stringtranslate.com

Поглощение и излучение, вызванные столкновениями

В спектроскопии поглощение и испускание, вызванные столкновениями, относятся к спектральным характеристикам , создаваемым неупругими столкновениями молекул в газе. Такие неупругие столкновения (вместе с поглощением или испусканием фотонов) могут вызывать квантовые переходы в молекулах, или молекулы могут образовывать переходные супрамолекулярные комплексы со спектральными характеристиками, отличными от основных молекул. Поглощение и испускание, вызванное столкновениями, особенно важно в плотных газах, таких как облака водорода и гелия, обнаруженные в астрономических системах.

Поглощение и испускание, вызванные столкновениями, отличаются от столкновительного уширения в спектроскопии тем, что столкновительное уширение возникает в результате упругих столкновений молекул, тогда как поглощение и испускание, вызванные столкновениями, по своей сути являются неупругим процессом.

Спектры газов, вызванные столкновениями

Обычная спектроскопия занимается спектрами отдельных атомов или молекул. Здесь мы обрисуем в общих чертах совершенно разные спектры комплексов , состоящих из двух или более взаимодействующих атомов или молекул : спектроскопия «взаимодействие-индуцированная» или «столкновение-индуцированная». [1] Как обычные, так и столкновительно-индуцированные спектры могут наблюдаться при излучении и поглощении и требуют электрического или магнитного мультипольного момента — в большинстве случаев электрического дипольного момента — для того, чтобы произошел оптический переход из начального в конечное квантовое состояние молекулы или молекулярного комплекса . (Для краткости выражения мы будем использовать здесь термин «молекула» взаимозаменяемо как для атомов, так и для молекул). Комплекс взаимодействующих молекул может состоять из двух или более молекул, находящихся в столкновении, или же из слабо связанной молекулы Ван-дер-Ваальса . На первый взгляд может показаться странным рассматривать оптические переходы столкновительного комплекса, который может существовать лишь мгновение, в течение пролета (примерно 10−13 секунд ) , во многом так же, как это долгое время делалось для молекул в обычной спектроскопии. Но даже кратковременные комплексы молекул можно рассматривать как новую, «супермолекулярную» систему, которая подчиняется тем же спектроскопическим правилам, что и обычные молекулы. Обычные молекулы можно рассматривать как комплексы атомов, которые обладают новыми и, возможно, совершенно иными спектроскопическими свойствами, чем отдельные атомы, из которых состоит молекула, когда атомы не связаны вместе как молекула (или не «взаимодействуют»). Аналогично, комплексы взаимодействующих молекул могут (и обычно приобретают) новые оптические свойства, которые часто отсутствуют в невзаимодействующих, хорошо разделенных отдельных молекулах.

Спектры поглощения, вызванного столкновениями (CIA) и излучения (CIE), хорошо известны в микроволновом и инфракрасном диапазонах электромагнитного спектра, но в особых случаях они встречаются также в видимом и ближнем ультрафиолетовом диапазонах. [1] [2] Спектры, вызванные столкновениями, наблюдались почти во всех плотных газах, а также во многих жидкостях и твердых телах. [3] [4] CIA и CIE обусловлены межмолекулярными взаимодействиями, которые генерируют электрические дипольные моменты. Отметим, что также существует аналогичный процесс рассеяния света, вызванного столкновениями (CILS) или комбинационного рассеяния, который хорошо изучен и во многих отношениях полностью аналогичен CIA и CIE. CILS возникает из-за индуцированных взаимодействием приращений поляризуемости молекулярных комплексов; избыточной поляризуемости комплекса относительно суммы поляризуемостей невзаимодействующих молекул. [5]

Диполи, вызванные взаимодействием

Молекулы взаимодействуют на близком расстоянии посредством межмолекулярных сил («силы Ван-дер-Ваальса»), которые вызывают мельчайшие сдвиги распределений электронной плотности (относительно распределений электронов, когда молекулы не взаимодействуют). Межмолекулярные силы отталкивают на близком расстоянии, где силы электронного обмена доминируют во взаимодействии, и притягивают на несколько больших расстояниях, где действуют дисперсионные силы. (Если расстояния еще больше увеличиваются, все межмолекулярные силы быстро падают и ими можно полностью пренебречь.) Отталкивание и притяжение обусловлены, соответственно, небольшими дефектами или избытками электронной плотности молекулярных комплексов в пространстве между взаимодействующими молекулами, что часто приводит к индуцированным взаимодействием электрическим дипольным моментам, которые вносят определенный вклад в интенсивности излучения и поглощения, индуцированные взаимодействием. Результирующие диполи называются диполями, индуцированными обменной силой, и диполями, индуцированными дисперсионной силой, соответственно.

