Зоряні молекули — це молекули, які існують або утворюються в зорях. Це може відбуватися, коли температура достатньо низька для утворення молекул — зазвичай близько 6000 К або холодніше[1]. За вищих температур зоряна речовина представлена атомами та іонами у формі газу або плазми.
Спектри холодних зір включають смуги поглинання, характерні для молекул. Подібні смуги поглинання можна знайти при спостереженні сонячних плям, які є достатньо холодними, щоб забезпечити стійкість зоряних молекул. Молекули, знайдені на Сонці, включають MgH[en], CaH[en], FeH[en], CrH[en], NaH, OH, SiH[en], VO[en] і TiO. Інші включають CN[en], CH[en], MgF, NH[en], C2, SrF, ZrO, YO[en], ScO та BH[en][2].
Зорі більшості спектральних класів можуть містити молекули, навіть зорі класу А категорії Ap. Лише в найгарячіших зорях спектральних класів O, B та A не вдалося виявити жодних молекул. Багаті вуглецем білі карлики, навіть якщо вони дуже гарячі, мають спектральні лінії C2 і CH[en][3].
В лабораторіях проводяться вимірювання простих молекул, які можуть бути знайдені в зорях, і визначаються довжини хвиль їхніх спектральних ліній. Також важливо виміряти енергію дисоціації та силу осцилятора (наскільки сильно молекула взаємодіє з електромагнітним випромінюванням). Результати цих вимірювань використовують для обчислень спектру за різних умов тиску та температури. Проте лабораторні умови часто відрізняються від умов у зорях: в лабораторіях важко досягти зоряних температур і локальної теплової рівноваги. Вимірювання сили осцилятора та енергії дисоціації часто лише приблизні[3].
Молекули в зорях можна використовувати для визначення деяких характеристик зір. Ізотопний склад можна визначити, оскільки різні маси ізотопів спричиняють суттєву різницю частот коливальних і обертальних ліній. Температуру можна визначити, бо вона впливає на кількість молекул у різних вібраційних і обертальних станах. Деякі молекули чутливі до співвідношення елементів і тому вказують на елементний склад зорі[3]. Для різних типів зір характерні різні молекули, які використовуються для їх класифікації[2]. Спостерігаючи багато спектральних ліній різної потужності, можна визначити умови на різних глибинах зорі. Ці умови включають температуру та швидкість руху до або від спостерігача[3].
В атмосферах зір були виявлені такі молекули:
Формула | Назва |
---|---|
AlH[4] | Моногідрид алюмінію |
AlO[4] | Моноксид алюмінію |
C2[4] | Дикарбон |
CH[5] | Метилідин радикал |
CN[5][6] | Ціанід |
CO[7] | Моноксид вуглецю |
CaCl[4] | Хлорид кальцію |
CaH[8] | Моногідрид кальцію[en] |
CeH[9] | Моногідрид церію |
CeO[6] | Моноксид церію |
CoH[4] | Гідрид кобальту |
CrH[4] | Гідрид хрому[en] |
CuH[4] | Гідрид міді[en] |
FeH[9] | Гідрид заліза[en] |
HCl[4] | Хлороводень |
HF[4] | Фтороводень |
H2[10] | Молекулярний водень |
LaO[4][6] | Оксид лантану[en] |
MgH[11] | Моногідрид магнію[en] |
MgO[6] | Оксид магнію |
NH[5] | Імідоген[en] |
NiH[4] | Гідрид нікелю[d] |
OH[4] | Гідроксил |
ScO[4] | Оксид скандію |
SiH[4] | Силілідин[en] |
SiO[4] | Моноксид кремнію |
TiO[12][13] | Оксид титану |
VO[4] | Оксид ванадію |
YO[4][6] | Оксид ітрію[en] |
ZnH[4] | Гідрид цинку[en] |
ZrO[4][6] | Оксид цирконію |
Формула | Назва |
---|---|
C3[14] | Трикарбон[en] |
HCN[4][14] | Ціаністий водень |
C2H[4] | Етиніл радикал[en] |
CO2[15] | Діоксид вуглецю |
SiC2[4] | Дикарбід кремнію |
CaNC[16] | Ізоціанід кальцію |
CaOH[4] | Гідроксид калію |
H2O[17] | Вода |
Формула | Назва |
---|---|
C2H2[4][14] | Ацетилен |
Формула | Назва |
---|---|
CH4[14] | Метан |