Astronomija

Astrochemija - ką reiškia užšalimas?

Astrochemija - ką reiškia užšalimas?


We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

Neseniai žiūrėjau vaizdo įrašą apie fiziką ir chemiją planetos akrecijos diskuose, o pranešėjas tam tikru momentu paminėjo „užšalimą ir UV atsiribojimą“. Ar užšaldymas yra grynai cheminis terminas, ar jis būdingas šiam procesui? Ar tai labai svarbu formuojantis planetai?


Iššaldymas iš tikrųjų yra cheminis terminas. Tai atsitinka akrecijos diskų viduryje, kur tankis yra pakankamai didelis, kad blokuotų UV jonizaciją / cheminę disociaciją ir apribotų kaitinimą nuo centrinės žvaigždės. Panašu, kad dar niekas nesugebėjo parašyti pasauliečiams draugiško straipsnio šia tema, tačiau šios nuorodos pateikia esmę:

Protostarai ir planetos V

Akrecijos diskai 1: žvaigždžių formavimosi metu

Organinė medžiaga kosmose (IAU S251) Organinės medžiagos raida

Nuo 2 nuorodos:


Ką reiškia užšalimas?

Šį semestrą lankau kosmologijos kursą ir nelabai suprantu „užšalimo“ sąvokos. Čia yra trumpa pastraipa iš mūsų paskaitos.

Štai dalykas, kurio nesuprantu: ką reiškia „atitinkama dalelė“? Ar tai $ C $ ir $ D $, ar $ A $? Taip pat teigiama, kad „dalelė $ A $ visiškai išnyksta“. Bet, pavyzdžiui, procese: $ nu + bar < nu> kairiarankis rodyklė e ^ <+> + e ^ <-> $, jei dalelė $ A $ yra neutrinas, ji turėtų visiškai išnykti per kelias sekundes po didžiojo sprogimo. Kaip neutrinai gali egzistuoti šiandien? Be to, nesuprantu skirtumo tarp „atsiejimo“ ir „užšalimo“. Ar tai tas pats dalykas?


„Kavli“ fondo klausimai ir atsakymai: astrochemija ir gyvenimo kilmė

Autorius: „Sky & amp“ teleskopo redaktoriai, 2018 m. Rugsėjo 20 d 0

Gaukite tokius straipsnius kaip šis į savo pašto dėžutę

2018 m. Kavli premijos laureatas Ewine'as van Dishoeckas aptaria savo asmeninę ir profesinę kelionę į astrochemijos sritį - nuo gausių stovyklavimo kelionių iki tarptautinio sutarimo dėl didelio biudžeto observatorijų kūrimo.

Mikroskopiniu lygiu kosmoso peizažai atskleidžia tikras nuostabaus sudėtingumo chemikalus.
ALMA (ESO / NRAO / NAOJ

NE VISOS KOSMOSO yra tokia nevaisinga vieta. Galaktikose gausu dulkėtų debesų, kuriuose yra gausių molekulių troškinių, pradedant paprastomis vandenilio dujomis ir baigiant gyvybei svarbiomis organinėmis medžiagomis. Suprasti, kaip visi šie kosminiai ingredientai susimaišo formuodami žvaigždes ir planetas, buvo Ewine'o van Dishoeck'o gyvenimo darbas.

Apmokyta chemikė van Dishoeck netrukus nukreipė akis į kosmosą. Ji pirmavo daugelyje pažangos besiformuojančioje astrochemijos srityje, panaudodama naujausius teleskopus, kad atskleistų ir apibūdintų milžiniškų žvaigždžių debesų turinį. Tuo pačiu metu van Dishoeckas atliko laboratorinius eksperimentus ir kvantinius skaičiavimus terra firma suprasti kosminių molekulių skaidymąsi pagal žvaigždžių šviesą, taip pat sąlygas, kuriomis naujos molekulės susikrauna kaip Lego kaladėlės.

„Už bendrą indėlį į stebėjimo, teorinę ir laboratorinę astrochemiją, išaiškinant tarpžvaigždinių debesų gyvavimo ciklą ir žvaigždžių bei planetų susidarymą“, - van Dishoeck gavo 2018 m. Kavli astrofizikos premiją. Ji yra tik antroji laureatė bet kurioje srityje, kuri per savo istoriją buvo išskirta kaip vienintelė premijos gavėja.

Norėdami sužinoti daugiau apie jos proveržio karjerą astrochemijos srityje ir apie tai, kas laukia toliau, Kavli fondas kalbėjo prieš van Dishoecką iš jos biuro Leideno observatorijoje Leideno universitete (Nyderlandai) prieš pat jos lankymąsi kepsninėje. Van Dishoeckas yra molekulinės astrofizikos profesorius ir išrinktasis Tarptautinės astronomijos sąjungos (TAT) prezidentas.

Toliau pateikiamas redaguotas apskritojo stalo diskusijos nuorašas. Van Dishoeck suteikta galimybė pakeisti ar redaguoti savo pastabas.

Ewine van Dishoeck, 2018 m. Kavli premijos astrofizikoje laureatas. Van Dischoeckas yra pradininkas astrochemijos, molekulės erdvėje tyrimo ir jo vaidmens žvaigždžių ir planetų atsiradime srityje.
Peterio ženklelis / klaidos

KAVLI FONDAS: Ką astrochemija mums sako apie save ir visatą, kurioje gyvename?

„EWINE FAN“ KROVINIŲ DISKAS: Bendra astrochemijos istorija yra tokia, kokia yra mūsų kilmė? Iš kur mes ateiname, kaip mes buvome pastatyti? Kaip susiformavo mūsų planeta ir Saulė? Tai galiausiai mus paskatina bandyti atrasti pagrindinius Saulės, Žemės ir mūsų statybinius elementus. Tai panašu į „Legos“ - mes norime sužinoti, kokie kūriniai buvo „Lego“ pastate, įrengtame mūsų saulės sistemai.

Pagrindiniai statybiniai blokai, žinoma, yra cheminiai elementai, tačiau tai, kaip šie elementai sujungiami ir sukuria didesnius statybinius blokus - molekules - kosmose, yra labai svarbūs norint suprasti, kaip visa kita atsirado.

TKF: Jūs ir kiti tyrėjai dabar nustatėte daugiau nei 200 šių molekulinių statybinių blokų kosmose. Kaip sritis vystėsi per jūsų karjerą?

EVD: Aštuntajame dešimtmetyje pradėjome pastebėti, kad labai neįprastų molekulių, tokių kaip jonai ir radikalai, kosmose yra gana daug. Šių molekulių nėra arba jose nesuporuoti elektronai. Žemėje jie ilgai neišlieka, nes greitai reaguoja į bet kurį kitą sutiktą reikalą. Kadangi kosmosas yra toks tuščias, jonai ir radikalai gali gyventi dešimtys tūkstančių metų, kol prieš ką nors atsitrenkia.

Šiuo metu mes einame link molekulių, esančių pačių regionų, kuriuose formuojasi naujos žvaigždės ir planetos, centre. Mes praeiname pastebėdami izoliuotus jonus ir radikalus prie labiau prisotintų molekulių. Tai apima paprasčiausių formų organines [anglies turinčias] molekules, tokias kaip metanolis. Iš šios pagrindinės metanolio sudedamosios dalies galite sukurti tokias molekules kaip glikolaldehidas, kuris yra cukrus, ir etilenglikolis. Abi šios yra „prebiotinės“ molekulės, tai reiškia, kad jos reikalingos gyvybės molekulių susidarymui.

Vieta, kur astrochemijos laukas juda toliau, netenka inventoriaus ir bando suprasti, kaip susidaro šios skirtingos molekulės. Mes taip pat bandome suprasti, kodėl galime rasti didesnį tam tikrų molekulių kiekį tam tikruose kosminiuose regionuose, palyginti su kitų rūšių molekulėmis.

