Intersztelláris anyag

Az előadások a következő témára: "Intersztelláris anyag"— Előadás másolata:

1 Intersztelláris anyag
Lyra gyűrűsköd (M57)

2 INTERSZTELLÁRIS ANYAG
spirálgalaxisban: 10% irreguláris galaxisban: 50% fényabszorpció fényszórás polarizáció fényabszorpció GÁZ 99% POR 1% (nem gömb alak, 1 mm) széntartalmú fémes szilikát

3 Csillagközi gáz A csillagközi anyagnak 99%-a gáz
A gáz/por arány mindenütt egyforma: ahol sok a por ott sok a gáz is a csillagközi gáz túlnyomórészt semleges hidrogén molekuláris, atomos vagy ionizált formában fordul elő HI: 21 cm-es rádiósugárzás HII: Balmer-sorozat H2: rotációs spektrum közeli IR-tartományban

4 Csillagközi por Csillagközi anyagnak csak 1%-át adja, mégis igen nagy jelentőségű megnyúlt, tű alakú kristályok grafitszemcsék vagy szilikátszemcsék, jégburokkal elnyeli, szórja és polarizálja a csillagok fényét felületükön kémiai reakciók játszódnak le („katalizátorok”)

5 Intersztelláris porszemcse kialakulása
Nem illékony szerves molekulák Nem illékony szerves molekulák Szemcsék egy diffúz intersztelláris felhőben

6 INTERSZTELLÁRIS ANYAG
Felhőközi anyag Felhő Forró komp. T~106 K n ~0,001 cm-3 Kétfázisú modell Gas in thermal balance (􀀂=􀀁) can coexist at the same p with two (n,T) combinations, conceived as cool clouds embedded in a warm intercloud medium, now referred to as CNM and WNM. Thermal Balance: 􀀃m = 􀀆 􀀁1 (􀀃 􀀁 􀀂), 􀀃 = 􀀅nH 2 and 􀀂 = 􀀄nH, 􀀃 =􀀂 􀀇 nH = 􀀄 􀀅 . 􀀄 is sensitive and 􀀃 insensitive to T 􀀂 ~ nH 2 : cooling comes mainly from low-density sub-thermal collisions) 􀀁 ~ nH :heating comes from an external source, e.g radiation, cosmic rays, turbulence, shocks, Meleg komp. T~104 K n ~0,1 cm-3 Diffúz felhő T~ K n ~1-100 cm-3 Molekulafelhő T~10 K n >103 cm-3

7 Forró felhőközi komponens
forró, ritka, ionizált létezését 1956-ben Lyman Spitzer jósolta meg nincs termodinamikai egyensúlyban T~106 K (kinetikus hőmérséklet) anyagsűrűség ~ 0,001 cm-3 többszörösen ionizált atomok abszorpciós vonalai UV-tartományban, illetve UV- és röntgen emisszió külső nyomás tartja egyensúlyban A nulladik főtétel tulajdonképpen nem egyetlen "törvényt", hanem több posztulátumot jelent, amelyek a termodinamikai rendszer egyensúlyával kapcsolatosak. Ezek: -bármely magára hagyott termodinamikai rendszer egy idő után egyensúlyi állapotba kerül amelyből önmagától nem mozdulhat ki; -egy egyensúlyban levő termodinamikai rendszer szabadságfokainak száma a környezetével megvalósítható kölcsönhatások számával egyenlő; -a két testből álló magára hagyott termodinamikai rendszer egyensúlyban van ha a testek között fellépő kölcsönhatásokat jellemző intenzív állapothatározóik egyenlők; -az egyensúly tranzitív (ha A rendszer termodinamikai egyensúlyban van C rendszerrel, és B rendszer is termodinamikai egyensúlyban van C rendszerrel akkor ebből következik, hogy A és B rendszer is termodinamikai egyensúlyban van egymással). intenzív állapotjelzők, amik, ha falakkal részekre osztunk egy rendszert, minden részben az eredetivel azonos nagyságúak (T, p) Azonban a csillagok nem fekete testként sugároznak, így attól függően, hogy milyen típusú sugárzó testtel modellezük a csillagot, különböző típusú hőmérsékleteket definiálhatunk: Effektív hőmérséklet Wien-féle hőmérséklet Színhőmérséklet Kinetikus hőmérséklet - 4. Ha a csillagok spektrumában látható vonalak kiszélesedéséből meg tudjuk állapítani a gáz részecskéinek átlagos sebességét, akkor ebből az úgynevezett kinetikus hőmérsékletet tudjuk meghatározni. Ha a csillag termodinamikai egyensúlyban van (ugyanannyi energiát termel, mint amennyit sugároz, így nem melegszik vagy hűl), akkor anyaga a klasszikus gázmodellel írható le. Ez esetben a gáz egy részecskéjére eső átlagos kinetikus energia egyenesen arányos a gáz hőmérsékletével. Tehát egyszerűen fogalmazva, a csillag kinetikus hőmérséklete annál nagyobb, minél nagyobb a színképvonalainak kiszélesedése. Ek = (mv”2)/2 = 3/2 kT

