espaço interestelar
A amônia foi originalmente detectada no espaço em 1968, com base em emissões de micro-ondas vindas da direção do núcleo galáctico.[67] Esta foi a primeira molécula poliatômica detectada. A sensibilidade da molécula em uma ampla gama de excitações e a facilidade com que ela pode ser observada em diversas regiões fizeram da amônia uma das moléculas mais importantes para estudos de nuvens moleculares.[68] A intensidade relativa das linhas de amônia pode ser usada para medir a temperatura do meio emissor.
As seguintes espécies isotópicas de amônia foram detectadas:
A detecção de amônia com deutério triplo foi considerada uma surpresa porque o deutério é relativamente escasso. Acredita-se que as baixas temperaturas permitem que esta molécula sobreviva e se acumule.[69].
Desde a sua descoberta interestelar, o NH provou ser uma ferramenta de espectroscopia inestimável no estudo do meio interestelar. Com um grande número de transições, é sensível a uma ampla gama de condições de excitação, o NH tem sido amplamente detectado astronomicamente - sua detecção foi relatada em centenas de artigos.
O estudo da amônia interestelar tem sido importante para diversas áreas de pesquisa nas últimas décadas.
A abundância interestelar de amônia foi medida em vários ambientes. A proporção de [NH]/[H] foi estimada de 10 em pequenas nuvens escuras[70] a 10 no núcleo denso do complexo de nuvens moleculares de Orion.[71] Embora um total de 18 rotas de produção tenham sido propostas,[72] o principal mecanismo de formação de NH interestelar é a seguinte reação:.
A constante de mudança "k" nesta reação depende da temperatura ambiente, com valor de 5,2×10 a 10 K.[73] A constante foi calculada a partir da fórmula “k = a(T/300)”. Para a reação de formação primária, a = 1,05×10 e B = −0,47. Assumindo uma abundância de NH de 3×10 e uma abundância de elétrons de 10 típica de nuvens moleculares, a formação prossegue para uma mudança de 1,6×10 cms em uma nuvem molecular com uma densidade total de 10 cm.[74].
Todas as outras propostas de reação de formação possuem constantes com valores entre 2 e 13 ordens de grandeza menores, tornando as contribuições para a abundância de amônia relativamente insignificantes.[75] Como exemplo de uma das contribuições mencionadas está:.
Tem uma engrenagem constante de 2,2×10. Assumindo densidades de 10 e razão NH/H de 10 para H, esta reação prossegue a uma taxa de 2,2×10, mais de 3 ordens de grandeza mais lenta que a reação primária anterior.
Algumas outras reações de formação possíveis são:.
Existem 113 reações propostas que levam à destruição do NH. Destes, 39 foram tabulados em extensas tabelas químicas juntamente com compostos de carbono, nitrogênio e oxigênio.[76] Uma revisão da amônia interestelar cita as seguintes reações como os principais mecanismos de dissociação:[68].
Com variações constantes de 4,39×10[77] e 2,2×10,[78] respectivamente. As equações (1,2) são executadas com uma variação de 8,8×10 e 4,4×10, respectivamente. Esses cálculos assumem a mudança dada nas constantes e abundâncias de [NH]/[H] = 10, [H]/[H] = 2×10, [HCO]/[H] = 2×10 e densidades totais de n = 10, típicas de nuvens moleculares frias e densas. Claramente, entre estas duas reações primárias, a equação (1) é a reação de destruição dominante, com uma mudança cerca de 10.000 vezes mais rápida que a equação (2). Isto se deve à abundância relativamente alta de H.
As observações de rádio NH do Radiotelescópio Effelsberg revelaram que a linha de amônia é separada em dois componentes – um fundo rígido e um núcleo disforme. O fundo corresponde bem à localização de CO detectada anteriormente.[80] O telescópio Chilbolton de 25 m na Inglaterra detectou sinais de rádio de amônia em regiões H II, HNHO, objetos HH e outros objetos associados à formação de estrelas. Uma comparação com a linha de emissão indica que as velocidades turbulentas ou sistemáticas não aumentam no centro do núcleo das nuvens moleculares[81].
A radiação de microondas da amônia foi observada em vários objetos galácticos, incluindo W3 (OH), Orion (constelação "Orion (constelação)"), W43, W51 e cinco fontes no centro galáctico. A alta detecção da mudança indica que se trata de uma molécula comum no meio interestelar e que regiões de alta densidade são comuns na galáxia[82].
