Warum ist COCO\text{CO} ein guter Tracer für H2H2\text{H}_2? Wie korrelieren diese Moleküle?

Die Beantwortung dieser Frage führt unweigerlich zu einem der umstrittensten Themen der Astronomie. Lassen Sie uns hier zunächst etwas Kontext geben, indem wir daran erinnern, warum Tracer von$\mathrm{H_2}$werden in erster Linie benötigt:

Molekularer Wasserstoff – bzw$\mathrm{H_2}$– ist das am häufigsten vorkommende Molekül im Universum und verkörpert daher die sogenannte dichte molekulare Phase des interstellaren Mediums (ISM), in der sich Materie zu massiven, kalten Dunkelwolken ansammelt. So ist die Verteilung von$\mathrm{H_2}$ist eine wichtige Beobachtungsgröße, wenn Astronomen diese Wolken charakterisieren wollen. 

Was ist also das Problem?

Leider ist das reichlichste Molekül des Universums fast unsichtbar. In der Tat,$\mathrm{H_2}$ist ein einfaches, homonukleares Molekül ohne permanentes Dipolmoment, daher können nur Quadrupol-Rotationsübergänge auftreten. Diese Übergänge von relativ hoher Energie$h \nu$Erlauben Sie nur, warme Regionen zu untersuchen (Wenn man bedenkt, dass$h \nu/k = 514~\mathrm{K}$für den ersten reinen Rotationsübergang von$\mathrm{H_2}$, Und$h \nu/k = 1200~\mathrm{K}$für die zweite), die nur einen winzigen Anteil der im interstellaren Medium vorhandenen Gesamtmasse ausmachen.

Das bedeutet, dass von molekularem Wasserstoff, der in kalten Dunkelwolken liegt, praktisch keine Photonen emittiert werden, da bei ihrer typischen Temperatur keine Übergänge vorhanden sind$10$Zu$30~\mathrm{K}$.

_{Hinweis : Alternativ$\mathrm{H_2}$kann durch Absorption bei Wellenlängen im fernen UV direkt beobachtet werden, dies ist jedoch nur im diffusen interstellaren Medium entlang von Sichtlinien zu nahen Sternen möglich.}

Genau aus diesem Grund werden Tracer benötigt, um Säulendichten von zu bestimmen$\mathrm{H_2}$im interstellaren Medium.

Warum dann verwenden$\mathrm{CO}$ ?

Kohlenmonoxid ist zufällig das zweithäufigste Molekül im Universum, gleich dahinter$\mathrm{H_2}$. Im Gegensatz zu molekularem Wasserstoff hat es ein dipolares Moment, daher ist es dank seiner zahlreichen reinen Rotationsübergänge leicht zu beobachten, insbesondere dank der$J=1-0$Übergang, der mit einer Temperatur verbunden ist$h \nu/k=5,53~\mathrm{K}$, wodurch die kalte Phase des Gases verfolgt werden kann. Seine im Millimeterbereich liegenden Übergänge lassen sich mit einer großen Anzahl bodengebundener Radioteleskope gut beobachten und kartieren. Deshalb,$\mathrm{CO}$kann als sehr astronomenfreundliches Molekül angesehen werden, wenn es darum geht, die am stärksten verdichteten Teile des interstellaren Mediums zu untersuchen, und es wird tatsächlich ausgiebig verwendet.

Aber wie hängt das zusammen$\mathrm{H_2}$ ?

Hier beginnen sich fragwürdige Annahmen zu zeigen. Da die Bildung molekularer Spezies wie$\mathrm{CO}$tritt unter günstigen Bedingungen auf$\mathrm{H_2}$Bildung, die Idee ist, dass ein Maß für zu erraten$\mathrm{CO}$ Säulendichte kann direkt in a umgerechnet werden$\mathrm{H_2}$Spaltendichte für eine gegebene Region, unter Verwendung einiger empirisch bestimmter$\mathrm{CO} / \mathrm{H_2}$Verhältnis.

Im Laufe der Jahre wurden viele Rezensionen und Artikel über die relativen Häufigkeiten von$\mathrm{H_2}$Und$\mathrm{CO}$in verschiedenen Regionen erlaubt, ein Maß für dieses Verhältnis vorzuschlagen, von dem angenommen wird, dass es um den sogenannten kanonischen Wert liegt$10^{-4}$. Dieses bemerkenswerte Ergebnis lässt einen direkten Bezug zu$N_{\mathrm{H_2}}$Zu$N_{\mathrm{CO}}$, dank der folgenden Gleichung:

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

Die Zuverlässigkeit dieser quantitativen Korrelation wird jedoch stark diskutiert und bleibt ein aktives Forschungsthema sowohl in der Astrochemie (z. B. diese Abhandlung ) als auch in der beobachtenden Astrophysik (z . B. diese Abhandlung oder diese Abhandlung ). Insbesondere gibt es Bedenken hinsichtlich der Möglichkeit, dass es eine starke Diskrepanz in anderen Umgebungen als der Milchstraße geben könnte, wo das Ergebnis ermittelt wurde.