8 Meleg felhőközi komponens
a felhőközi anyag tömegének csak kis hányadát foglalja magában, de térfogata jelentős T~104 K anyagsűrűség: ~0,1 cm-3 optikai emisszió, HI területek

9 Diffúz felhő felhőkben a csillagközi anyag tömegének 80%-a koncentrálódik T= K anyagsűrűség: cm-3 semleges H van jelen (HI régiók)

10 Molekulafelhő hidegebb, sűrűbb T ~ 10 K anyagsűrűség: >100 cm-3
porszemcsék leárnyékolják az UV-sugárzást, felületükön megkötik a H-atomokat, amelyek így nagyobb valószínűséggel alakulhatnak H2 molekulákká Más molekulákat is tartalmaznak (táblázat később)

11 Molekulafelhők alaktípusai
Méret Tömeg Példa (pc) (MNap) globula 0,1-0,3 1-500 B335 sűrű mag 1-100 L1551 sötét filament 1-10 L1755 sötét mag 1-3 L1686 óriás filament 3-10 104 -105  L1641 óriás mag L1630* óriási filamentek gyakran tartalmaznak globulákat hossztengelyük mentén egyenletesen elosztva globulák belsejében több sűrű mag lehet HIERACHIKUS SZERKEZET *Lynds, Beverly T.: Catalogue of Dark Nebulae, Astrophysical Journal Supplement, vol. 7, p.1 (1962)

12 HII régió az IC2944* emissziós ködben, csillag-születési terület
Bok-globula HII régió az IC2944* emissziós ködben, csillag-születési terület Nevét Bart Bok csillagász után kapta, aki 1940-ben javasolta, hogy ezek a globulák lehetnek a csillag-bölcsők. 5900 fé távolság 1,4 fé méretű felhők Együtt 15 MNap lambda Centaurihoz közel *Index Catalogue

13 L1641 – óriási filament az Orion-ködben
benne láthatók a magok

14 csillagalakulási régió a Taurus- Auriga csillagalakulási komplexumban
L1551 – sűrű magok csillagalakulási régió a Taurus- Auriga csillagalakulási komplexumban

15 Ködök csoportosítása Világító ködök Sötét ködök Reflexiós ködök
Emissziós ködök HII régiók Planetáris ködök SN maradvány Cirkumsztelláris ködök

16 Ködök csoportosítása Világító ködök Sötét ködök Reflexiós ködök
Emissziós ködök HII régiók Planetáris ködök SN maradvány Cirkumsztelláris ködök

17 Kígyótartó csillagképben
Bernard 62 sötét köd a Kígyótartó csillagképben

18 Sötét köd: Lófej köd Lófej-köd (Orion)

19 Sötét köd: Lófej köd Nagyobb sűrűségű, többnyire porfelhők, melyek jelentősen legyengítik a mögöttük lévő csillagok fényét. sötét köd Föld távoli világító köd

20 Ködök csoportosítása Világító ködök Sötét ködök Reflexiós ködök
Emissziós ködök HII régiók Planetáris ködök SN maradvány Cirkumsztelláris ködök

21 Rayleigh-szórás elektromágneses sugárzás szóródik gömbszerű részecskén, amelynek a mérete kisebb, mint a fény hullámhossza rugalmas ütközés a szóródási együttható függ a részecskék méretétől és a fény hullámhosszától ahol d: a részecske átmérője, l: fény hullámhossza kisebb hullámhosszú fényre nagyobb szóródás (kék) nagyobb hullámhosszúságú fényre kisebb szóródás (piros)

22 Boszorkányfej-köd (Orion)

23 Diffúz köd – reflexiós köd: Boszorkányfej-köd
Fénylő ködök, amelyek mindig fényes csillagok, vagy csillag-csoportok környezetében vannak, porfelhőkből állnak és a környező csillagok megvilágítják őket. csillag Föld reflektáló porköd

