성간 포름알데히드

Interstellar formaldehyde

인터스텔라 포름알데히드(천체화학 관련 주제)는 L. 스나이더 외 연구진에 의해 1969년에 처음 발견되었다. 국립 전파천문대를 이용하는 것. 포름알데히드(HCO2)는 4830MHz에서 111 - 1의10 접지 상태 회전 전환을 통해 검출되었다.[1] 2014년 8월 11일 천문학자들은 아타카마 Large Milimeter/Submilimeter Array(ALMA)를 처음으로 사용해 혜성 C/2012 F6(Lemon)과 C/2012 S1(ISON)의 혜성 내부의 HCN, HNC, HCO2 및 먼지 분포를 상세히 설명한 연구를 발표했다.[2][3]

초기 발견

포름알데히드는 1969년 L. 스나이더 외 연구진에 의해 성간 공간에서 처음 발견되었다. 국립 전파천문대를 이용하는 것. HCO는2 4830 MHz에서 111 - 1 접지10 상태 회전 전환을 통해 검출되었다.[4]

포름알데히드는 성간 매개체에서 검출된 최초의 다원자 유기 분자로, 초기 검출이 은하의 많은 지역에서 관측된 이후부터이다.[5] [12C]/[13C]의 동위원소 비율은 은하 원반에서 약 50% 또는 50% 미만으로 결정되었다.[6] 포름알데히드는 지역 밝은 별들의 Gould's Belt 근처에 위치한 어두운 구름의 운동학적 특징을 지도화하는 데 사용되었다.[7] 2007년에 최초의 HCO2 6cm 마저 플레어가 검출되었다.[8] IRAS 18566 + 0408의 짧은 지속 시간 폭발로 두 개의 가우스 성분의 중첩과 일치하는 선 프로필을 생성했으며, 이는 마세르 가스 외부의 이벤트가 두 개의 다른 위치에서 동시 플레어를 발생시켰다는 믿음으로 이어졌다.[8] 비록 이것이 처음으로 감지된 마저 플레어였지만, NGC 7538에서 다우네스와 윌슨에 의해 1974년부터 H 마스가2 관찰되었다.[9] OH, HO2, CHOH와3 달리 포름알데히드 마저 방출과 연관된 은하계 별 형성 영역은 5개뿐인데, 이는10 1→111 전환을 통해서만 관측된 것이다.[9]

아라야 외 연구진에 따르면 HCO는2 대부분의 다른 마저(OH, CHOH3, HO2 등)에 비해 약하고 매우 어린 거대한 항성 물체 근처에서만 검출됐다는 점에서 다른 마저와 다르다.[10] OH, HO2, CHOH와3 달리 포름알데히드 마저 방출과 연관된 은하계 별 형성 영역은 5개뿐인데, 이는10 1→111 전환을 통해서만 관측된 것이다.[11] Because of the widespread interest in interstellar formaldehyde it has recently been extensively studied, yielding new extragalactic sources, including NGC 253, NGC 520, NGC 660, NGC 891, NGC 2903, NGC 3079, NGC 3628, NGC 6240, NGC 6946, IC 342, IC 860, Arp 55, Arp 220, M82, M83, IRAS 10173+0828, IRAS 15107+0724, and IRAS 17468+1320.[12]

성간 반응

포름알데히드를 생성하는 기체 위상 반응은 적당한 장벽을 가지고 있으며 그동안 관찰된 포름알데히드의 풍부함을 생산하기에는 너무 비효율적이다.[13] 그 형성을 위한 한 가지 제안된 메커니즘은 아래에 제시된 CO 얼음의 수소화다.[13]

H + CO → HCO + H → HCO2 (레이트 상수=9).2*10초−3−1)

