Espacio interestelar
El amoníaco fue detectado en un principio en el espacio en 1968, basado en emisiones de microondas desde la dirección del núcleo galáctico.[67] Esta fue la primera molécula poliatómica detectada. La sensibilidad de la molécula en un amplio rango de excitaciones y la facilidad con que se puede observar un número de regiones ha hecho al amoníaco una de las moléculas más importantes para los estudios de las nubes moleculares.[68] La relativa intensidad de líneas de amoníaco pueden ser usadas para medir la temperatura del medio emisor.
Las siguientes especies isotópicas de amoníaco se han detectado:.
La detección del triple deuterio amoníaco fue considerado una sorpresa fue el deuterio es relativamente escaso. Se cree que las bajas temperaturas permiten a esa molécula subsistir y acumularse.[69].
Desde su descubrimiento interestelar, NH ha probado ser una herramienta espectroscopia invaluable en el estudio del medio interestelar. Con un largo número de transiciones, es sensible a un amplio rango de condiciones de excitación, NH ha sido ampliamente detectado astronómicamente -su detección ha sido reportada en cientos de artículos-.
El estudio del amoníaco interestelar ha sido importante para diversas áreas de investigación en las últimas décadas.
La abundancia interestelar de amoníaco ha sido medida en varios ambientes. El radio de [NH]/[H] se ha estimado desde 10 en pequeñas nubes oscuras[70] hasta 10 en el denso núcleo del complejo de nube molecular de Orión.[71] Aunque un total de 18 rutas de producción han sido propuestas,[72] el principal mecanismo de formación de NH interestelar es la siguiente reacción:.
La constante de cambio "k" en esta reacción depende de la temperatura del ambiente, con un valor de 5.2×10 a 10 K.[73] La constante fue calculada de la fórmula "k = a(T/300)". Para la reacción de formación primaria, a = 1.05×10 y B = −0.47. Asumiendo una abundancia de NH de 3×10 y una abundancia de electrones de 10 típico de nubes moleculares, la formación procede a un cambio de 1.6×10 cms en una nube molecular con una densidad total de 10 cm.[74].
Todas las demás propuestas de reacción de formación tienen constantes con valores entre 2 y 13 órdenes de magnitud menores, haciendo que las contribuciones a la abundancia del amoníaco sean relativamente insignificantes.[75] Como ejemplo de una de las contribuciones mencionadas está:.
Tiene un cambio constante de 2.2×10. Asumiendo que las densidades de 10 and NH/H ratio of 10 para H, esta reacción procede en con un cambio de 2.2×10, más de 3 órdenes de magnitud más lentos que la reacción primaria anterior.
Algunas otras posibles reacciones de formación son:.
Hay 113 reacciones propuestas que llevan a la destrucción del NH. De estas, 39 fueron tabuladas en extensas tablas de química junto con compuestos de carbono, nitrógeno y oxígeno.[76] Una revisión del amoníaco interestelar cita las siguientes reacciones como los principales mecanismos de disociación:[68].
Con cambios constantes de 4.39×10[77] y 2.2×10,[78] respectivamente. Las ecuaciones (1,2) corren con un cambio de 8.8×10 and 4.4×10, respectivamente. Estos cálculos asumen el cambio dado de constantes y abundancias de [NH]/[H] = 10, [H]/[H] = 2×10, [HCO]/[H] = 2×10, y densidades totales de n = 10, típicas de frías y densas, nubes moleculares.[79] Claramente, entre estas dos reacciones primarias, la ecuación (1) es la reacción dominante de destrucción, con un cambio de ~10,000 veces más rápido que la ecuación (2). Esto se debe a la relativa alta abundancia de H.
Observaciones de radio de NH del Radiotelescopio de Effelsberg reveló que la línea de amoníaco está separada en dos componentes –un fondo rígido y núcleo sin forma–. El fondo corresponde bien con la localización previamente detectada de CO.[80] El telescopio 25 m Chilbolton en Inglaterra detectó señales de radio de amoníano en regiones H II, HNHO, objetos H-H y otros objetos asociados con las formación de estrellas. Una comparación con la line de emisión indica que velocidades turbulentas o sistemáticas no incrementan en el centro del núcleo de las nubes moleculares[81].
La radiación de microondas del amoníaco fue observada en diversos objetos galácticos incluyendo W3(OH), Orión (constelación) "Orión (constelación)"), W43, W51, y cinco fuentes en el centro galáctico. La alta detección del cambio indica que es una molécula común en el medio interestelar y que las regiones de alta densidad son comunes en la galaxia[82].