24 Ködök csoportosítása Világító ködök Sötét ködök Reflexiós ködök
Emissziós ködök HII régiók Planetáris ködök SN maradvány Cirkumsztelláris ködök

25 Rozetta-köd (Canis Minor)
Diffúz köd a Canis Minorban, az égbolt legszebb gázködjei közé tartozik. Valószínűleg a fiatal csillagok erős sugárzása „söpörte ki” a gázt a középső részből. Az erős IR-sugárzást kibocsátó forró csillagok közelében a gázködök ionizált állapotúak és emissziós ködként vagy HII zónaként fénylenek, főleg a színkép vörös részében sugároznak erősen. Míg a porfelhők szórják a csillagok fényét, így a felhők reflexiós ködként látszanak (általában kékek) Rozetta-köd (Canis Minor)

26 emisszióra gerjesztett
Diffúz köd – emissziós köd: Rozetta-köd Fénylő köd, amely fényes csillagok vagy csillagcsoportok környezetében van, gázanyaga világít, a gerjesztés energiáját a környezetében lévő csillagok adják gerjesztő csillag Diffúz köd a Canis Minorban, az égbolt legszebb gázködjei közé tartozik. Valószínűleg a fiatal csillagok erős sugárzása „söpörte ki” a gázt a középső részből. A köd vörös fényét a Hα sugárzás, valamint az ilyen ködökre jellemző ionizált oxigén és kén-vonalak okozzák. H alpha: n = 3 to n = 2 is called Balmer-alpha or H-alpha, wavelength of  Å. Az erős IR-sugárzást kibocsátó forró csillagok közelében a gázködök ionizált állapotúak és emissziós ködként vagy HII zónaként fénylenek, főleg a színkép vörös részében sugároznak erősen. Míg a porfelhők szórják a csillagok fényét, így a felhők reflexiós ködként látszanak (általában kékek) Föld emisszióra gerjesztett gázfelhő

27 HII régiók Korai színképtípusú csillagok körül (O, A, B) alakul ki – ezek rövid hullámhosszúságú sugárzást bocsátanak ki, amely a csillagtól egy bizonyos távolságig ionizálni képes a H-atomokat – Ez a HII régió Mivel minden ionizációval csökken a fotonok száma az állandó mennyiségű fotont kibocsátó csillag csak bizonyos területet képes maga körül ionizálni: ezt a területet nevezzük HII zónának. Strömgren sphere Példák HII zónák méretére: O5 csillag körül: 100 pc B0 csillag körül: 20 pc A0 csillag körül: 0,5 pc

28 HRD Harward-klasszifikáció O, B, A

29 M33 – Triangulum-galaxis
Lokális Csoport tagja, 3 M fé a távolsága

30 Orion-köd

31 Ködök csoportosítása Világító ködök Sötét ködök Reflexiós ködök
Emissziós ködök HII régiók Planetáris ködök SN maradvány Cirkumsztelláris ködök

32 Lyra- gyűrűsköd

33 Planetáris köd: Lyra- gyűrűsköd
elnevezés megtévesztő egyes csillagok körül elhelyezkedő, halványan fénylő gázhéjak, amelyeket a csillag fejlődése során dobott le Tejútrendszerben úgy ilyen van

34 CSILLAGOK FEJLŐDÉSE

35 Ködök csoportosítása Világító ködök Sötét ködök Reflexiós ködök
Emissziós ködök HII régiók Planetáris ködök SN maradvány Cirkumsztelláris ködök

36 Rák-köd (Bika)

37 SN maradvány: Rák-köd Bika csillagképben
1054-ben történt szupernova robbanás maradványa anyag tágulási sebessége 1000 km/s körül

38 Ködök csoportosítása Világító ködök Sötét ködök Reflexiós ködök
Emissziós ködök HII régiók Planetáris ködök SN maradvány Cirkumsztelláris ködök