Другие механизмы индукции диполей также существуют в молекулярных (в отличие от одноатомных) газах и в смесях газов, когда присутствуют молекулярные газы. Молекулы имеют центры положительного заряда (ядра), которые окружены облаком электронов. Таким образом, можно считать, что молекулы окружены различными электрическими многополярными полями, которые будут мгновенно поляризовать любого партнера по столкновению при пролете, создавая так называемые мультипольно-индуцированные диполи. В двухатомных молекулах, таких как H 2 и N 2 , мультипольный момент низшего порядка - это квадруполь, за которым следует гексадекаполь и т. д., отсюда квадрупольно-индуцированные, гексадекапольно-индуцированные,... диполи. Особенно первый часто является самым сильным, наиболее значительным из индуцированных диполей, способствующих CIA и CIE. Существуют и другие механизмы индуцированных диполей. В столкновительных системах, включающих молекулы из трех или более атомов (CO 2 , CH 4 ...), искажение рамки столкновения может быть важным механизмом индукции. [2] Вызванное столкновениями излучение и поглощение при одновременных столкновениях трех или более частиц обычно включают в себя попарно-аддитивные дипольные компоненты, а также важные неприводимые дипольные вклады и их спектры. [6]

Исторический очерк

Поглощение, вызванное столкновениями, было впервые обнаружено в сжатом кислородном газе в 1949 году Гарри Уэлшем и его коллегами на частотах основной полосы молекулы O 2 . [7] (Обратите внимание, что невозмущенная молекула O 2 , как и все другие двухатомные гомоядерные молекулы, неактивна в инфракрасном диапазоне из-за инверсионной симметрии и, таким образом, не обладает «дипольно разрешенным» вращательно-колебательным спектром на любой частоте).

Спектры, вызванные столкновениями

Молекулярные пролетные столкновения занимают небольшое время, около 10−13 с . Оптический переход столкновительных комплексов молекул генерирует спектральные «линии», которые очень широкие — примерно на пять порядков шире самых известных «обычных» спектральных линий (соотношение неопределенностей Гейзенберга). [1] [2] Результирующие спектральные «линии» обычно сильно перекрываются, так что спектральные полосы, вызванные столкновениями, обычно выглядят как континуумы ​​(в отличие от полос часто различимых линий обычных молекул).

Спектры, вызванные столкновениями, появляются на частотах вращательно-колебательных и электронных переходных полос невозмущенных молекул, а также на суммах и разностях таких переходных частот: хорошо известно, что одновременные переходы в двух (или более) взаимодействующих молекулах генерируют оптические переходы молекулярных комплексов. [1]

Вириальные расширения спектральных интенсивностей

Интенсивности спектров отдельных атомов или молекул обычно линейно изменяются с числовой плотностью газа. Однако, если плотность газа достаточно увеличена, то, как правило, можно также наблюдать вклады, которые изменяются как квадрат плотности, куб... Это спектры, вызванные столкновениями, двухчастичных (и, вполне возможно, трехчастичных,...) столкновительных комплексов. Спектры, вызванные столкновениями, иногда отделялись от континуумов отдельных атомов и молекул на основе характерных зависимостей плотности. Другими словами, вириальное разложение в терминах степеней числовой плотности газа часто наблюдается, так же как это широко известно для вириального разложения уравнения состояния сжатых газов. Первый член разложения, линейный по плотности, представляет спектры идеального газа (или «обычных»), где они существуют. (Этот первый член исчезает для инфракрасных неактивных газов). А квадратичные, кубические,... члены вириальных разложений возникают из-за оптических переходов бинарных, тройных,... межмолекулярных комплексов, которые (часто неоправданно) игнорируются в приближении идеального газа в спектроскопии.

Спектры молекул Ван-дер-Ваальса

Существуют два вида комплексов молекул: столкновительные комплексы, обсуждавшиеся выше, которые являются короткоживущими. Кроме того, существуют связанные (т. е. относительно стабильные) комплексы двух или более молекул, так называемые молекулы Ван-дер-Ваальса. Они существуют обычно гораздо дольше, чем столкновительные комплексы, и при тщательно выбранных экспериментальных условиях (низкая температура, умеренная плотность газа) их вращательно-колебательные полосовые спектры показывают «острые» (или разрешимые) линии (принцип неопределенности Гейзенберга), во многом как у обычных молекул. Если родительские молекулы неполярны, те же самые механизмы индуцированного диполя, которые обсуждались выше, ответственны за наблюдаемые спектры молекул Ван-дер-Ваальса.