Observações VLA em sete regiões com fluxos gasosos de alta velocidade revelaram condensações de menos de 0,1 pc") em L1551, S140 e Cepheus (constelação). Três condensações individuais foram detectadas em Cepheus, uma delas era uma figura muito alongada. Elas podem desempenhar um papel importante na criação de folgas bipolares na região.[83].
A amônia extragaláctica foi fotografada usando VLA no IC 342. A temperatura do gás quente está acima de 70 K, o que foi inferido a partir das linhas do raio da amônia e parece estar associado às porções mais internas da haste nuclear vista no CO. G29,96−0,02 e G31,41+0,31. Com base em diagnósticos de temperatura e densidade, conclui-se geralmente que tais aglomerados são provavelmente os locais de formação de estrelas em uma fase evolutiva inicial antes do desenvolvimento de uma região HII ultracompacta.[85].
Absorções a 2,91 micrômetros de amônia sólida foram registradas a partir de grãos interestelares no Objeto Becklin-Neugebauer e provavelmente em NGC 2264-IR. Esta detecção ajudou a explicar a forma física das linhas de absorção de gelo anteriormente mal compreendidas.[86].
Um espectro do anel de Júpiter foi obtido no observatório Kuiper Airborne, cobrindo a faixa de espectro de 100 a 300 cm. A análise de espectro fornece informações sobre as propriedades globais do gás amônia e da névoa gelada de amônia.[87].
Um total de 149 posições de nuvens negras foram verificadas em busca de evidências de "núcleos densos" usando a inversão de linha de (J,K) = (1,1) deNH. Em geral, os núcleos não possuem formato esférico, com raios variando entre 1,1 a 4,4. Também foi descoberto que núcleos com estrelas têm linhas mais largas do que núcleos sem estrelas.[88].
A amônia também foi detectada na Nebulosa de Draco e em uma ou talvez duas nuvens moleculares, que estão associadas ao cirro infravermelho.[89].
Ao equilibrar e estimular uma emissão com uma emissão espontânea, é possível construir uma relação entre a temperatura de excitação e a densidade. Contudo, uma vez que os níveis transitórios de amónia podem ser aproximados ao nível 2 num sistema de baixa temperatura, este cálculo é simples. Esta premissa pode ser aplicada a nuvens negras, regiões suspeitas de terem temperaturas extremamente baixas e possíveis locais para futuras formações estelares. As detecções de amónia em nuvens negras mostram linhas estreitas – indicando não apenas baixas temperaturas, mas também um baixo nível de turbulência na nuvem. A linha de cálculo do raio fornece uma medida da temperatura da nuvem que é independente de observações anteriores de CO. As observações de amônia foram consistentes com medições de CO de temperaturas de rotação de ~10 K. Com isso, as densidades podem ser determinadas e foram calculadas para variar entre 10 e 10 cm em nuvens negras. Ao mapear NH, concluímos que ele tem medições diárias de nuvens de 0,1 pc e massas próximas a uma única massa. Esses locais frios com núcleos densos são locais onde uma estrela se formará.
As regiões HII ultracompactas estão entre os melhores rastreadores de formação de estrelas de alta massa. O material denso em torno das regiões UCHII é principalmente molecular. Uma vez que um estudo completo da formação de estrelas massivas envolve necessariamente a nuvem a partir da qual a estrela se formou, o amoníaco é uma ferramenta inestimável para a compreensão deste material molecular circundante. Uma vez que este material molecular pode ser resolvido espacialmente, é possível restringir os recursos térmicos/ionizantes, temperaturas, massas e tamanho das regiões. Os componentes de velocidade deslocados do Doppler permitem a separação de regiões distintas de gás molecular que podem rastrear fluxos e núcleos quentes originados da formação estelar.
A amônia foi detectada em galáxias externas e, medindo simultaneamente várias linhas, é possível medir diretamente a temperatura do gás nessas galáxias. As linhas de raio implicam que as temperaturas são quentes (~ 50 K), originadas de nuvens densas com tamanhos de dezenas de pc. Esta imagem é consistente com a imagem da nossa Via Láctea – núcleos moleculares quentes e densos formam-se em torno de estrelas em formação incorporadas em nuvens com material molecular na escala de várias centenas de pc (nuvens moleculares gigantes).