39 Cygnus-X

40 T Tauri

41 ATOMOK ÉS MOLEKULÁK KÖRFORGÁSA

42 Űrben detektált molekulák táblázata

43 Poliaromás szénhidrogének
Fullerének

44 REAKCIÓMECHANIZMUS GÁZ FÁZISBAN FELÜLETEN
diffúz molekulafelhőben (kisebb anyagsűrűség + UV-sugárzás) – kémia gyors a gravitációs kollapszushoz és a porszemcsékre való kifagyás sebességéhez képest – kvázi állandó közelítést lehet alkalmazni molekulafelhőkben (nagyobb anyagsűrűség + kozmikus sugárzás leárnyékolva) – minden folyamat időskálája azonos nagyságrendbe esik, a reakciókinetikai számítások is bonyolultabbá válnak

45 Kvázistacionárius folyamatok:
B C [B] : kicsi és állandó REAKCIÓK MEGFIGYELÉS FELTÉTELEK EREDMÉNY

46 GÁZFÁZISBAN LEJÁTSZÓDÓ FOLYAMATOK
kis hőmérséklet (10 K) extrém kis nyomás kis anyagsűrűség közel nulla gravitáció kozmikus sugárzás (UV-sugárzás és töltött részecske sugárzás) Részecskéknek ütközniük kell egymással Részecskéknek egy minimális energiával kell rendelkezniük (aktiválási energia) Reakciósebesség hőmérsékletfüggő –Arrhenius-egyenlet: exoterm reakciók játszódnak le

47 molekulák közti reakciók (aktiválási energia)
GÁZFÁZISBAN LEJÁTSZÓDÓ FOLYAMATOK molekulák közti reakciók (aktiválási energia) ion-molekula reakciók (ionizáláshoz kell energia) gyökök közti reakciók (gyökképződéshez kell energia)

48 FELÜLETEN LEJÁTSZÓDÓ FOLYAMATOK
FELÜLET: Intersztelláris anyag 1 %-a por KÉMIAI FOLYAMATOK felület katalizáló hatása FIZIKAI FOLYAMATOK adszorpció/deszorpció szórás diffúzió a felületen

49 Felületen lejátszódó fizikai folyamatok
szórás deszorpció AB AB AB diffúzió adszorpció AB AB AB

50 Langmuir-Hinshelwood
Felületen lejátszódó kémiai folyamatok mechanizmusai Langmuir-Hinshelwood mechanizmus Eley-Rideal mechanizmus B A A2B A2B A2 A2 AB2 AB AB B A

51 ELEMEK MEGOSZLÁSA INTERSZTELLÁRIS ANYAGBAN
hidrogén (93,38%) hélium (6,49%) biogén elemek: C, N, O (0,11%) arányok: O:C:N = 7:3:1 Ne, Si, Mg, S (0,002%) egyéb (0,02%)

52 INTERSZTELLÁRIS ANYAG MOLEKULÁRIS ÖSSZETÉTELE
kétatomos molekulák halogenidek és pszeudohalogenidek hidridek zárt héjú szénhidrogének nyílt láncú szénhidrogének gyűrűs molekulák O és C-tartalmú molekulák S és C-tartalmú molekulák N és C-tartalmú molekulák egyéb molekulák ionok

53 KÉTATOMOS MOLEKULÁK H2, CC, CN, CP*, CO, CS*, SiC*, SiN*, SiO, SiS, NP, NO, NS, SO szén szilícium foszfor HALOGENIDEK, PSZEUDOHALOGENIDEK HF HCl NaCl* KCl NaCN MgCN MgNC AlF* AlCl* SiCN *: csak C-ben gazdag cirkumsztelláris környezetben

54 HIDRIDEK CH4 NH3 H2O CH NH OH SH SiH4* H2S CH2 NH2 CH3 sem PH3, sem szilícium tartalmú gyököket nem azonosítottak ZÁRT HÉJÚ SZÉNHIDROGÉNEK CH4 C2H4 C2H2 CH3CCH CH3CCCCH HCCCCH# HCCCCCCH# C6H6 allént (H2CCCH2) nem detektáltak #: csak C-ben gazdag planetáris ködben

55 NYÍLT LÁNCÚ SZÉNHIDROGÉNEK
CH3(CC)nH n = 1, 2 HCn n = 1-8 H(CC)nH n = 2#, 4# Cn n = 2, 3, 5 H(CC)nCN n = 1-5 (CC)nCN n = 1, 2* CH3(CC)nCN n = 1, 2 H2Cn n = 3, 4, 6* CnO n = 1, 2, 3, 5 CnS n = 1, 2, 3*, 5(?) CnSi n = 1, 4* szén klaszterek ciano-poli-acetilén származékok kumulén karbének GYŰRŰS MOLEKULÁK SiC2 SiC3 C3H C2H4O C3H2