TKF: Tai, ką ką tik pasakėte, priverčia susimąstyti apie analogiją: astrochemija dabar mažiau susijusi su naujų molekulių paieška kosmose - panašiai kaip zoologai, ieškantys naujų gyvūnų džiunglėse. Dabar šioje srityje daugiau kalbama apie „ekologiją“, kaip tie molekuliniai gyvūnai sąveikauja ir kodėl čia tiek daug tam tikros rūšies čia, kosmose, bet tiek mažai ten ir t.

EVD: Tai gera analogija! Kai mes pradedame suprasti fiziką ir chemiją, kaip formuojasi žvaigždės ir planetos, nemaža dalis išsiaiškina, kodėl kai kurių molekulių yra gausu tam tikruose tarpžvaigždiniuose regionuose, tačiau jos yra „išnykusios“, kaip ir gyvūnai, kituose regionuose.

Jei tęsime jūsų metaforą, tarp molekulių iš tiesų yra daug įdomių sąveikų, kurias galima palyginti su gyvūnų ekologija. Pavyzdžiui, temperatūra yra kontroliuojantis molekulių elgesio ir sąveikos erdvėje faktorius, kuris taip pat veikia gyvūnų aktyvumą ir jų gyvenamąją vietą ir pan.

Perėjimas nuo mėlynos prie žalios spalvos šioje iliustracijoje žymi anglies monoksido sniego liniją žvaigždėje TW Hydrae. Sniegas padeda dulkių grūdeliams prilipti vienas prie kito, o tai yra būtina formuojant planetas ir kometas.
B. Saxtonas ir A. Angelichas / NRAO / AUI / NSF / ALMA (ESO / NAOJ / NRAO)

TKF: Grįžtant prie statybinių blokų idėjos, kaip tiksliai vyksta astrochemijos kūrimo procesas?

EVD: Svarbi molekulių kūrimo erdvėje sąvoka yra ta, kurią mes žinome iš kasdienio gyvenimo Žemėje, vadinamos fazių perėjimais. Tuomet kietoji medžiaga ištirpsta skystyje arba skystis išgaruoja į dujas ir pan.

Dabar kosmose kiekviena molekulė turi savo „sniego liniją“, kuri yra padalijimas tarp dujų fazės ir kietosios fazės. Taigi, pavyzdžiui, vanduo turi sniego liniją, kur jis eina nuo vandens dujų iki vandens ledo. Turėčiau atkreipti dėmesį į tai, kad skystos elementų ir molekulių formos kosmose negali egzistuoti, nes yra per mažas slėgis. Žemėje vanduo gali būti skystas dėl slėgio iš planetos atmosferos.

Grįžtant prie sniego linijų, dabar mes atrandame, kad jie vaidina labai svarbų vaidmenį formuojantis planetoms, kontroliuodami daug chemijos. Vienas svarbiausių, taip sakant, „Lego“ statybinių elementų, kurį radome, yra anglies monoksidas. Mes esame susipažinę su anglies monoksidu Žemėje, nes jis gaminamas, pavyzdžiui, degant. Mano kolegos ir aš Leideno laboratorijoje įrodėme, kad anglies monoksidas yra atspirties taškas, leidžiantis iš kosmoso išgauti daug sudėtingesnių organinių medžiagų. Anglies monoksidas, susikaupęs iš dujų į kietą fazę, yra esminis pirmasis žingsnis, paskui pridedant „Lego“ vandenilio. Tai leis toliau kurti vis didesnes molekules, tokias kaip formaldehidas [CH2O], tada metanolio, į glikolaldehidą, kaip aptarėme, arba netgi galite pereiti prie sudėtingesnių molekulių, tokių kaip glicerolis [C3H8O3].

Tai tik vienas pavyzdys, tačiau tai leidžia suprasti, kaip astrochemijoje vyksta sukūrimo procesas.

TKF: Jūs ką tik paminėjote savo laboratoriją Leideno observatorijoje, Sacklerio astrofizikos laboratorijoje, kurią, kaip suprantu, galima išskirti kaip pirmąją astrofizikos laboratoriją. Kaip tai atsirado ir ką ten pasiekei?

EVD: Teisingai. Mayo Greenbergas, novatoriškas astrochemikas, laboratoriją pradėjo 1970-aisiais ir tai tikrai buvo pirmoji tokio tipo astrofizika pasaulyje. Jis išėjo į pensiją, o tada aš tęsiau laboratoriją. Dešimtojo dešimtmečio pradžioje galiausiai tapau šios laboratorijos direktoriumi ir likau maždaug iki 2004 m., Kai kolega ėmėsi vadovauti. Aš vis dar ten bendradarbiauju ir atlieku eksperimentus.

Tai, ką mums pavyko pasiekti laboratorijoje, yra ekstremalios kosmoso sąlygos: jos šaltumas ir spinduliavimas. Temperatūrą kosmose galime atkurti iki 10 kelvinų [–442 Fahrenheito laipsnių –260 laipsnių Celsijaus], o tai yra šiek tiek daugiau nei absoliutus nulis. Mes taip pat galime atkurti intensyvią ultravioletinę spinduliuotę žvaigždžių šviesoje, kuri molekulėms yra taikoma naujų žvaigždžių susidarymo regionuose.

Tačiau mums nepavyksta atkurti kosmoso tuštumą, vakuumą. Mes manome, kad laboratorijoje esantis ypač didelis vakuumas turi 10–10 10 [nuo šimto milijonų iki 10 milijardų] dalelių kubiniame centimetre. Tai, ką astronomai vadina tankiu debesiu, kur vyksta žvaigždžių ir planetų susidarymas, turi tik apie 10 4 arba apie 10 000 dalelių kubiniame centimetre. Tai reiškia, kad tankus debesis kosmose vis dar yra milijoną kartų tuštesnis nei geriausia, ką galime padaryti laboratorijoje!

Bet tai galiausiai pasiteisina mūsų naudai. Esant ekstremaliam kosmoso vakuumui, chemija, kurią norime suprasti, juda labai labai lėtai. To paprasčiausiai nepadarysi laboratorijoje, kur mes negalime laukti 10 000 ar 100 000 metų, kol molekulės susidurs ir sąveikaus. Vietoj to, mes turime sugebėti per dieną sureaguoti, kad sužinotume ką nors žmogaus mokslų karjeros laiko skalėje. Taigi mes viską pagreitiname ir galime išversti tai, ką matome laboratorijoje, į kur kas ilgesnes laiko skales erdvėje.

Sacklerio astrofizikos laboratorijos ledo šalčio vakuuminės kameros uždaras vaizdas, kuriame dailininkas atspindi glicerolį ir žvaigždžių formavimo sritį IRAS 16293-2422. 1990 m. Van Dishoeckas vadovavo laboratorijai, kuri atkuria kai kurias ekstremalias kosmoso sąlygas.
Haroldas Linnartzas

TKF: Be laboratorijos darbo, per savo karjerą naudojote daugybę teleskopų, kad tyrinėtumėte molekules kosmose. Kurie instrumentai buvo būtini jūsų tyrimams ir kodėl?

EVD: Nauji instrumentai buvo labai svarbūs per visą mano karjerą. Astronomiją iš tikrųjų lemia stebėjimai. Turėdami vis galingesnius teleskopus naujose bangos ilgio šviesose, tarsi žiūrėtumėte į Visatą kitomis akimis.

Pateiksiu jums pavyzdį: devintojo dešimtmečio pabaigoje aš grįžau į Nyderlandus, kai šalis aktyviai dalyvavo Europos kosmoso agentūros vadovaujamoje misijoje Infraraudonųjų spindulių kosmoso observatorijoje arba ISO. Jaučiausi labai laiminga, kad kažkas kitas 20 metų atliko sunkų darbą, kad tą teleskopą paverstų realybe, ir aš galėjau su malonumu juo naudotis! ISO buvo labai svarbus, nes jis atvėrė infraraudonųjų spindulių spektrą, kuriame galėjome pamatyti visus šiuos ledų, įskaitant vandenį, spektrinius parašus, pvz., Cheminius pirštų atspaudus, kurie vaidina svarbų vaidmenį formuojant žvaigždes ir planetas bei vandens atveju, be abejo, yra gyvybiškai svarbūs. Tai buvo puikus laikas.