Рисунок 1 (будет включен)

Пример спектров ЦРУ

На рисунке 1 показан пример индуцированных столкновением спектров поглощения комплексов H 2 -He при различных температурах. Спектры были рассчитаны на основе фундаментальной теории с использованием квантово-химических методов и, как было показано, находятся в хорошем соответствии с лабораторными измерениями при температурах, где такие измерения существуют (для температур около 300 К и ниже). [8] Шкала интенсивности рисунка сильно сжата. При самой низкой температуре (300 К) видна серия из шести ярких максимумов с глубокими минимумами между ними. Широкие максимумы примерно совпадают с колебательными полосами H 2 . С повышением температуры минимумы становятся менее яркими и исчезают при самой высокой температуре (кривая вверху, для температуры 9000 К).

Подобную картину можно ожидать для спектров CIA чистого водорода (т.е. без примесей газов) и, фактически, для спектров CIA многих других газов. Главное отличие, скажем, если рассматривать спектры CIA азота вместо спектров водорода, будет заключаться в гораздо более близком расположении, если не в полном перекрытии, различных полос CIA, которые появляются примерно на частотах колебательных полос молекулы N 2 .

Значение

Значимость CIA для астрофизики была осознана уже давно, особенно там, где существуют плотные атмосферы, состоящие из смесей молекулярного водорода и гелия. [9]

Планеты

Герцберг указал на прямые доказательства наличия молекул H 2 в атмосферах внешних планет . [10] [11] Атмосферы внутренних планет и большой луны Сатурна Титана также показывают значительный CIA в инфракрасном диапазоне из-за концентраций азота, кислорода, углекислого газа и других молекулярных газов. [12] [13] [14] Однако общий вклад CIA основных газов Земли, N 2 и O 2 , в естественный парниковый эффект атмосферы относительно невелик, за исключением области вблизи полюсов. [15] Были обнаружены внесолнечные планеты с горячими атмосферами (тысяча кельвинов или более), которые в остальном напоминают атмосферу Юпитера (смеси в основном H 2 и He), где существует относительно сильный CIA. [16]

Холодные белые карлики

Звезды, сжигающие водород, называются звездами главной последовательности (ГП) — это, безусловно, самые распространенные объекты на ночном небе. Когда водородное топливо истощается и температура начинает падать, объект претерпевает различные преобразования, и в конечном итоге рождается белый карлик , уголек отмершей звезды ГП. Температура новорожденного белого карлика может составлять сотни тысяч кельвинов, но если масса белого карлика меньше нескольких солнечных масс , сжигание 4 Не до 12 С и 16 О невозможно, и звезда будет медленно остывать вечно. Самые холодные наблюдаемые белые карлики имеют температуру около 4000 К, что должно означать, что Вселенная недостаточно стара, чтобы нельзя было найти звезды с более низкой температурой. Спектры излучения «холодных» белых карликов совсем не похожи на спектр черного тела Планка . [17] Вместо этого почти весь инфракрасный диапазон ослабляется или вообще отсутствует в излучении звезды из-за CIA в водородно-гелиевых атмосферах, окружающих их ядра. [18] [19] Влияние CIA на наблюдаемое спектральное распределение энергии хорошо изучено и точно смоделировано для большинства холодных белых карликов. [20] Для белых карликов со смешанной атмосферой H/He интенсивность CIA H 2 -He может быть использована для определения содержания водорода в фотосфере белого карлика. [21] Однако прогнозирование CIA в атмосферах самых холодных белых карликов является более сложной задачей, [22] отчасти из-за образования многочастичных столкновительных комплексов. [23]