이것이 HCO로2 이어지는 기본적인 생산 메커니즘이다; 다비드 운에 따르면 곡물 위의 얼음의 성질을 바탕으로 한 반응의 각 단계마다 일어나는 여러 가지 측면의 반응이 있다.[13] 제시된 비율 상수는 CO의 수소를 위한 것이다. HCO의 수소화 속도 상수는 CO의 수소화 속도 상수보다 훨씬 커서 제공되지 않았는데, 이는 HCO가 급진적인 탓일 가능성이 높다.[14] Awad 외 연구진은 이는 표면 수준 반응일 뿐이며 단열재만 계산에 고려된다고 언급한다. 이는 얼음의 균열 내 표면을 포함한다.[14]

포름알데히드는 성간 매질에서 가스상 화학에서 비교적 활발하지 않다. 그것의 작용은 주로 성간 구름의[15], 먼지 알갱이에 대한 곡물-표면 화학에 집중된다.[16] 포름알데히드와 관련된 반응은 C-H, C-O, O-H, C-N 결합을 포함하는 분자를 생성하는 것으로 관찰되었다.[16] 이러한 제품들이 반드시 잘 알려진 것은 아니지만, 슈트 외 연구진은 이러한 제품들이 높은 온도, 폴리오시메틸렌, 메탄올아민, 메탄올, 메톡시에탄올 등에서 포름알데히드 반응의 전형적인 제품이라고 믿고 있다(표 2 참조[15]). 포름알데히드는 아미노산을 포함한 성간 매질 내 대부분의 복잡한 유기물질의 1차 전구체로 여겨진다.[16] 포름알데히드는 NH3, HO2, CHOH3, CO, 그리고 그 자체인 HCO와2[15], 가장 자주 반응한다.[16] 세 가지 지배적인 반응은 아래와 같다.[15]

HCO2 + NH3 → 아민 ([NH3] 시:[H2CO] > .2)
HCO2 + HO2 → diols (항상 [HO2] > [HCO2]로 지배한다)
HCO2 + HCO2 → [-CH-O-2]n (NH가 [NH3]일 때 NH에3 의해 분석됨:[H2CO] > .005)

전체 반응이 검증되거나 잘 이해되지 않기 때문에 이러한 반응에 사용할 수 있는 운동 데이터는 없다. 이러한 반응은 분자가 반응하도록 방출하는 알갱이 위에서 얼음을 예열하는 동안 일어나는 것으로 여겨진다. 이러한 반응은 40K - 80K의 낮은 온도에서 시작되지만 더 낮은 온도에서 발생할 수 있다.

다른 많은 반응은 UMIST RATE06 데이터베이스에 나열되어 있다는 점에 유의하십시오.

관찰의 중요성

포름알데히드는 가스상 반응도가 낮고 110 - 111 및11 2 - 212 K-doubt 전환이 다소 명확해 점성화학자에게 유용한 탐사로 보인다. 포름알데히드는 많은 용량에 사용되었고 다음을 포함한 많은 시스템을 조사하기 위해 사용되었다.

  • 은하 디스크에서 12[C]/[13C] 비율이 50 미만이 되도록 결정한다.[6]
  • 지역 밝은 별들의 Gould's Belt 근처에 위치한 먹구름의 운동학적 특징을 지도화한다.[10] 이러한 구름에 대해 결정된 방사상 속도는 Sandqvist 등이 구름이 H 기체와 밝은 별의 국부적 시스템의 확장에 참여한다고 믿게 한다.[10]
  • 정형/기생성 HCO의2 비율에 따른 분자 형성 온도 결정. HCO는2 가스상 원동기 환경에서 핵 스핀 변환의 확률이 거의 0에 가깝기 때문에 이 과정에 적합한 후보군이다.[17]
  • 다양한 광도를 가진 여러 은하의 H와2 고밀도 가스 질량의 공간 밀도 결정(은하 목록은 후속 발견 참조).[12] 계산된 공간 밀도는 104.7~10cm5.7−3 범위에서 떨어졌고 계산된 밀도 가스 질량은 0.6x108 ~ 0.77x109 태양 질량 범위에서 떨어졌다.[12] 망금 등은 적외선 발광도가 낮은 은하가 고밀도 기체 질량이 낮으며 이는 작은 데이터 세트에도 불구하고 실제 추세인 것처럼 보인다는 점에 주목했다.[12]

회전 스펙트럼

30K에서 접지 상태 진동 수준에서 HCO의2 회전 스펙트럼.
정형/파라 분할 시 표시된2 30K에서의 HCO의 회전 에너지 레벨 다이어그램.