Kita labai reikšminga misija buvo Herschelio kosmoso observatorija, į kurią aš asmeniškai įsitraukiau kaip magistrantas dar 1982 m. Iš chemijos pusės buvo aišku, kad Herschel buvo pagrindinė tarpžvaigždinių molekulių misija ir ypač „sekti vandens takas “. Bet pirmiausia mums reikėjo pateikti mokslo bylą ESA. Kelerius metus važiavau į JAV ir dalyvavau panašiose diskusijose, kur JAV finansavimo agentūroms padėjau sukurti Herschelio mokslą. Tai buvo didelis postūmis, kol misija buvo galutinai patvirtinta 1990-ųjų pabaigoje. Tada vis tiek prireikė 10 metų kurti ir paleisti, bet galiausiai pirmus duomenis gavome 2009 m. Pabaigoje. Taigi nuo 1982 iki 2009 m. - tai buvo ilgas laikotarpis!

TKF: Kada ir kur įsitvirtino jūsų meilė kosmosui ir chemijai?

EVD: Pagrindinė mano meilė visada buvo molekulėms. Tai prasidėjo vidurinėje mokykloje su labai geru chemijos mokytoju. Daug kas priklauso nuo tikrai gerų mokytojų ir nemanau, kad žmonės visada supranta, kaip tai svarbu. Tik įstojusi į universitetą supratau, kad fizika yra tokia pat smagi kaip ir chemija.

TKF: Kokiu akademiniu keliu nuėjote, kad galų gale taptumėte astrochemiku?

EVD: Leideno universitete baigiau chemijos magistrą ir buvau įsitikinęs, kad noriu tęsti teorinę kvantinę chemiją. Tačiau tos srities profesorius Leidene mirė. Taigi pradėjau dairytis kitų variantų. Tikrai tuo metu nelabai žinojau apie astronomiją. Tai buvo mano tuometinis vaikinas ir dabartinis vyras Timas, ką tik išgirdęs paskaitų rinkinį tarpžvaigždinėje terpėje, ir Timas man pasakė: "Žinote, kosmose taip pat yra molekulių!" [Juokas]

Aš pradėjau nagrinėti galimybę atlikti disertaciją apie molekules erdvėje. Ėjau nuo vieno profesoriaus prie kito. Kolega Amsterdame man pasakė, kad norėdamas iš tikrųjų patekti į astrochemijos sritį, turėjau vykti į Harvardą dirbti su profesoriumi Aleksandru Dalgarno. Kaip atsitiko, 1979 m. Vasarą mes su Timu važiavome į Kanadą dalyvauti Tarptautinės astronomijos sąjungos Generalinėje asamblėjoje Monrealyje. Sužinojome, kad prieš Generalinę asamblėją vyko palydovų susitikimai, o vienas jų iš tikrųjų vyko būtent šiame parke, kuriame stovėjome stovyklavietėje su Timu. Mums kilo mintis: „Na, gal turėtume pasinaudoti šia proga ir jau eiti pas šį profesorių Dalgarno!“

Žinoma, mes turėjome visą šią stovyklavimo įrangą ir drabužius, bet aš su savimi turėjau vieną švarų sijoną. Timas nuvedė mane į palydovų susitikimą, radome mano kolegą iš Amsterdamo ir jis pasakė: „O, gerai, aš jus supažindinsiu su profesoriumi Dalgarno“. Profesorius išvedė mane į lauką, mes kalbėjomės penkias minutes, jis manęs paklausė, ką aš padariau, koks mano astrochemijos įgūdis, ir tada jis pasakė: „Skamba įdomiai, kodėl neateini ir nedirbi pas mane? Tai akivaizdžiai buvo esminis momentas.

Taip viskas ir prasidėjo. Nuo to laiko nė karto nesigailėjau.

TKF: Ar buvo kitų svarbiausių momentų, galbūt ankstyvoje vaikystėje, kurie paskatino jus būti mokslininku?

EVD: Tiesą sakant, taip. Man buvo apie 13 metų, o mano tėvas ką tik surengė sabatą San Diege, Kalifornijoje. Išėjau iš savo vidurinės mokyklos Nyderlanduose, kur daugiausia buvome gavę lotynų ir graikų kalbų pamokų ir, žinoma, šiek tiek matematikos. Bet mes dar neturėjome nieko chemijos ar fizikos požiūriu, o biologija prasidėjo tik praėjus bent vieneriems ar dvejiems metams.

San Diego vidurinėje mokykloje nusprendžiau studijuoti labai skirtingas temas. Aš paėmiau, pavyzdžiui, ispanų kalbą. Taip pat buvo galimybė užsiimti mokslu. Turėjau labai gerą mokytoją, kuri buvo afroamerikietė moteris, o tai tuo metu, 1968 m., Buvo gana neįprasta. Ji tiesiog buvo labai įkvepianti. Ji turėjo eksperimentų, turėjo klausimų ir tikrai sugebėjo mane įtraukti į mokslą.

Menininko įspūdis apie Herschelio kosminę observatoriją su žvaigždžių susidarymo Rosetės ūke stebėjimais fone. Van Dishoeckas ir kiti naudojo Herschelį ieškodami tarpžvaigždinių molekulių.
EKA - C. Carreau

TKF: Dabar žvelgia į priekį prieš kelerius metus atidaryto „Atacama Large Millimeter / submillimeter Array“ (ALMA) pažadas, kuris yra vienas ambicingiausių ir brangiausių antžeminės astronomijos projektų, kada nors įgyvendintų. Astrofizikas Reinhardas Genzelis jums dėkoja už tai, kad padedate pasiekti šios observatorijos tarptautinį sutarimą. Kaip jūs kreipėtės į ALMA?

EVD: ALMA sulaukė nuostabios sėkmės kaip premjeros observatorija šiame ypatingame milimetro ir submilimetro šviesos diapazone, kuris yra svarbus langas stebint molekules erdvėje. Šiandien ALMA sudaro 66 radijo teleskopai su 7 ir 12 metrų konfigūracijomis, besidriekiančiais per aukštikalnių lygumą Čilėje. Buvo labai ilgas kelias norint patekti ten, kur esame dabar!

ALMA yra daugelio tūkstančių žmonių svajonių rezultatas. Buvau vienas iš dviejų narių iš Europos pusės JAV ALMA mokslo patariamajame komitete. Aš gerai žinojau Šiaurės Amerikos mokslo bendruomenę iš savo šešerių metų darbo JAV. Abiejų šalių, taip pat Japonijos, ALMA koncepcijos buvo labai skirtingos. Europiečiai galvojo apie teleskopą, kurį būtų galima naudoti giliai, labai ankstyvoje visatos chemijoje, o šiaurės amerikiečiai daug daugiau galvojo apie didelio masto didelės raiškos vaizdus, ​​kurių viena grupė kalbėjo apie aštuonių metrų teleskopų, kiti apie 15 metrų teleskopai.

Taigi aš buvau vienas iš žmonių, padėjusių sujungti tuos du argumentus. Aš pasakiau: "Jei sukursite daug didesnį masyvą, iš tikrųjų mes visi laimėsime". Planas tapo sujungti į vieną masyvą daugiau teleskopų, o ne atskirus, ne tokius galingus teleskopus. Taip ir atsitiko. Mes nustatėme bendrą šio fantastiško projekto, o ne konkurentų, toną.

TKF: Kokias naujas ribas ALMA atveria astrochemijoje?

EVD: Didelis šuolis, kurį darome su ALMA, yra erdvinė skiriamoji geba. Įsivaizduokite, kad žiūrite į miestą iš viršaus. Pirmieji „Google Earth“ vaizdai buvo labai prasti - beveik nieko nematėte, miestas buvo didelė dėmė. Nuo to laiko vaizdai darėsi vis ryškesni, nes pagerėjo erdvinė skiriamoji geba, naudojant palydovuose esančias kameras. Šiais laikais galite pamatyti kanalus [Olandijos miestuose], gatves, net individualius namus. Jūs tikrai galite pamatyti, kaip visas miestas yra sujungtas.

