُعدّ H₂CO مرشحًا جيدًا لهذه العملية نظرًا لاحتمالية شبه معدومة لتحويل اللف المغزلي النووي في بيئات النجوم الأولية الغازية. [ 17 ]
  • تحديد الكثافة المكانية لجزيء الهيدروجين (H₂ ) وكتلة الغاز الكثيف في عدة مجرات ذات لمعان متفاوت (انظر الاكتشافات اللاحقة للاطلاع على قائمة المجرات). [12] تراوحت الكثافات المكانية المحسوبة بين 10⁴.⁷ و10⁵.⁷ سم⁻³ ، بينما تراوحت كتل الغاز الكثيف المحسوبة بين 0.6 × 10⁸ و 0.77 × 10⁹ كتلة شمسية. [ 12 ] لاحظ مانغوم وزملاؤه أن المجرات ذات اللمعان بالأشعة تحت الحمراء الأقل تمتلك كتل غاز كثيف أقل، وأن هذا يبدو اتجاهًا حقيقيًا على الرغم من صغر حجم مجموعة البيانات. [ 12 ]

الطيف الدوراني

طيف دوراني لـ H2CO عند مستوى الاهتزاز في الحالة الأرضية عند 30 كلفن.
مخطط مستوى الطاقة الدورانية لـ H2CO عند 30 كلفن موضح مع انقسام أورثو/بارا.

يُظهر الشكل أعلاه طيف الدوران عند مستوى الاهتزاز الأرضي لجزيء H₂CO عند درجة حرارة 30 كلفن. تمت محاكاة هذا الطيف باستخدام برنامج Pgopher وثوابت الدوران S-Reduction من مولر وآخرون [ 18 ] . الانتقالات المرصودة هي انتقالات ثنائية K عند 6.2  سم⁻¹ - 110 و2.1 سم⁻¹ . على اليمين ، يوجد مخطط مستويات طاقة الدوران. يتم تحديد انقسام أورثو/بارا من خلال زوجية Ka ، حيث يكون أورثو إذا كان Ka فرديًا ، وبارا إذا كان Ka زوجيًا . [ 17 ] 

انظر أيضاً

مراجع

  1. ↑ سنايدر، إل إي، بوهل، دي، زوكرمان، بي، وبالمر، بي. 1969، فيز. ريف. ليت.، 22، 679
  2. ↑ زوبريتسكي، إليزابيث؛ نيل-جونز، نانسي (11 أغسطس 2014). "البيان الصحفي 14-038 - دراسة ناسا ثلاثية الأبعاد للمذنبات تكشف عن مصنع كيميائي يعمل" . ناسا . تم الاطلاع عليه بتاريخ 12 أغسطس 2014 .
  3. ↑ كوردينر، إم إيه؛ وآخرون (11 أغسطس 2014). "رسم خرائط انبعاث المواد المتطايرة في الغلاف الداخلي للمذنبين C/2012 F6 (ليمون) وC/2012 S1 (آيسون) باستخدام مصفوفة أتاكاما الكبيرة للمليمتر/دون المليمتر". المجلة الفيزيائية الفلكية . 792 (1): L2. arXiv : 1408.2458 . Bibcode : 2014ApJ...792L...2C . doi : 10.1088/2041-8205/792/1/L2 . S2CID 26277035 .  
  4. ↑ سنايدر، إل إي، بوهل، دي، زوكرمان، بي، وبالمر، بي. 1969، فيز. ريف. ليت. ، 22، 679
  5. ↑ زوكرمان، ب.؛ بوهل، د.؛ بالمر، ب.؛ سنايدر، ل. إي. 1970، المجلة الفيزيائية الفلكية، 160، 485
  6. 1 2 هينكل، سي.؛ جوستين، آر.؛ غاردنر، إف إف 1985، علم الفلك والفيزياء الفلكية، 143، 148
  7. ^ ساندكفيست، أ. تومبوليديس، ه.؛ ليندبلاد، ص.ب 1988، علم الفلك والفيزياء الفلكية، 205، 225
  8. 1 2 أرايا، إ. _ وآخرون _. 2007، مجلة الفيزياء الفلكية، 654، L95
  9. 1 2 هوفمان، آي إم؛ جوس، دبليو إم؛ بالمر، بي. 2007، المجلة الفيزيائية الفلكية، 654، 971
  10. 1 2 3 أرايا وآخرون 2007، المجلة الفيزيائية الفلكية ، 669، 1050
  11. ↑ هوفمان، آي إم؛ غوس، دبليو إم؛ بالمر، بي. 2007، المجلة الفيزيائية الفلكية ، 654، 971
  12. 1 2 3 4 J. G. Mangum et al. 2008, Astrophysical Journal , 673, 832.
  13. 1 2 3 وون، DE 2002، مجلة الفيزياء الفلكية ، 569، 541.
  14. 1 2 عواد وآخرون 2005، مجلة الفيزياء الفلكية ، 626، 262.
  15. 1 2 3 4 W. A. ​​Schutte et al. 1993, Science , 259, 1143.
  16. 1 2 3 4 W. A. ​​Schutte et al. 1993, Icarus , 104, 118.
  17. 1 2 M. Tudorie et al. 2006, Astronomy and Astrophysics , 453, 755.
  18. ↑ HSP Muller et al. 2000, Journal of Molecular Spectroscopy , 200, 143.

مصادر

  • وون، DE 2002، مجلة الفيزياء الفلكية، 569، 541
  • تودوري، م. وآخرون . 2006، علم الفلك والفيزياء الفلكية، 453، 755
  • مولر، إتش إس بي وآخرون . 2000، مجلة التحليل الطيفي الجزيئي، 200، 143
  • S. Brunken et al . 2003, Physical Chemistry Chemical Physics, 5, 1515
  • WA Schutte et al . 1993, Science, 259, 1143
  • وا شوت وآخرون . 1993، إيكاروس، 104، 118