56 OXIGÉN ÉS SZÉNTARTALMÚ MOLEKULÁK
CH3OH H2CO HCOOH C2H5OH CH3CHO CH3COOH HCOOCH3 C2H3OH H2CCO HCCCHO CH3COCH3 CH3OCH3 HOCH2HCO CO CO2 HCO C2O C3O C5O glikol-aldehid KÉN ÉS SZÉNTARTALMÚ MOLEKULÁK CH3SH H2CS CS C2S C3S

57 NITROGÉN ÉS SZÉNTARTALMÚ MOLEKULÁK
HCN CHCN* CH2CN CH3CN C2H3CN C2H5CN H2NCN CH3NH2 H2CNH H2CN EGYÉB MOLEKULÁK SO2 OCS N2O HNO HCONH2 HNCO HNCS H2NCH2COOH (?) glicin

58 C6H- (2006), C4H- (2007), C8H- (2007), C3N- (2008), C5N- (2008)
IONOK 97% semleges 3% töltött (főként +, 5 -) CH+ CO+ SO+ HCO+ HCS+ HNN+ HOC+ H3+ HCNH+ HOCO+ H3O+ H2COH+ HC3NH+ C6H- (2006), C4H- (2007), C8H- (2007), C3N- (2008), C5N- (2008)

59 asszociáció sugárzással
AB B A + hn + fotodisszociáció AB B hn + A + Fraser et al, A&G, 2002 Vol 43, p

60 három részecske reakció
b) három részecske reakció AB B A + + M M + disszociáció ütközéssel AB B M M A + + + Fraser et al, A&G, 2002 Vol 43, p

61 semleges kicserélődés
AB BD D + A + Fraser et al, A&G, 2002 Vol 43, p

62 ion-molekula reakciók
d) ion-molekula reakciók AB BD+ D+ + A + töltéscsere reakciók AB AB+ D+ D + + Fraser et al, A&G, 2002 Vol 43, p

63 e) rekombinációs reakciók
sugárzási rekombináció (atomos) A+ + e- A hn + sugárzási asszociáció B B- M e- + + M hn + + e- + A A- hn + disszociatív rekombináció (molekuláris) AB B- + e- A + AB+ B A + e- + Fraser et al, A&G, 2002 Vol 43, p

64 f) negatív ion reakciók A2 A A- e- + + AB B- A + + e-
Fraser et al, A&G, 2002 Vol 43, p

65 kondenzációs reakciók
g) kondenzációs reakciók AB AB gáz fázis szilárd Fraser et al, A&G, 2002 Vol 43, p

66 adszorpció/termikus deszorpció heterogén katalízis
h) felületi reakciók adszorpció/termikus deszorpció heterogén katalízis AB BD A AB A2 AB AB BD A B B UV/ion/elektron ütközés BD2 hn AB BD A B e- Fraser et al, A&G, 2002 Vol 43, p

67 szén beépülési reakciók
CH4 C2H2+ H2 C+ + + +e- C2H H + + C+ C3+ + H Fraser et al, A&G, 2002 Vol 43, p

68 porszemcse aggregáció
j) porszemcse aggregáció + + PAH M+ + + Fraser et al, A&G, 2002 Vol 43, p

69 + H+ + H2 H2 HD + H+ +e- + H + H + D H- HD+ + H +g +g vagy vagy H2+ D
hn + D +e- + H+ + H H+ H H2+ +g vagy +e- +g hn + Fraser et al, A&G, 2002 Vol 43, p

70 diffúz felhőben: 0,8 kJ/mol molekulafelhőben: 0,08 kJ/mol
GÁZ FÁZISÚ REAKCIÓK Kinetikus energia: diffúz felhőben: 0,8 kJ/mol molekulafelhőben: 0,08 kJ/mol Főként exoterm reakciók játszódnak le Kicsi vagy közel nulla energiagáttal Csak két speciesz ütközése (Három speciesz ütközése ritka: 109 évenként 1) Kaiser, Chemical Reviews, 2002, Vol No

71 Ion – molekula reakciók
Bimolekuláris, exoterm ion-molekula reakcióknak nincs energiagátja H2 kozmikus sugárzás + H3+ H2 H2+ + H + X proton akceptor HX+ Herbst, Chem. Soc. Rev. 2001, 30,