Tas pats vyksta ir dabar su planetų gimtinėmis, kurios yra šie maži diskai aplink jaunas žvaigždes. Tie diskai yra šimtą tūkstantį kartų mažesni už debesis, į kuriuos anksčiau žiūrėjome, kur gimsta žvaigždės. Su ALMA priartiname regionus, kuriuose formuojasi naujos žvaigždės ir planetos. Tai iš tikrųjų yra svarbios skalės norint suprasti, kaip tie procesai veikia. ALMA, išskirtinai, turi spektroskopines galimybes aptikti ir ištirti labai platų molekulių, dalyvaujančių tuose procesuose, spektrą. ALMA yra puikus žingsnis į priekį nuo visko, ką turėjome anksčiau.

2018 m. Rugsėjo 4 d. Ewine van Dishoeck gavo Jo Didenybės Norvegijos karaliaus Haraldo V Kavli premijos medalį.
Fredrikas Hagenas / NTB „scanpix“

TKF: Naujieji teleskopai, kuriuos naudojote per savo karjerą, pasirodė nepaprasti. Tuo pačiu metu mes vis dar esame riboti, ką galime pamatyti kosmose. Kai galvojate apie ateities teleskopų kartas, ką labiausiai tikitės pamatyti?

EVD: Kitas mūsų tyrimo žingsnis yra Jameso Webbo kosminis teleskopas [JWST], kuris turėtų pradėti veikti 2021 m. Su JWST labai laukiu, kada organinės molekulės ir vanduo bus matomi dar mažesnėmis skalėmis ir skirtingose ​​planetos dalyse. formuoti zonas, nei įmanoma naudojant ALMA.

Tačiau ALMA bus būtina mūsų tyrimams dar ilgai - dar 30–50 metų. Mes vis tiek turime atrasti su ALMA. Tačiau ALMA negali padėti mums ištirti pačios vidinės planetos formavimo disko dalies tokiu mastu, kur susiformavo mūsų Žemė, tik nedideliu atstumu nuo Saulės. Diske esančios dujos ten yra daug šiltesnės, o jos skleidžiamą infraraudonąją spinduliuotę galima užfiksuoti instrumentu, kurį mes su kolegomis padėjome įgyvendinti JWST.

JWST yra paskutinė misija, kurioje dirbau. Vėlgi, atsitiktinai aš įsitraukiau, bet man buvo gera padėtis su savo partneriais iš Amerikos ir kolegomis. Nemažai mūsų iš Europos ir JAV susibūrė ir pasakė: „Ei, mes norime, kad ši priemonė būtų įgyvendinta ir tai galime padaryti bendradarbiaudami 50/50“.

TKF: Ar, atsižvelgiant į jūsų darbą dėl statybinių elementų, sudarančių žvaigždes ir planetas, kosmosas atrodo tinkamas ar netgi palankus gyvenimui?

EVD: Aš visada sakau, kad aš pateikiu statybinius elementus, o tada biologija ir chemija turi pasakyti visą likusią istoriją! [Juokas] Galų gale svarbu, apie kokį gyvenimą mes kalbame. Ar mes kalbame tik apie primityviausią, vienaląsčią gyvybę, apie kurią žinome, greitai atsirado Žemėje? Atsižvelgiant į visus mūsų turimus ingredientus, nėra jokios priežasties, kodėl tai negalėtų atsirasti bet kurioje iš milijardų egzoplanetų, apie kurias dabar žinome, kad skrieja aplink milijardus kitų žvaigždžių.

Eidami į kitus daugialąsčio ir galiausiai protingo gyvenimo žingsnius, mes dar labai mažai suprantame, kaip tai atsiranda iš paprastesnio gyvenimo. Bet manau, kad saugu sakyti, atsižvelgiant į sudėtingumo lygį, mažiau tikėtina, kad tai atsiras taip dažnai, kaip, tarkime, mikrobai.

TKF: Kaip astrochemijos sritis padės mums atsakyti į klausimą, ar visatoje egzistuoja svetima gyvybė?

EVD: Egzoplaneto atmosferos chemijos studijavimas padės mums atsakyti į šį klausimą. Rasime daug potencialiai panašių į Žemę egzoplanetų. Kitas žingsnis bus ieškoti spektrinių pirštų atspaudų, kuriuos jau minėjau anksčiau, planetų atmosferoje. Tuose pirštų atspauduose mes specialiai ieškosime „biomolekulių“ arba molekulių derinių, kurie galėtų parodyti, kad yra kokia nors gyvybės forma. Tai reiškia ne tik vandenį, bet ir deguonį, ozoną, metaną ir dar daugiau.

Dabartiniai mūsų teleskopai vos gali aptikti tuos pirštų atspaudus egzoplanetų atmosferoje. Štai kodėl mes kuriame naujos kartos milžiniškus antžeminius teleskopus, pavyzdžiui, ypač didelį teleskopą, kurio veidrodis bus maždaug tris kartus didesnis už bet kurį šiandien esantį. Dalyvauju kurdamas mokslą tam ir kitiems naujiems instrumentams, o biosignatūros iš tikrųjų yra vienas iš svarbiausių tikslų. Tai yra jaudinanti kryptis, kur eis astrochemija.


Bruce'as Springsteenas ir # 8217 nesako

Ką Bruce'as Springsteenas sako, kad yra „Tenth Avenue“ užšalimas? Jis sako, kad nežino. Muzikantai dažnai tai sako, jie nenori sugadinti klausytojų interpretacijų. Tačiau neseniai savo „Super Bowl“ tinklaraštyje Springsteenas rašė: „# 8220D # & # 8220Tenth Avenue & # 8221 aš pasakoju savo grupės istoriją ... ir kitus dalykus & # 8220, kai pakeitimas buvo atliktas miesto centre & # 8221 & # 8230 & # 8221.

Internete gerbėjai linkę sutikti su & # 8220The Boss & # 8221. Jie sako, kad tai daina apie tai, kaip Springsteenas 70-ųjų viduryje įkūrė savo „E Street Band“. Bet jie sako nežinantys, kas yra „Tenth Avenue“ užšalimas.

Dešimtoji prospektas? E gatvė susitinka su 10-ąja aveniu Belmare, Naujajame Džersyje. Springsteenas gimė Long Branch mieste, Naujajame Džersyje.

Taigi dabar mes žinome, kur yra dešimta prospektas dainos pavadinime, ir yra link dainos, pasakojančios apie formuojamuosius Springsteeno muzikinius metus.

E gatvė susitinka su 10-ąja aveniu, Belmare

3. Astrochemija kitose aplinkose

Nors iki šiol aptarta chemija sutelkta į tuos regionus, susijusius su žvaigždžių susidarymu, molekulės taip pat vaidina svarbų vaidmenį kituose astrofiziniuose regionuose, kuriuose gali būti svarbios dujų fazės, plazmos reakcijos. Šiame skyriuje aptariame du tokius regionus, ankstyvąją visatą per pirmąjį 1000 Myrą po Didžiojo sprogimo ir senų, mirštančių žvaigždžių vokus.

