Tekening die de galactische verdeling van fosfor toont in het bereik van 0 tot 25 kiloparsec van het galactische centrum, zoals bepaald op basis van stellaire en interstellaire waarnemingen. Detecties door atomaire overgangen in de stellaire fotosfeer worden aangegeven door groene sterren (van ref. 2 en referenties daarin), in diffuse wolken door magenta cirkels (van ref. 16 en die daarin), en in planetaire nevels door blauwe driehoeken, terwijl paarse en cyaan cirkels duiden diamanten aan op identificaties in moleculaire wolken en omringende omhulsels van moleculaire lijnen. Het rode vak toont de positie van WB89-621. De oranje X geeft het zonnestelsel aan. APOGEE-scandetecties worden niet voor elke mogelijke besmetting weergegeven. WB89-621 is de enige bekende bron van fosfor in welke vorm dan ook groter dan 12 kiloparsec.
Ondanks het belang ervan voor de vorming van planeten en de biologie, is fosfor alleen geïdentificeerd in de binnenste 12 kiloparsec van Melkwegstelsel 2-19. De studie van dit element werd gedeeltelijk belemmerd door ongunstige atomaire overgangen.
Er wordt aangenomen dat fosfor ontstaat door de invanging van neutronen op 29Si en 30Si in massieve sterren, en dat het door type II-supernova-explosies in het interstellaire medium wordt vrijgegeven. Modellen van galactische chemische evolutie moeten echter willekeurig de supernovaproductie verhogen om overeen te komen met de waargenomen hoeveelheden.
Hier presenteren we de detectie van fosfor in de gasfase in het buitenste sterrenstelsel via millimeter PO- en PN-spectra. De spinlijnen van deze deeltjes werden waargenomen in de dichte wolk WB89-621, die zich op 22,6 kiloparsec van het galactische centrum bevindt. De hoeveelheden PO en PN in WB89-621 zijn vergelijkbaar met waarden nabij het zonnestelsel. Er zijn geen supernova’s in de buitenste melkwegstelsels, wat erop wijst dat er sprake is van een andere bron van fosfor, zoals ‘galactische fonteinen’, waar supernovamateriaal wordt herverdeeld door de halo en het omringende galactische medium.
Er zijn echter geen fonteinrijke wolken op zulke grote afstanden. Het is onwaarschijnlijk dat enige extragalactische bron, zoals de Magelhaense Wolken, rijk is aan metalen. Als alternatief kan de fosfor worden geproduceerd door neutronenvangstprocessen in asymptotische reuzensubsterren met een lage massa in de buitenste sterrenstelsels. Asymptotische gigantische substerren produceren ook koolstof-21, waardoor de stabiele metalliciteitsgradiënt wordt afgevlakt en de grote hoeveelheid koolstofhoudende moleculen in WB89-621 wordt verklaard.
Overvloed aan PN en PO, evenals atomaire fosfor, als functie van de afstand tot het galactische centrum. Moleculaire hoeveelheden, ten opzichte van H2, zijn uitgezet ten opzichte van de RGC (KPC) voor AFGL 5142, G+0,693-0,03, W3(OH), W51, L1157, Orion-KL, B1-a, NGC 1333-IRAS 3, Ser SMM1, L723 (ref.) en WB89-621. De atomaire hoeveelheden van de bronnen worden ook weergegeven in Figuur 1. De atomaire hoeveelheden PO, PN en P worden weergegeven in rood, zwart en blauw, met een geschatte onzekerheid van 3σ. Van 8,5 naar 22,6 kpc nemen de hoeveelheden PO en PN af met respectievelijk een factor 1,5 en 2,3, wat wijst op een lichte afname in de buitenste sterrenstelsels.
La Colimae, KR Gould, LM Zuiris
PMID: 37938703 PMID: PMC10632128 doi: 10.1038/s41586-023-06616-1
Fosforhoudende moleculen PO en PN aan de rand van het sterrenstelselNatuur (open toegang)
Astrobiologie, astrochemie
“Reizende ninja. Onruststoker. Spekonderzoeker. Expert in extreme alcohol. Verdediger van zombies.”
More Stories
De CEO van Immunic, Dr. Daniel Veit, markeert Wereldimmunologiedag door de cruciale rol ervan te bespreken
Het Japanse model voor het opruimen van ruimteafval nadert zijn doel: een record
Menselijke activiteiten hebben een ernstige impact op de vloeistofstroom diep onder het aardoppervlak