Tatsächlich gibt es viele Beobachtungen, die darauf hindeuten, dass der angenommene Wert für die$\mathrm{CO} / \mathrm{H_2}$Verhältnis gilt nicht ( überhaupt ) überall. (z. B. dieses Papier ) Dies ist sinnvoll, da es keinen Grund zu der Annahme gibt, dass das Verhältnis unter verschiedenen Umgebungsbedingungen, in denen eine Molekülwolke platziert ist, konstant bleiben würde (lokale Dichte, Metallizität, Ionisationsrate der kosmischen Strahlung, interstellares Strahlungsfeld, das zur Photodissoziation führt, magnetisierte Turbulenz usw.)

Wie auch immer, Astronomen verwenden dieses Verhältnis ausgiebig, um die lokale Dichte des molekularen Gases aus Beobachtungen abzuleiten$\mathrm{CO}$Übergänge, weil es so praktisch ist, wenn eine schnelle Schätzung erforderlich ist.

Tatsächlich ist dies ein weit verbreitetes Thema in der Astronomie, da das meiste, was wir über interstellare Moleküle wissen, aus Beobachtungen sogenannter „Tracer“-Spezies stammt, denen viel Vertrauen entgegengebracht wird.

Nachtrag  : Könnten wir dieses Verhältnis vorhersagen, indem wir andere Methoden als die empirische Bestimmung durch direkte Beobachtungen verwenden?

Bis zu einem gewissen Grad die$\mathrm{CO}/\mathrm{H_2}$Ratio dürfte im Bereich von zu finden sein$10^{-4}$unter Verwendung dessen, was über die Häufigkeit der chemischen Elemente im interstellaren Medium bekannt ist.

In der Tat, die Fülle von$\mathrm{C}$Und$\mathrm{O}$relativ zu$\mathrm{H}$sind den Astronomen bekannt:

1) Einerseits kann die Häufigkeit von Wasserstoff anhand der Kernproduktion während der primordialen Nukleosynthese bestimmt werden .

2) Andererseits kann die Häufigkeit von Sauerstoff und Kohlenstoff aus spektroskopischen Beobachtungen an statistischen Stichproben von Sternen gemessen werden, wo die stellare Nukleosynthese die kosmische Häufigkeit schwerer Elemente einschränkt.

In der Literatur sind typische Häufigkeiten der chemischen Elemente für Kohlenstoff und Sauerstoff die folgenden:

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

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

Unter der Annahme, dass sich für jedes Paar Wasserstoffatome bilden$\mathrm{H_2}$Es bilden sich ein Kohlenstoff- und ein Sauerstoffatom$\mathrm{CO}$, würden Sie eine finden$\mathrm{CO}/\mathrm{H_2}$Verhältnis, das mit dem übereinstimmt, was empirisch gefunden wurde.

Achtung  : Ist das wirklich so einfach? NEIN ! Dies ist eine sehr vereinfachende Ansicht und keineswegs eine legitime Rechtfertigung oder ein Beweis dafür, dass die$\mathrm{CO}/\mathrm{H_2}$Ratio sollte immer da sein$10^{-4}$. Dies gibt jedoch eine Vorstellung davon, was getan werden kann, um das Verhältnis aus der Häufigkeit chemischer Elemente abzuleiten.

Eine richtige Analyse würde sich auf die Berücksichtigung der unterschiedlichen Bildungsraten von stützen$\mathrm{H_2}$Und$\mathrm{CO}$sowohl in der Gasphase als auch auf Staubkornoberflächen, sowie die Zerstörungsraten dieser Moleküle durch Photodissoziation, chemische Reaktionen und Abreicherung des Gases in die feste Phase von Staubkörnern. Dies impliziert eine vollständige physikalische Beschreibung der verschiedenen Prozesse und die Verwendung eines vollständigen chemischen Netzwerks. Offensichtlich sind diese Methoden schwer zu etablieren, da die Ergebnisse sehr empfindlich auf die Genauigkeit und Vollständigkeit reagieren, mit der physikalische Mechanismen modelliert werden. Was bei diesen Modellen jedoch festgestellt wird, ist, dass die$\mathrm{CO}/\mathrm{H_2}$variiert stark mit lokalen Bedingungen wie Metallizität und Ionisationsraten (siehe dieses Papier für ein klares Beispiel für diese Art von astrochemischen Studien).