3.1. Ankstyvoji visata

Įprastas Visatos atsiradimo vaizdas prasideda nuo Didžiojo sprogimo, iš kurio buvo sukurta erdvė ir laikas bei elementai, kurie sudaro materialią Visatą. Šioje besiplečiančioje ir aušinančioje Visatoje protonų, neutronų ir elektronų susidūrimai buvo pakankamai greiti, kad būtų sukurti tik šviesos elementai - H, He, Li ir svarbiausia - jų izotopai, kol ekspansija efektyviai „užšaldė“ nukleosintezę. Astronomai matuoja atstumus Visatoje per kosmologinis raudonas poslinkis, z, dėl Visatos išsiplėtimo, kaip:

kur ir kur yra skleidžiamos ir stebimos šviesos bangos ilgiai. Ryšys tarp raudonojo poslinkio ir Visatos amžiaus šviesos skleidimo vietoje priklauso nuo kosmologinio modelio, kurį žmogus priima, bet yra proporcingas dideliems dalykams. z. Kai Visata išsiplėtė, pradinė plazma atvėso ir rekombinavosi vadinamojoje „rekombinacijos eroje“, kuri prasidėjo raudonu poslinkiu, z, maždaug 800–1000, arba maždaug penkis šimtus tūkstančių metų po Didžiojo sprogimo, kai dujų temperatūra nukrito iki 8000 K, o dėl pirmosios masyvių žvaigždžių kartos, būdama maždaug 250 mylių. Šioje eroje molekulinis vandenilis susidarė dujų fazės procesuose, apimančiuose:

Šie du keliai dažniausiai vyksta esant skirtingiems raudoniems poslinkiams, nes jonus fotonai sunaikina lengviau, nei jų nėra gausu tol, kol Visata pakankamai neatvės, kad būtų išvengta didelės energijos fotonų susidarymo. Smailių susidarymas ties ir per. Šios specifinės reakcijos turi lėtus, greitį ribojančius žingsnius, todėl susidaręs kiekis yra mažas, o dalinis gausumas yra. Kitos molekulės, ypač HD ir LiH, taip pat susidaro tokiose reakcijose kaip:

Tokių molekulių gausa išlieka nedidelė, tačiau kadangi abi turi nuolatinį elektrinį dipolio momentą, jos gali prisidėti prie dujų aušinimo. vis dėlto yra vyraujantis aušinimo skystis, o dujos aušinamos nuo 4000 K iki 200 K. Dėl šio didelio temperatūros sumažėjimo sumažėja dujų vidinis slėgis ir, nepaisant to, kad pati Visata plečiasi, šis sumažinimas leidžia gravitaciškai žlugti. tęsti ir susiformuoti pirmosioms žvaigždėms ir galaktikoms. Puikią priešgalvinių galaktikų dujų ir proto-galaktikų mini halogenų chemijos apžvalgą galima rasti Glover (2011). Jis parodo, kad kadangi visatos tankis ir temperatūra laikui bėgant keičiasi, išsamus dujų aušinimas ir susidarančių konstrukcijų masės yra labai jautrūs tam tikroms greičio koeficientų vertėms esant plačiam temperatūros diapazonui. Išsamią Didžiojo sprogimo metu sukurtų šviesos atomų chemijos apžvalgą pateikia Galli ir Palla (2013).

Pirmoji Visatos žvaigždžių karta per žvaigždžių nukleosintezę sugeba pagaminti sunkesnius elementus - C, N, O ir kt., O supernovos sprogimų ir žvaigždžių vėjų dėka šiuos elementus grąžinti į tarpžvaigždinę terpę. Nors mes neaptinkame pirmųjų susidariusių molekulių HD ir LiH, molekulė CO buvo aptikta keliose galaktikose iki raudonos poslinkio 6 (Wang ir kt 2010). Rekordas yra kvazare SDSS J1148 + 5251, maždaug po 890 mylių po Didžiojo sprogimo (Walteris ir kt 2003). Šis objektas turi daugiau nei molekulines dujas ir formuoja žvaigždes 3000 greičiu, maždaug 1000 kartų viršijančiu Paukščių Tako vertę.

3.2. „Circumstellar“ vokai

Molekulės labai efektyviai formuojasi ir vėsiose žvaigždėse. Žvaigždės, kurių masė yra 1–8 diapazone, baigia savo gyvenimą praradusios masę žvaigždžių vėjyje tarpžvaigždinei terpei - aukštesnės masės žvaigždės tampa supernovomis ir sprogiai grąžina medžiagą. Branduolio deginimo fazės pabaigoje žvaigždės yra labai didelės, jų fotosferos spinduliai yra maždaug 200–300, santykinai vėsūs, kai efektyvioji temperatūra yra 2000–3000 K, ir yra žinomos kaip asimptotinės milžiniškos šakos (AGB) žvaigždės. . Šie vėjai, kurių greitis paprastai yra 10–25 km, galiausiai per keletą 10 000 metų pašalina išorinius žvaigždės atmosferos sluoksnius, kad susidarytų planetinis ūkas su centrine, karšta, balta nykštukine žvaigžde.

Molekulių pobūdis ir chemija, atsirandanti dėl aplinkinių apvalkalų (CSE), susidarančių dėl masės nuostolių, priklauso nuo bendro anglies ir deguonies, C / O santykio ir trijų pagrindinių radialinių zonų, esančių aplink centrinę žvaigždę, savybių. . Šiuose TPP gali būti labai daug molekulių, ypač tų, kuriose yra daug anglies: jų archetipas, žvaigždė IRC + 10216 arba CW Leo, kurių masės nuostolių rodiklis yra 2, o išsiplėtimo greitis - 14,5 km, turi daugiau kaip 80 molekulių. įskaitant daug anglies grandinės rūšių, aptinkamų tamsiuose debesyse, ir keletą metalų halogenidų, įskaitant NaCl, KCl ir AlCl, molekules, kurios dar neaptinkamos tarpžvaigždiniuose debesyse.

Galima laikyti, kad CSE vykstanti chemija vyksta trijuose regionuose, apibrėžtuose radialiniu atstumu nuo centrinės žvaigždės, kurios fotosferos (žvaigždės) spindulys yra kelių cm. Reikėtų pažymėti, kad žvaigždžių UV fotonai chemijoje nėra svarbūs, nes žvaigždės yra kietos.

3.2.1. Fotosferos chemija.

Esant dideliam fotosferos tankiui, viršijant temperatūrą ir esant temperatūrai, paprastai 2500–3500 K, per karštai, kad išliktų dulkių grūdeliai, molekulės susidaro vietinė termodinaminė pusiausvyra (LTE). Dominuoja trijų kūnų susidūrimai tarp neutralių rūšių - viena iš nedaugelio astrocheminių situacijų, kai taip yra, o molekulių gausa nustatoma sumažinant Gibso laisvąją energiją:

kur yra rūšių apgamų skaičius i ir jo cheminis potencialas:

su Gibbso rūšių energija i, P - bendras dujų slėgis ir. LTE pirmiausia sudaro molekules, turinčias didelę disociacijos energiją, visų pirma CO yra labiausiai paplitusi molekulė esant sąlygoms, būdingoms turtingoms C ir O turinčioms AGB žvaigždėms. C turtingose ​​žvaigždėse iš esmės visas turimas deguonis yra surištas CO (jungties energija 11,2 eV). Anglies perteklius patenka į gausias rūšis, tokias kaip HCN ir CS, azotas padalijamas į tokias molekules kaip ir HCN. Visų šių rūšių, išskyrus, rūšis galima stebėti arti fotosferos, naudojant infraraudonųjų spindulių absorbciją ir emisijos spektroskopiją. O turinčiose žvaigždėse CO, O ir SiO yra daugiausia O turinčių rūšių.

Modeliuojant AGB žvaigždžių chemiją, dažnai LTE skaičiavimai naudojami nustatant „tėvų“ rūšių gausą, kuri išteka į išorinius TPP regionus. Tačiau yra du pagrindiniai procesai, kurie trikdo LTE gausą.

3.2.2. Pulsacijos ir dulkių susidarymas.

Vidiniai TPP regionai nėra stabilūs, nes AGB žvaigždės paprastai pulsuoja 1–3 metų skalėje. These sub-sonic pulsations generated in the interior of the star drive compression waves through the atmosphere steepening into shocks. Such shocks lose energy either radiatively, when the density is high and the shocks can be treated as isothermal, or by adiabatic expansion when the density is low. Detailed models of these shocks have been made by Bowen (1988) who showed that strong shocks occur on a cyclic basis and create an extended atmosphere in which the shock velocity decreases as the gas expands. A particular parcel of gas which receives an outward impulse roughly follows a ballistic trajectory before falling back towards the stellar surface under the influence of gravity. If it experiences a second shock before it returns to its initial position, it attains a net outward momentum and can drive mass loss.

Willacy and Cherchneff (1998) studied the chemistry in the inner 5 induced by these periodic shock waves on a molecular gas whose initial composition is determined by LTE. The chemistry is dominated by neutral–neutral reactions which, if they can occur faster than the dynamical time-scales, can alter LTE abundances dramatically. Key reactants at these high temperatures and densities are atomic hydrogen and O atoms formed by collisional dissociation of and CO. In C-rich stars, these O atoms can react with to form OH and O, while atomic silicon, the dominant form of the element in LTE, reacts with OH to form SiO, increasing the latter abundance by more than a factor of 100 compared to its LTE value and giving closer agreement with the abundance observed close to the photosphere.