Другие крутые звезды

Атмосферы холодных звезд с низкой металличностью в основном состоят из водорода и гелия. Поглощение, вызванное столкновениями переходными комплексами H 2 -H 2 и H 2 -He, будет более или менее важным источником непрозрачности их атмосфер. Например, CIA в фундаментальной полосе H 2 , которая попадает на верхнюю часть окна непрозрачности между H 2 O/CH 4 или H 2 O/CO (в зависимости от температуры), играет важную роль в формировании спектров коричневых карликов . [24] [25] [26] Коричневые карлики с более высокой гравитацией часто показывают даже более сильный CIA из-за зависимости интенсивности CIA от квадрата плотности, в то время как другие «обычные» источники непрозрачности линейно зависят от плотности. CIA также важен для коричневых карликов с низкой металличностью, поскольку «низкая металличность» означает пониженное содержание CNO (и других) элементов по сравнению с H 2 и He, и, таким образом, более сильный CIA по сравнению с поглощением H 2 O, CO и CH 4. Таким образом, поглощение CIA столкновительными комплексами H 2 -X является важным диагностическим признаком коричневых карликов с высокой гравитацией и низкой металличностью. [27] [28] Все это также верно для M-карликов, но в меньшей степени. Атмосферы M-карликов горячее, поэтому некоторая увеличенная часть молекул H 2 находится в диссоциированном состоянии, что ослабляет CIA комплексами H 2 -X. Значимость CIA для холодных астрономических объектов давно предполагалась или была известна в некоторой степени. [29] [30]

Первые звезды

Попытки смоделировать формирование «первой» звезды из газовых облаков чистого водорода и гелия ниже примерно 10 000 К показывают, что тепло, вырабатываемое в фазе гравитационного сжатия, должно каким-то образом излучаться для того, чтобы дальнейшее охлаждение стало возможным. Это не проблема, пока температуры все еще достаточно высоки, чтобы существовали свободные электроны: электроны являются эффективными излучателями при взаимодействии с нейтралами (тормозное излучение). Однако при более низких температурах в нейтральных газах рекомбинация атомов водорода в молекулы H 2 представляет собой процесс, который генерирует огромное количество тепла, которое должно каким-то образом излучаться в процессах CIE; если бы CIE не существовало, образование молекул не могло бы происходить, и температура не могла бы падать дальше. Только процессы CIE допускают дальнейшее охлаждение, так что будет накапливаться молекулярный водород. Таким образом, будет развиваться плотная, холодная среда, так что гравитационный коллапс и образование звезд могут фактически продолжаться. [31] [32]

База данных

В связи с большой важностью многих типов спектров CIA в планетарных и астрофизических исследованиях, известная база данных спектроскопии ( HITRAN ) была расширена и теперь включает ряд спектров CIA в различных частотных диапазонах и для различных температур. [33]