72 H3+ C H2 CH5+ CH2+ H2 CH3+ H2 CH+ H2 CO C2H2+ CH4 C+ C+ UV sugárzás
C Herbst, Chem. Soc. Rev. 2001, 30,

73 Reakciók acetilénnel: C + C2H2  C3H + H C2H + C2H2  C4H2 + H
Gyökös reakciók Reakciók acetilénnel: C + C2H2  C3H + H C2H + C2H2  C4H2 + H CN + C2H2  HCCCN + H HC9N Herbst, Chem. Soc. Rev. 2001, 30,

74 UMIST adatbázis reagensek termékek

75 PÉLDÁK Víz Anionok Legegyszerűbb cukor (glikol-aldehid) Aminosavak (glicin) PAH-ok

76 H2 + kozmikus sugárzás  H2+ + e-
1. VÍZ H kozmikus sugárzás  H e- H H2  H H H3+ + O  OH+ + H2 OHn H2  OHn H H3O+ + e  H2O + H; OH + 2H, stb... Herbst, Chem. Soc. Rev. 2001, 30,

77 2. NEGATÍV IONOK C6H- C4H- C8H- C3N- IRC +10216, TMC-1 IRC + 10216
IRC (C-ben gazdag csillag), L1526 (protocsillag), TMC-1 (Taurus molekulafelfő) C4H- IRC , L1526 C8H- IRC , TMC-1 C3N- IRC

78 Negatív ionok reakciói
korábbi elmélet sugárzási asszociáció: e- + A A- hn + fotodisszociáció: A- hn A + + e- újabb elmélet AB disszociatív rekombináció: B- + e- A + B- AB A asszociatív: + e- + B A- C- D anion – semleges reakció: + + B B+ A- A semlegesítés: + + Herbst and Osamura, ApJ, 679: , 2008

79 e- + H2C4 → C4H- + H e- + H2C6 → C6H- + H e- + H2C8 → C8H- + H
AB B- + e- A + Disszociatív rekombinációs keletkezési út az ismert anionokra: e- + H2C4 → C4H- + H endoterm exoterm e- + H2C6 → C6H- + H exoterm e- + H2C8 → C8H- + H e- + HNCCC → CCCN- + H Herbst and Osamura, ApJ, 679: , 2008

80 endoterm (26 kJ/mol) Herbst and Osamura, ApJ, 679: , 2008

81 exoterm (16 kJ/mol) Herbst and Osamura, ApJ, 679: , 2008

82 exoterm (47 kJ/mol) Herbst and Osamura, ApJ, 679: , 2008

83 C + C6H2 → C7H + H C7H + e- → C7H- + hn C7H- + H → C7H2 + e- ... ...
Herbst and Osamura, ApJ, 679: , 2008

84 3. GLIKOL-ALDEHID 2000-ben detektálták (Hollis és mtsai)
C2H4O2 összegképlettel 3 molekula: ecetsav (CH3COOH) metil-formiát (HCOOCH3) glikol-aldehid (HOCH2CHO) keletkezési mechanizmusuk ecetsav és metil-formiát: gáz fázisban glikol-aldehid: szemcsék felületén etilén-glikol (HO-CH2-CH2-OH) detektálása Hale-Bopp üstökös (1997) intersztelláris anyag (2002) etilén-glikolból képződhet CH3OH  H2CO HO-CH2-CH2-OH  HO-CH2-CHO Hudson et al, Advances in Space Research, 36 (2005)

85 H2O + etilén-glikol jég (20:1)
0,8 MeV protonokkal bombázás 12,8 eV/molekula CO2 CO H2CO CH4 HOCH2CHO CH3OH 1,2 eV/molekula CO2 CO H2CO HOCH2CHO Hudson et al, Advances in Space Research, 36 (2005)

86 Porszemcsékben végbemenő glikolaldehid képződés
Fotodisszociációs reakciók: hn + H2O  OH + H hn + CH4  CH3 + H Metanol + formil gyök képződés: CH3 + OH  CH3OH H + CO  HCO Glikolaldehid képződés: HCO + CH3OH  HOCH2CHO + H