위는 30K에서 HCO의2 접지 상태 진동 수준에서 회전 스펙트럼이다. 이 스펙트럼은 뮬러 등의 Pgopher와 S-Reducation 회전 상수를 사용해 시뮬레이션했다.[18] 관찰된 전환은 6.2cm 111 - 110 및12 2.1cm 2 - 2 K-더블트11 전환이다. 오른쪽은 회전 에너지 레벨 다이어그램이다. 정형/파라 분할은 K의a 패리티, K가a 홀수일 경우 정형, K가a 짝수일 경우 파라로 결정된다.[17]

참조

  1. ^ 스나이더, L. E, Buhl, D, 주커만, B, & P. P. 1969, P. P. P. Phys. 레트, 22, 679년 신부
  2. ^ Zubritsky, Elizabeth; Neal-Jones, Nancy (11 August 2014). "RELEASE 14-038 - NASA's 3-D Study of Comets Reveals Chemical Factory at Work". NASA. Retrieved 12 August 2014.
  3. ^ Cordiner, M.A.; et al. (11 August 2014). "Mapping the Release of Volatiles in the Inner Comae of Comets C/2012 F6 (Lemmon) and C/2012 S1 (ISON) Using the Atacama Large Millimeter/Submillimeter Array". The Astrophysical Journal. 792 (1): L2. arXiv:1408.2458. Bibcode:2014ApJ...792L...2C. doi:10.1088/2041-8205/792/1/L2. S2CID 26277035.
  4. ^ 스나이더, L. E, Buhl, D, 주커만, B, & P. P. 1969, P. P. P. Phys. 레트, 22, 679년 신부
  5. ^ 주커만, B., B., B.; 팔머, P.; 스나이더, L. E. 1970, 천체물리학 저널, 160, 485
  6. ^ a b Henkel, C.; Guesten, R.; 가드너, F. F. 1985, 천문학과 천체물리학, 143, 148
  7. ^ 샌드크비스트 A; 톰불리드, H.; 린드블라드, P. O. 1988, 천문학과 천체물리학, 205, 225
  8. ^ a b 아라야, E. et al. 2007, 천체물리학 저널, 654, L95
  9. ^ a b 호프만, I. M.; 고스, W. M.; 팔머, P. 2007, 천체물리학 저널, 654, 971
  10. ^ a b c 아라야 외 2007, 천체물리학 저널, 669, 1050
  11. ^ 호프만, I. M.; 고스, W. M.; 팔머, P. 2007, 천체물리학 저널, 654, 971
  12. ^ a b c d J. G. 망금 외 2008, 천체물리학 저널, 673, 832.
  13. ^ a b c 운, D.E. 2002, 천체물리학 저널, 569, 541.
  14. ^ a b Awad et al. 2005, Astrophysical Journal, 626, 262.
  15. ^ a b c d W. A. Schutte 외 1993, Science, 259, 1143.
  16. ^ a b c d W. A. Schutte 외 1993년, 이카루스 104, 118.
  17. ^ a b M. 투도리 외 2006, 천문학과 천체물리학, 453, 755.
  18. ^ H. S. P. 뮬러 외 2000, 분자 분광학 저널, 200, 143.

원천

  • 운, D. E. 2002, 천체물리학 저널, 569, 541
  • 투도리, M. 외 2006, 천문학과 천체물리학, 453, 755
  • 뮬러, H. S. P. 외 2000, 분자 분광학 저널, 200, 143
  • S. Brunken et al. 2003, 물리 화학 물리학, 5, 1515
  • W. A. 슈트 외 1993, 사이언스, 259, 1143
  • W. A. 슈트 외 1993년, 이카루스, 104, 118