Shock chemistry, driven by underlying pulsations, does seem to be required to explain the relatively high abundances of O-bearing molecules, including OH, O and CO, detected in IRC+10216 in recent years. Cherchneff (2012) gives an excellent summary of the physics and chemistry of this inner region and shows that, in addition to O-bearing molecules, shock chemistry can produce large abundances of chlorides such as HCl, AlCl and NaCl, as also observed.

AGB stars are also the major producer, perhaps up to 80%, of dust particles in the Galaxy. Infrared observations show that the dust composition is either amorphous carbon in C-rich stars or silicates in O-rich stars. The formation of these are not well understood although it is clear that it occurs within a few stellar radii. Initial research on dust formation in carbon stars invoked classical nucleation theory in which solids condense out of a cooling gas once the partial pressure of a particular species exceeds its vapour pressure. Nucleation theory describes growth from gas-phase monomers and identifies a critical cluster size above which growth by addition of a monomer is energetically favoured. This approach has had only limited success in its application to AGB stars. For O-rich stars, there is no monomer out of which the observed silicates can grow whilst in C-rich stars, there are kinetic bottlenecks in the formation of the first few ring molecules, and in both types the short dynamical time-scales can mitigate against grain formation. Pulsations again seem to be critical. The levitation of material in the atmosphere, the density increase caused by the propagation of shock waves, and the fast cooling post-shock, have been included in a kinetic description of the chemistry in C-rich stars (Cherchneff (2012) and references therein). In this model for IRC+10216, she showed that the abundance of benzene peaked at a fractional abundance of at around 3 . Assuming that benzene is converted to coronene, , through a series of H-abstraction, acetylene-addition reactions, and that this is a proxy for the dust mass, she showed that dust masses consistent with those observed can be achieved.

In O-rich stars, the dominant dust component is amorphous silicate with evidence also for crystalline silicates. The most abundant oxide in the gas after CO in the dust-forming zone is SiO which has a condensation temperature of around 600 K, much lower than the observed dust temperature, around 1000 K. It is thus likely to be the more refractory oxides, such as TiO, , AlO and , which form the first condensates on which further grain growth can occur. Corundum, , is the most abundant Al-containing molecule and can condense out of the gas below 1000 K (Sharp and Huebner 1990)—some 90% of all pre-solar oxide grains found in meteorites contain corundum that condensed in O-rich AGB stars. LTE conditions, however, are unlikely to hold given stellar pulsations and the generation of periodic shock waves but the identification of the detailed chemical reactions that form the smallest molecular clusters is still elusive. Kinetic models of the chemistry are difficult to describe although Gail and Sedlmayr (1998) have shown that solid may provide the seed nuclei on which silicates condense—the low abundance of Ti compared to Si and Mg, however, may be problematic in this scenario. Goumans and Bromley (2012) have investigated the thermodynamics of small cluster formation in a 1000 K gas of , SiO, Mg and O and find that the homomolecular nucleation of SiO stops at the dimer, whereas Mg can be incorporated exothermically into silicon oxides when the number of oxygen atoms is larger than that of the metal atoms.

Once formed, dust grains become the most important absorber of stellar photons and the transfer of photon momentum to the dust, and subsequently to the gas through collisions, initiates a rapid acceleration of the gas and drives the mass-loss process. As the gas and dust flows outwards, collisions between them are possible although a comparison between the gas-grain collision time and the expansion time shows that this is important only within cm for typical conditions. There has been, as yet, little attempt to study the gas-dust interaction in this zone, where both the gas and the grains are hot, but there is evidence that molecule formation mediated by this interaction does occur. For example, 10 m observations of silane, , in IRC+10216 (Keady and Ridgway 1993) shows that it is formed at radii beyond 40 —similar results hold for and . The increased abundances of these and other hydrides in this region may imply, as it does in the case of hot molecular cores, that molecules are being formed on the surfaces of dust grains through hydrogenation of atoms, although other explanations are possible.

Consider O which was detected in IRC+10216 through submillimetre satellite observations (Melnick ir kt 2001). This observation was a surprise since neither the LTE models for the inner chemistry nor the models of the outer CSE predicted water. This observation, which was followed by observations of OH and CO in the same star, led to suggestions that water was formed by the evaporation of icy comets orbiting within the CSE (Melnick ir kt 2001), or that it could be formed in the dust growth zone by the Fischer–Tropsch mechanism on the surface of iron grains (Willacy 2004). Subsequent observations of high-excitation transitions using the Herschel Space Observatory (Decin ir kt 2010) showed unequivocally that water is warm, several hundred K, and confined to the inner envelope. Cherchneff (2011) argued that this is consistent with recent shock models, although several of the key rate coefficients are unknown or highly uncertain. Agúndez ir kt (2010) used the observed clumpy nature of the CSE to postulate that external UV photons can penetrate deep into the inner regions of the envelope and drive the photodissociation of molecules such as SiO and CO which release O atoms into the gas phase— CO is optically thick to dissociating photons. The O atoms then react with in the warm gas to form OH and water.

3.2.3. Photochemistry in the outer envelope.

In the very outer reaches of the circumstellar envelope, external UV photons can disrupt the chemistry, giving rise a rich soup of radicals and ions that can react further. An interesting outcome in some CSEs, as discussed below, is that the chemistry produces relatively high abundances of anions, one of the few regions in the ISM in which they are formed in observable quantities.

To understand the underlying physical properties and chemistry of the gas, let us assume that gas and dust flow out from the star in a steady, uniform, spherically symmetric flow at terminal velocity v and mass-loss rate and which is irradiated by external UV photons from the interstellar radiation field. In this case, we can use conservation of mass to derive the abundance as a function of radius. We can then write the radial number density of , , the radial column density of from radial distance r to infinity, N , and the radial extinction in the UV due to dust, as:

Here the mass-loss rate is measured in , the radial distance in cm, the terminal velocity in km and is the dust-to-gas mass ratio, where 0.01 is its typical value in the interstellar medium. It is likely to vary from object to object in AGB stars, with a typical value of perhaps 0.003. The temperature profile of the gas is determined by adiabatic expansion and molecular line and dust thermal cooling but can be well approximated by a power-law distribution , with around 0.6–0.7. At an injection radius of 2 cm, the density is about 3 , the temperature is 220 K and the radial visual extinction, , about 7 mag, for parameters typical of those in IRC+10216 (McElroy ir kt 2013).

One sees from these equations, that since external UV photons begin to interact with outflowing parent species once the UV extinction falls below about 10 mags, that is, at a radius of around cm for parameters typical of AGB stars. One should note, however, that three of the major parent species, namely , and CO experience self- and mutual-shielding against photodestruction. Indeed the photodissociation rate is negligible to distances typically in excess of 1 parsec ( cm) from the star. In C-rich AGB stars, the most important parents for driving chemistry are and HCN. The photodissociation of HCN gives rise to CN which is itself photodissociated to N and C atoms, with the latter photoionized in the very outer envelope. Thus, external photons cause the formation of molecular shells, whose radial position depend on the underlying flow properties and the photon flux. Acetylene can be both ionized, to form , and dissociated, to form H, , C and , sequentially. The result is that one finds a region in the CSE where abundant photons, radicals and ions co-exist at relatively high density, , and cold temperatures, 100–10 K, a situation that is relatively rare in astronomy. Collisions between these reactive species then give rise to the molecular complexity observed in C-rich CSEs through reactions described in section 2.2.

One of the interesting aspects of the chemistry is its propensity to form carbon-chain molecules and anions— , , , , , have been detected in IRC+10216—in relatively high abundance indeed the total anion abundance is found to exceed that of free electrons in some parts of the outer envelope (Millar ir kt 2007, Cordiner and Millar 2009). Figure 16 from McElroy ir kt (2013) shows the radial distributions of a number of important linear hydrocarbon molecules and anions. We note that in IRC+10216, the observed ratios for / H and / H are 0.09 and 0.26, respectively (Kasai ir kt 2007, Remijan ir kt 2007).