87 Porszemcse szilikát mag aminosavak, cukrok illékony jegek

88 4. GLICIN keresés kezdete: 15 évvel ezelőtt
aminosavak UV-fényre igen érzékenyek glicin közvetlen kimutatása nem volt sikeres, csak közvetett bizonyítékok vannak Molekulamagokban UV-árnyékolás – szemcséken vagy gáz fázisban képződhetnek aminosavak Szemcséken kialakulhatnak szerves molekulák, amelyek karbonil-csoportot tartalmaznak: H2CO, CH2CO, CH3CHO, HCOOH, HNCO, NH2CHO Halley-üstökös magjában: amino-metanol (NH2CH2OH) Lehetséges képződési reakció: NH2CH2OH2+ + HCOOH(Gly)H+ + H2O glicinből a-alanin (NH2CH(CH3)COOH), vagy a-aminovajsav (NH2C(CH3)2COOH) is kialakulhat Ehrenfreund et al, Proc. First European Workshop on Exo-Astrobiology, May, 2001

89 aminosav prekurzor molekulák M ~ néhány 100-tól 3000 g/mol
CO + NH3 + H2O gázkeverék 3,0 MeV proton sugárzás aminosav prekurzor molekulák M ~ néhány 100-tól 3000 g/mol cirkulárisan polarizált UV-fénnyel besugározva glikolamid (HOCH2CONH2) PAH-ok (naftalin, fenantrén) királis aminosavak, a fő termék: glicin Takano et al, Earth and Planetary Science Letters 254 (2007)

90 glicinre jellemző fragmentumok mérhetők MS-sel,
grafit por bombázás nagy energiájú (10 keV) H2/N2 (15/85) eleggyel bombázás termikus O2-nel 2-4 óra, vákuum glicinre jellemző fragmentumok mérhetők MS-sel, kevesebb alanin, leucin, izoleucin uracil, adenin (nukleotid bázisok) Devienne et al, Chimie physique et théorique, Série II c, p , 1998

91 Aminosavak és nukleotid bázisok túlélési esélyei
glicin, L-alanin,... purinok (adenin és guanin) pirimidinek (uracil és citozin) gyors felfűtés ( °C) N2 és CO2 légkör °C – molekuláknak csak néhány %-a marad ép 700 °C felett – molekulák lebomlanak Basiuk et al, Planetary and Space Science 47 (1999)

92 CH3OH2+ NH2CH2COOH NH2CHCOOH + H3O+ protonált metanol CH3 glicin
a-alanin CH3OH2+ protonált metanol CH3 NH2CCOOH + H3O+ CH3 a-aminovajsav Cronin and Chang, The Chemistry of Life’s Origins, Kluwer Academic Publishers, 1993

93 Nagyobb aminosavak + C + C + C HCO HCCO .... HCnO formil gyök
ketenil gyök + N + N HNCnO HNCCO telítés telítés NH2CH2CH2OH NH2(CH2)nOH amino-etanol amino-alkoholok H+ H+ NH2(CH2)nOH2+ NH2CH2CH2OH2+ HCOOH HCOOH NH2CH2CH2COOH2+ + H2O NH2(CH2)nCOOH2+ + H2O protonált b-alanin Ehrenfreund et al, Proc. First European Workshop on Exo-Astrobiology, May, 2001

94 Aminosavak szintézise b-alaninból
NH2CH2CCOOH CH3 MeOH2+ MeOH2+ NH2CH2CH2COOH NH2CH2CHCOOH CH3 EtOH2+ EtOH2+ MeOH2+ MeOH2+ NH2CHCHCOOH CH3 NH2CHCH2COOH CH3 NH2CHCH2COOH C2H5 NH2CH2CHCOOH C2H5 MeOH2+ EtOH2+ EtOH2+ EtOH2+ EtOH2+ MeOH2+ C2H5 NH2CCH2COOH C2H5 NH2CHCHCOOH C2H5 NH2CH2CCOOH NH2CCH2COOH CH3 Charnley, The Bridge Between the Big Bang and Biology, Consiglio Nazionale delle Ricerche, 2001

95 5. PAH-OK fenantrén antracén pirén benzo[a]antracén krizén naftacén
benzo[c]fenantrén benzo[ghi]fluorantén dibenzo[c,g]fenantrén benzo[ghi]perilén trifenilén o-terfenil m-terfenil p-terfenil benzo[a]pirén tetrabenzonaftalén fenantro[3,4-c]- fenantrén koronén

96 acetilén polimerizáció I.
acetilén polimerizáció II.

97 KÉMIAI HÁLÓK { } kozmikus sugárzás ion-molekula reakciók
asszociáció sugárzással kozmikus sugárzás { } disszociatív rekombináció UV-sugárzás

98 Kémiai háló molekulafelhőkben lejátszódó reakciókra
kozmikus sugárzás

99