Observaciones VLA en siete regiones con flujos de alta velocidad gaseosos revelaron condensaciones de menos de 0.1 pc") en L1551, S140 y Cefeo "Cefeo (constelación)"). Tres condensaciones individuales fueron detectadas en Cefeo, una de ellas era una figura muy alongada. Pueden jugar un rol importante en crear flojos bipolares en la región.[83].
Amoníaco extragaláctico fue imaginado usando VLA en IC 342. La temperatura del gas caliente está arriba de los 70 K, lo cual fue inferido de las líneas del radio de amoníaco y parece estar asociado con porciones más internas de la barra nuclear vista en CO.[84] NH fue también monitoreada por VLA hacia la muestra de cuatro regiones galácticas ultracompactadas HII: G9.62+0.19, G10.47+0.03, G29.96−0.02, y G31.41+0.31. Basándose en diagnósticos de temperatura y densidad, se concluye que en general que tales cúmulos son probablemente los lugares de formación de estrella en una fase evolutiva temprana antes del desarrollo de una región HII ultracompacta.[85].
Absorciones a 2.91 micrómetros de amoníaco sólido fueron grabados de granos interestelares en el Objeto Becklin-Neugebauer y probablemente en NGC 2264-IR. Esta detección ayudó a explicar la forma física de los previamente poco entendidos líneas de absorción de hielo.[86].
Un espectro del anillo de Júpiter fue obtenido del observatorio Kuiper Airborne, cubriendo los 100 a 300 cm del rango de espectro. Análisis del espectro provee información de propiedades globales de amoníaco en gas y la neblina de hielo de amoníaco.[87].
Un total de 149 posiciones de nubes negras fueron revisadas para evidencia de "núcleos densos" usando la inversión de línea de (J,K) = (1,1) deNH. En general, los núcleos no tienen figura de esfera, con radios rondando entre 1.1 a 4.4. También se encontró que núcleos con estrellas tienen líneas más amplias que núcleos sin estrellas.[88].
El amoníaco se detectó también en Nebula de Draco y en una o quizá dos nubes moleculares, que están asociadas con el cirrus infrarrojo.[89].
Balanceando y estimulando una emisión con una emisión espontánea, es posible construir una relación entre las temperatura de excitación y la densidad. Más sin embargo, desde los niveles transitorios del amoníaco, se puede aproximar a un nivel 2 en un sistema de bajas temperaturas, este cálculo es sencillo. Esta premisa puede ser aplicada a nubes negras, regiones que se sospecha tienen extremadamente bajas temperaturas y posibles sitios para la futura formación de estrellas. Detecciones de amoníaco en nubes negras muestra líneas estrechas —indicando que no solo son bajas temperaturas, pero también un nivel bajo de turbulencia en la nube–. La línea de cálculos del radio provee una medida de la temperatura de la nube que es independiente de previas observaciones de CO. Las observaciones del amoníaco fueron consistentes con las medidas de CO de rotación de temperaturas de ~10 K. Con esto, las densidades pueden ser determinadas, y han sido calculadas en un rango de entre 10 y 10 cm en nubes negras. Trazando el mapa de NH, se concluye que tiene medidas cotidianas de las nubes de 0.1 pc y masas cercanas a una masa solas. Estos sitios fríos con núcleos densos son sitios donde se formará una estrella.
Regiones HII ultra compactadas están entre los mejores trazadores de formación de estrellas de gran masa. EL material denso alrededor de regiones UCHII es primariamente molecular. Desde un completo estudio de formación de estrellas masivas, necesariamente involucra la nube de donde se formó la estrella, el amoníaco es una herramienta invaluable para comprender este material molecular que rodea. Puesto que este material molecular puede ser resuelto espacialmente, es posible constreñir los recursos de calor/ionizantes, temperaturas, masas y tamaño de las regiones. Los componentes de la velocidad Doppler desplazada permite la separación de distintas regiones de gas molecular que puede trazar flujos y núcleos calientes originados de la formación de estrellas.
El amoníaco ha sido detectado en galaxias externas, y por simultáneamente medir varias líneas, es posible directamente medir la temperatura del gas en estas galaxias. Las líneas del radio implican que las temperaturas son calientes (~ 50 K), originadas de nubes densas con tamaños de decenas de pc. Esta imagen es consistente con la imagen de nuestra Vía Láctea—núcleos moleculares densos y calientes se forman alrededor de estrellas que se están formando incrustadas en nubes con material molecular en la escala de varios cientos de pc (nubes moleculares gigantes).