Почему COCO\text{CO} является хорошим индикатором для H2H2\text{H}_2? Как соотносятся эти молекулы?

Ответ на этот вопрос неизбежно приводит к наткнуться на одну из самых спорных тем в астрономии. Сначала давайте дадим здесь некоторый контекст, напомнив, почему трейсеры$\mathrm{H_2}$требуются в первую очередь:

Молекулярный водород – или$\mathrm{H_2}$– самая распространенная молекула во Вселенной, поэтому она воплощает в себе то, что называется плотной молекулярной фазой межзвездной среды (МСМ), в которой материя скапливается в массивные холодные темные облака. Таким образом, распределение$\mathrm{H_2}$является ключевым наблюдаемым, когда астрономы хотят охарактеризовать эти облака. 

Так в чем проблема?

К сожалению, самая многочисленная молекула во Вселенной почти невидима. Действительно,$\mathrm{H_2}$представляет собой простую гомоядерную молекулу без постоянного дипольного момента, поэтому могут происходить только квадрупольные вращательные переходы. Эти переходы относительно высокой энергии$h \nu$разрешать только зондировать теплые регионы (Учитывая, что$h \nu/k = 514~\mathrm{K}$для первого чисто вращательного перехода$\mathrm{H_2}$, и$h \nu/k = 1200~\mathrm{K}$для второго), которые составляют лишь крошечную часть общей массы, присутствующей в межзвездной среде.

Это означает, что молекулярный водород, находящийся в холодных темных облаках, практически не излучает фотонов, потому что нет доступных переходов при типичной для них температуре$10$к$30~\mathrm{K}$.

_{Примечание : в качестве альтернативы$\mathrm{H_2}$можно непосредственно наблюдать по поглощению в дальнем ультрафиолетовом диапазоне длин волн, но это возможно только в диффузной межзвездной среде вдоль линий обзора к ближайшим звездам.}

Именно по этой причине для определения плотности колонок требуются трассеры.$\mathrm{H_2}$в межзвездной среде.

Тогда зачем использовать$\mathrm{CO}$ ?

Угарный газ оказался второй по распространенности молекулой во Вселенной, сразу после$\mathrm{H_2}$. В отличие от молекулярного водорода он обладает дипольным моментом, поэтому его легко наблюдать благодаря его многочисленным чисто вращательным переходам, в частности благодаря$J=1-0$переход, связанный с температурой$h \nu/k=5,53~\mathrm{K}$, что позволяет проследить холодную фазу газа. Его переходы, лежащие в миллиметровых длинах волн, можно наблюдать и картировать с хорошей точностью с помощью большого количества наземных радиотелескопов. Поэтому,$\mathrm{CO}$можно считать очень удобной для астрономов молекулой, когда дело доходит до исследования наиболее плотных частей межзвездной среды, и она действительно широко используется.

Но как это относится к$\mathrm{H_2}$ ?

Вот тут-то и начинают появляться сомнительные предположения. С момента образования таких молекулярных частиц, как$\mathrm{CO}$происходит в условиях, благоприятных для$\mathrm{H_2}$формирование, идея состоит в том, чтобы угадать, что мера$\mathrm{CO}$ плотность столбца может быть непосредственно преобразована в$\mathrm{H_2}$плотность столбца для данной области, используя некоторые эмпирически определенные$\mathrm{CO} / \mathrm{H_2}$соотношение.

За прошедшие годы появилось множество обзоров и статей, посвященных относительному изобилию$\mathrm{H_2}$и$\mathrm{CO}$в различных регионах разрешено предлагать меру этого отношения, которая, как считается, находится около так называемого канонического значения.$10^{-4}$. Этот замечательный результат позволяет напрямую связать$N_{\mathrm{H_2}}$к$N_{\mathrm{CO}}$, благодаря следующему уравнению:

$$N_{\mathrm{H_2}} = {10}^{4} N_{\mathrm{CO}}$$

Однако надежность этой количественной корреляции широко обсуждается и остается активной темой исследований как в астрохимии (например , эта статья ), так и в наблюдательной астрофизике (например , эта статья или эта статья ). В частности, есть опасения по поводу возможности сильного несоответствия в средах, отличных от Млечного Пути, где результат был установлен.

На самом деле, есть много данных наблюдений, свидетельствующих о том, что значение, принятое для$\mathrm{CO} / \mathrm{H_2}$соотношение действует ( совсем ) не везде. (например , эта статья ). Это имеет смысл, поскольку нет оснований полагать, что отношение останется постоянным при различных условиях окружающей среды, в которых находится молекулярное облако (локальная плотность, металличность, скорость ионизации космических лучей, поле межзвездного излучения, приводящее к фотодиссоциации, намагниченная турбулентность и др.)

Как бы то ни было, астрономы широко используют это отношение, чтобы вывести локальную плотность молекулярного газа из наблюдений за$\mathrm{CO}$переходы, потому что это так удобно, когда требуется быстрая оценка.

На самом деле, это широко распространенный вопрос в астрономии, поскольку большая часть того, что мы знаем о межзвездных молекулах, получена из наблюдений за так называемыми «трассирующими» видами, которым уделяется большое доверие.

Приложение  . Можем ли мы предсказать это соотношение, используя методы, отличные от эмпирического определения посредством прямых наблюдений?

В некоторой степени$\mathrm{CO}/\mathrm{H_2}$можно ожидать, что соотношение будет находиться в пределах$10^{-4}$используя то, что известно о содержании химических элементов в межзвездной среде.

Действительно, изобилие$\mathrm{C}$и$\mathrm{O}$относительно$\mathrm{H}$хорошо известны астрономам:

1) С одной стороны, содержание водорода можно определить, учитывая образование ядер в ходе первичного нуклеосинтеза .

2) С другой стороны, содержание кислорода и углерода можно измерить на основе спектроскопических наблюдений по статистическим выборкам звезд, где звездный нуклеосинтез ограничивает космическое содержание более тяжелых элементов.

В литературе типичные содержания химических элементов для углерода и кислорода следующие:

$$n_{\mathrm{C}}/n_{\mathrm{H}} \approx 3 \cdot 10^{-4}$$

$$n_{\mathrm{O}}/n_{\mathrm{H}} \approx 5 \cdot 10^{-4}$$

Следовательно, если предположить, что для каждой пары атомов водорода, образующих$\mathrm{H_2}$атом углерода и атом кислорода образуют$\mathrm{CO}$, вы бы нашли$\mathrm{CO}/\mathrm{H_2}$соотношение, которое согласуется с тем, что найдено эмпирически.

Предупреждение  : неужели это так просто? Нет ! Это очень упрощенная точка зрения и никоим образом не является законным оправданием или доказательством того, что$\mathrm{CO}/\mathrm{H_2}$соотношение всегда должно быть около$10^{-4}$. Но это дает представление о том, что можно сделать, чтобы вывести соотношение из обилия химических элементов.

Надлежащий анализ будет основываться на учете различных скоростей образования$\mathrm{H_2}$и$\mathrm{CO}$как в газовой фазе, так и на поверхности пылинок, а также скорости разрушения этих молекул путем фотодиссоциации, химических реакций и истощения газа в твердую фазу пылинок. Это подразумевает полное физическое описание различных процессов и использование полной химической сети. Очевидно, что эти методы трудно установить, потому что результаты очень чувствительны к точности и полноте, с которой моделируются физические механизмы. Тем не менее, в этих моделях обнаруживается, что$\mathrm{CO}/\mathrm{H_2}$в значительной степени зависит от местных условий, таких как металличность и скорость ионизации (см. эту статью для наглядного примера такого рода астрохимических исследований).