Figure 16. Top left: plot of the fractional abundances, relative to , of cyanopolyynes as a function of envelope radius using the Rate12 model (solid lines) compared with the results from Cordiner and Millar (2009) (dotted lines). Top right: Plot of fractional abundances of polyynes as a function of envelope radius for the Rate12 model including anion chemistry (solid lines) and excluding anion chemistry (dashed lines). Bottom left: plot of fractional abundances of polyyne anions as a function of envelope radius. Bottom right: comparison of the fractional abundances of various cations and electrons, including anion chemistry (solid lines) and excluding anion chemistry (dashed lines). The fractional abundance for the 'anions included' model is shown, for reference, with a dot-dashed line (McElroy ir kt (2013) © ESO.)

The cyanopolyynes, N are formed via neutral-neutral reactions between CN and the polyynes:

Large carbon-chain molecules often possess large electron affinities and can undergo radiative attachment with electrons, with rate coefficients that generally increase with size of the neutral (Herbst and Osamura 2008). Thus , because of the relatively large abundance of H and fast radiative attachment of electrons to H, is the dominant anion in the outer CSE. The formation of the cyanopolyyne anions occurs by radiative attachment as well as through reactions between N atoms and anions (Eichelberger ir kt 2007):

Figure 16, top right panel, shows the interesting result that the presence of these large hydrocarbon anions act to enhance the formation of large hydrocarbon chain molecules in the outer CSE as noted previously for dark clouds (Walsh ir kt 2009). A unique impact on the CSE chemistry, however, is that the free electron abundance can be depressed by an order of magnitude below the anion abundance in the range 0.3–1.0 cm in figure 16. This reduction in electron abundance leads to the decreased importance of dissociative electron recombination as a loss mechanism for cations, see the lower right panel in figure 16, with cations increasing in abundance by factors of 10–1000. The lower right panel also shows the radial abundance of which is the dominant carrier of negative charge in the region 3–6 cm.

The chemical reactions that synthesise molecules in the CSE are thus identical to those occurring in cold dark clouds. In the latter, however, the chemistry is acting to transform atoms to molecules, whereas in the envelopes of AGB stars, the chemistry acts to transform stable molecules formed in and near the photosphere to atoms and atomic ions which return to the interstellar medium to begin the process of cloud formation and collapse, star and planet formation, stellar evolution and star death, and another cycle in the history of chemistry in the Galaxy.


Astrophysics & Astrochemistry

Like any of the big disciplines in science Astrochemistry is difficult to define and many aspects have to be considered. Any contribution towards a comprehensive picture of what Astrochemistry is is highly welcome. Please contact the Editor to submit your personal view or to get a link to your website [click].

The Wikipedia definition (23.10.2007):

Astrochemistry is the study of the chemical elements found in outer space, generally on larger scales than the Solar System, particularly in molecular gas clouds, and the study of their formation, interaction and destruction. As such, it represents an overlap of the disciplines of astronomy and chemistry. On the Solar System scale, the study of chemical elements is usually called cosmochemistry.

Astrochemistry involves the use of telescopes to measure various aspects of bodies in space, such as their temperature and composition. Findings from the use of spectroscopy in chemistry laboratories can be employed in determining the types of molecules in astronomical bodies (e.g. a star or an interstellar cloud). The various characteristics of molecules reveal themselves in their spectra, yielding a unique spectral representation corresponding for a molecule. However, there are limitations on measurements due to electromagnetic interference and, more problematic, the chemical properties of some molecules. For example, the most common molecule (H2, hydrogen gas), does not have a dipole moment, so it is not detected by radio telescopes. Much easier to detect with radio waves, due to its strong electric dipole moment, is CO (carbon monoxide). Over a hundred molecules (including radicals and ions) have been reported so far, including a wide variety of organic compounds, such as alcohols, acids, aldehydes, and ketones. There have been claims regarding interstellar glycine, the simplest amino acid, but with considerable accompanying controversy. Research is progressing on the way interstellar and circumstellar molecules form and interact, and this research could have a profound impact on our understanding of the origin of life on earth.

The sparseness of interstellar and interplanetary space results in some unusual chemistry, since symmetry-forbidden reactions cannot occur except on the longest of timescales. For this reason, molecules and molecular ions which are unstable on Earth can be highly abundant in space, for example the H3+ ion.


The song tells the story of the formation of the E Street Band. The meaning of the title is unclear. Even Springsteen himself says in the Born to Run documentary Wings for Wheels: The Making of Born to Run: "I still have no idea what it means. But it's important." [1]

The song's protagonist, "Bad Scooter", is a pseudonym for Springsteen himself (as indicated by the initials they share). In the third verse, "Big Man joined the band" refers to the now deceased Clarence Clemons, the band's long-time saxophonist.

As stated by Springsteen in the Wings for Wheels documentary, the idea for the composition of the horn intro was Steven Van Zandt's. Despite all of this, the single was a chart dud, getting no higher than #83 on the Billboard Hot 100 in early 1976. However, it has always had a strong following on album-oriented rock radio and amongst Springsteen's fan base.

    – electric guitar, vocals, horn arrangement – bass – drums – piano – tenor saxophone, bridge talking – trumpet, flugelhorn – tenor saxophone – baritone saxophone – trombone – horn arrangement

"Tenth Avenue Freeze-Out" has become a staple of Springsteen's E Street Band concert tours, with regular appearances from the 1975 and on the Born to Run tours through the 1984 legs of the Born in the U.S.A. Tour, with one of the latter documented on the later Live/1975–85, and the 1988 Tunnel of Love Express. It then returned with a featured regular spot on the 1999–2000 Reunion Tour, often used as an introduction of the band. An extended 20-minute version was captured on the subsequent Bruce Springsteen & The E Street Band: Live in New York City release, and was frequently played during most of the legs of the 2007–2008 Magic Tour and during the 2009 Working on a Dream Tour. It opened the four-song set at Springsteen and the band's high-profile half-time appearance at Super Bowl XLIII, which included Springsteen pointing out that the verse about "the Big Man" joining the band was the important part of the song.

A slower version of this song was played during the Born to Run tours, on December 31, 1975 in Philadelphia.

After Clemons' death, Springsteen used the song as a memorial/tribute to both him and the late Danny Federici on the Wrecking Ball Tour, the first E Street Band tour without Clemons. During the song's third verse of "Big Man joined the band", Springsteen paused the song where Clemons' sax solo would traditionally be performed while a video of Clemons and Federici played on the stage screens. On the High Hopes and River 2016 tours, Springsteen removed the pause from performances of the song, but kept the video tribute. [ reikalinga citata ]

Springsteen joined his longtime friend Billy Joel on stage at Madison Square Garden on July 18, 2018 to perform the song (along with "Born to Run") for Joel's 100th appearance at MSG.


Bruce Springsteen: Tenth Avenue Freeze-Out Meaning

Tear drops on the city
Bad Scooter searching for his groove
Seem like the whole world walking pretty
And you can't find the room to move
Well everybody better move over, that's all
'Cause I'm running on the bad side
And I got my back to the.

I always thought it was about women or hookers
in NYC. If you cant make a plan you get the
'Freeze-Out'.

Or, maybe Scooter (The Boss) was chasing a girl in NJ and she was the freezer-outer. ant
10th Avenue.

I lived in Fiji in 1985 and had 10th Ave spray
painted on my tile floor Just for effect.

Dummies,
Bruce and I are the same age. Both the only son. Both with access to cars. When I was a kid we would get a bunch of boys, 16-18 years old, and go riding in some kid's car. In this case it was mine. It had electric windows, a Chevy Chevelle. What a piece of sth it was, but my daddy let me drive it. We would ride all over Atlanta and North Georgia, like Bruce would ride all over Jersey and NYC. Anyway, the driver or the front passenger would play this cruel game called "Freeze Out". In the cold of the winter, when we would ride, we would roll the windows down and holler "Freeze Out", and leave the windows down until someone started crying, begging for mercy, or praying. I suspect he has done the same thing and either did not want to talk about it, or it's something dummies like us have no idea about.

A rigid tight song by Bruce Springsteen, that may not be the best song to listen to many times as you get older in these days if you have a problem with your sciatic nerve. But it is still a great song especially if you are young being in the spiritual warfare on a cold day by freezing somebody's ass out from all of the heat he was giving from the inside that makes you fight out of the circumstances of the city streets by coming together with Bruce in the ''Tenth Ave Freeze Out''song waiting for one of the members to be picked up on E-Street from where the name of the band came from. This song reminds me by the Bible verse when Jesus gave the Apostles sole authority to bind and loose things on Earth. ''Whatever you shall bind on Earth, shall be bound in Heaven and whatever you shall loose on Earth shall be loosed in Heaven''.

Bad Scooter is Bruce. B.S. Same initials. Its about forming the band. He's "all alone" til "They made that change uptown and the Big Man" joined the band!" Bruce's 1st pianist, Dave Sancious, actually lived on E Street in Belmar, NJ. It intersects with 10th Ave. in Belmar. Bruce himself, on the Born to Run DVD said that he has no idea what "10th Ave Freeze Out" means. I don't believe that. He has also said that Sancious was always late when they picked him up. Hence. 10th Ave Freeze Out. In Clarence's book, he said that it was on one of those waits on E Street that Bruce, Clarence,Garry and Danny were trying to name the band. According to Clarence, Bruce said "we spend so much time on this fuin street. we should call it the E Street Band!" Voila.

This song is about how Bruce meet the E Street Band and if you don't believe me check out Bruce's acceptance speech during his induction into the rock and roll hall of fame he even admits it and hows he meet every single member


Astrochemistry - what does freeze-out mean? - Astronomija

Tenth Avenue Freeze-out

Songfacts®:

This song tells the story of the E Street Band coming together. On Springsteen's first album in 1973, he played a lot of the instruments himself and loaded the songs with lyrics. The band was far more pronounced on their next album, released later that year, which incorporated their name: The Wild, the Innocent & the E Street Shuffle.

By the time Springstreen released Born To Run in 1975, his E Street band was crucial to the sound. Later on, Springsteen released the albums Nebraska ir The Ghost Of Tom Joad without the band, but they didn't sell nearly as well as the ones they played on.

The "Big Man" in the third verse is Clarence Clemons. Springsteen met him in 1971 when Clemons came into a club called the Student Prince in Asbury Park, New Jersey, where Bruce was playing. It was a stormy night, and the door flew off the hinges when Clemons opened it. Springsteen would talk about how he "Literally blew the door off the place."

In Clemons' autobiography Big Man: Real Life and Tall Tales, he explained: "It was one of those nor'easters - cold, raining, lightning and thunder. Now, this is God's honest truth. I open the door to the club and a gust of wind blew the door right out of my hand and down the street. So here I am, a big black guy, in Asbury Park, with lightning flashing behind me. I said to Bruce, 'I want to sit in.' He says, 'Sure, anything you want.'" Clemons was working as a social worker at the time and playing in a Jersey Shore bar band when he got his big break with Bruce.

Comments: 7

  • Gary from Windham As we all know 10AFO is about Bruce teaming up with Clemons. Bruce was playing small E street clubs while Clemons & Co. played the hipper 10th Ave Jazz Scene. Bruce, wanting to play the more serious, earthy music, didn't have an in, and watching Clemons style and playing with many fine musicians of the day made him yearn to be a part of it ! But nobody thought they needed a singer, especially a vocalist like Bruce to take their music to the next level. Springsteen felt like he was "all alone" and being "frozen-out". I'm not sure what 'changed' with the Big Man that lead him to accept a role with Springsteen but Bruce knew that with Clemons and his ability to bring a powerhouse rhythm section he was finally gonna be able to realize his dreams and 'Bust The City In Half".
  • John Smith from Nyc I'm pretty sure Tenth Avenue Freeze Out is about 10th avenue in Hells Kitchen. There's a photo of Bruce Spingsteen standing on the corner 53rd and 10th avenue taken in 1979. Plant Record where he recorded some of Born To Run is in Hell's Kitchen. The Power Station Studio where he recorded a lot in the 70s is on 10th avenue. With lines like "Teardrops on city" "Stranded in the jungle" "The night is dark but the sidewalk's bright and lined with the light of the living" "From a tenement window a transistor blasts" "Turn around the corner things got real quiet real fast" If that's not 10th avenue in Hell's Kitchen in the 1970's i don't know what is.
  • Arin from San Francisco, Ca First of all, Springsteen doesn't only sing about NJ.
    Try this:
    There is a famous Tenth Avenue. In Manhattan. Hell's Kitchen to be exact. Back in the 70s Bruce and his bandmates played a lot of shows in small clubs (i.e. CBGBs) in the West Village which abuts Hell's Kitchen. This is decades before gentrification, so really mean streets. Think the Warriors movie without the goofy costumes.

You're a performer, with your friends, walking around Manhattan after a gig, drunk on a rainy night (tear drops on the city), maybe looking to hook up. Maybe you go take a piss or duck into a store and you look around and your friends are scattered. You might get jumped, you're on tenth avenue in Hell's Kitchen. You're lost, you're all alone and you can't find your way home.

A radio blares from a tenement window gives some comfort but then you turn a corner and it gets really quiet. Things just got much worse.

More Songfacts:

Don't Stop Believin'Journey

The "Don't Stop Believin'" lyric was inspired by Sunset Boulevard, making it perfect for the Rock of Ages musical.

Single Ladies (Put a Ring on It)Beyoncé

Beyoncé married Jay-Z five months before releasing "Single Ladies (Put a Ring On It)," a song she sang in character as her alter-ego, Sasha Fierce.

Hey YaOutKast

Outkast's "Hey Ya" was the first song in history to rack up 1 million downloads.

Somebody Like YouKeith Urban

When Keith Urban played "Somebody Like You" for his girlfriend, she called him a hypocrite because he "sucked at relationships."

Poker FaceLady Gaga

Lady Gaga says that "Poker Face" is about her personal experience with bisexuality being with a man but thinking about a woman.

AdornMiguel

Miguel wrote "Adorn" about his girlfriend, model and artist Nazanin Mandi when he was returning home from a long trip and was anxious to see her.

Editor's Picks

Chris Squire of YesSongwriter Interviews

One of the most dynamic bass player/songwriters of his time, Chris is the only member of Yes who has been with the band since they formed in 1968.

Jackie DeShannon - "Put a Little Love in Your Heart"They're Playing My Song

It wasn't her biggest hit as a songwriter (that would be "Bette Davis Eyes"), but "Put a Little Love in Your Heart" had a family connection for Jackie.

MetallicaFact or Fiction

Beef with Bon Jovi? An unfortunate Spandex period? See if you can spot the true stories in this Metallica version of Fact or Fiction.

Mac Powell of Third DaySongwriter Interviews

The Third Day frontman talks about some of the classic songs he wrote with the band, and what changed for his solo country album.

Kip WingerSongwriter Interviews

The Winger frontman reveals the Led Zeppelin song he cribbed for "Seventeen," and explains how his passion for orchestra music informs his songwriting.

Intentionally AtrociousSong Writing

A selection of songs made to be terrible - some clearly achieved that goal.


Laws and Fiduciary Duty

Historically, freeze-outs by controlling shareholders have faced differing levels of legal scrutiny.

In the 1952 case of Sterling v. Mayflower Hotel Corp., the Supreme Court in Delaware established a fairness standard that would apply to all mergers, including freeze-outs. It ruled that when an acquiring company and its directors "stand on both sides of the transaction, they bear the burden of establishing the merger's entire fairness, and it must pass the test of careful scrutiny by the courts."

Although the law was once hostile to freeze-outs, they are generally more accepted in corporate acquisitions these days. Courts generally require that as part of a fair transaction, an acquisition should have both a business purpose and fair compensation for shareholders.

Corporate charters may contain a freeze-out provision that allows an acquiring company to purchase the stock of minority shareholders for fair cash value within a defined period of time after the acquisition is completed.