Ссылки

  1. ^ abcd Фроммхольд, Лотар (2006) [1993]. Поглощение, вызванное столкновениями в газах . Кембридж (Нью-Йорк): Издательство Кембриджского университета.
  2. ^ abc Абель, Мартин; Фроммхольд, Лотар (2013) [1991]. «Спектры, вызванные столкновениями, и текущие астрономические исследования». Канадский журнал физики . 91 (11): 857–869. Bibcode : 2013CaJPh..91..857A. doi : 10.1139/cjp-2012-0532.
  3. ^ Хант, Дж. Л.; Полл, Дж. Д. (1986). Вторая библиография по поглощению, вызванному столкновением . Том 59. Кафедра физики, Университет Гвельфа. С. 163–164, публикация 1/86. {{cite book}}: |work=проигнорировано ( помощь )CS1 maint: местоположение отсутствует издатель ( ссылка )
  4. ^ G. Birnbaum, ed. (1985). Явления, вызванные межмолекулярными взаимодействиями . Нью-Йорк: Plenum Press.
  5. ^ Борисов, Александра; Фроммхольд, Лотар (1989). "Столкновительное рассеяние света: Библиография". Advances in Chemical Physics . Vol. 75. pp. 439–505. doi :10.1002/9780470141243.ch7. ISBN 9780470141243.
  6. ^ Моральди, Массимо; Фроммхольд, Лотар (1996). «Дипольные моменты, индуцированные в трех взаимодействующих молекулах». Журнал молекулярных жидкостей . 70 (2–3): 143–158. doi :10.1016/0167-7322(96)00964-6.
  7. ^ MF Crawford; HL Welsh; JL Locke (1949). «Инфракрасное поглощение кислорода и азота, вызванное межмолекулярными силами». Phys. Rev. 75 ( 10): 1607. Bibcode :1949PhRv...75.1607C. doi :10.1103/PhysRev.75.1607.
  8. ^ Абель, Мартин; Фроммхольд, Лотар; Ли, Сяопин; Хант, Кэтрин LC (2011). «Вычисление поглощения, вызванного столкновением, плотными газовыми смесями дейтерия и гелия». Журнал химической физики . 134 (7): 076101:1–076101:2. doi :10.1063/1.3556876. PMID  21341876.
  9. ^ HL Welsh (1972). "3". В AD Buckingham; DA Ramsay (ред.). Спектры поглощения водорода, индуцированные давлением . Том III: Спектроскопия. Butterworths, Лондон: MTP Internat. стр. 33–71. {{cite book}}: |work=проигнорировано ( помощь )
  10. ^ Герцберг, Г. (1952). «Атмосферы планет». Журнал Королевского астрономического общества Канады . 45 : 100 а.
  11. ^ Герцберг, Г. (1952). «Спектроскопические свидетельства наличия молекулярного водорода в атмосферах Урана и Нептуна». The Astrophysical Journal . 115 : 337. Bibcode : 1952ApJ...115..337H. doi : 10.1086/145552.
  12. ^ А. А. Вигасин; З. Сланина, ред. (1998). Молекулярные комплексы в земных, планетарных, кометных и межзвездных атмосферах . Сингапур: World Sci.
  13. ^ C. Camy-Peyret; AA Vigasin, ред. (2003). Слабо взаимодействующие молекулярные пары: нетрадиционные поглотители излучения в атмосфере . Том 27. Дордрехт. Kluwer. Научная серия НАТО, Науки о Земле и окружающей среде.
  14. ^ А. Кустенис; Ф. В. Тейлор (2008). Титан: исследование мира, похожего на Землю . World Scientific.
  15. ^ Höpfner, M.; Milz, M.; Buehler, S.; Orphall, J.; Stiller, G. (24 мая 2012 г.). "Естественный парниковый эффект атмосферного кислорода (O 2 ) и азота (N 2 )". Geophysical Research Letters . 39 (L10706). Bibcode :2012GeoRL..3910706H. doi :10.1029/2012GL051409. ISSN  1944-8007. S2CID  128823108.
  16. ^ S. Seager (2010). Экзопланетные атмосферы: физические процессы. Серия по астрофизике . Princeton University Press.
  17. ^ ST Hodgkin; BR Oppenheimer; NC Hambly; RF Jameson; SJ Smart; IA Steele (2000). «Инфракрасный спектр чрезвычайно холодной белой карликовой звезды». Nature . 403 (6765): 57–59. Bibcode :2000Natur.403...57H. doi :10.1038/47431. PMID  10638748. S2CID  4424397.
  18. ^ HL Shipman (1977). «Массы, радиусы и модели атмосфер для холодных белых карликовых звезд». Astrophys. J . 213 : 138–144. Bibcode :1977ApJ...213..138S. doi :10.1086/155138.
  19. ^ Saumon, Didier; Jacobson, SB (1999). "Модель атмосферы чистого водорода для очень холодных белых карликов". The Astrophysical Journal . 511 (2): L107–110. arXiv : astro-ph/9812107 . Bibcode : 1999ApJ...511L.107S. doi : 10.1086/311851. S2CID  16199375.
  20. ^ Бержерон, П.; Сомон, Дидье; Веземаэль, Ф. (апрель 1995 г.). «Новые модели атмосфер для очень холодных белых карликов со смешанным составом H/He и чистым He». The Astrophysical Journal . 443 : 764. Bibcode : 1995ApJ...443..764B. doi : 10.1086/175566.
  21. ^ Килич, Мукремин; Леггетт, СК; Тремблей, П.-Э.; Хиппель, Тед фон; Бержерон, П.; Харрис, Хью К.; Манн, Джеффри А.; Уильямс, Куртис А.; Гейтс, Эвалин; Фарихи, Дж. (2010). «Подробный модельный анализ атмосферы холодных белых карликов в цифровом обзоре неба Слоуна». Серия дополнений к астрофизическому журналу . 190 (1): 77. arXiv : 1007.2859 . Bibcode : 2010ApJS..190...77K. doi : 10.1088/0067-0049/190/1/77. ISSN  0067-0049. S2CID  4571557.
  22. ^ Agüeros, MA; Canton, Paul; Andrews, Jeff J.; Bergeron, P.; Kilic, Mukremin; Thorstensen, John R.; Curd, B.; Gianninas, A. (1 июня 2015 г.). «Ультрахолодные белые карлики и возраст галактического диска». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 449 (4): 3966–3980. arXiv : 1503.03065 . doi : 10.1093/mnras/stv545 . ISSN  0035-8711. S2CID  119290935.
  23. ^ Blouin, S.; Kowalski, PM; Dufour, P. (2017). "Искажение давления поглощения, вызванного столкновением H2-He, на фотосфере холодных белых карликовых звезд". The Astrophysical Journal . 848 (1): 36. arXiv : 1709.01394 . Bibcode :2017ApJ...848...36B. doi : 10.3847/1538-4357/aa8ad6 . ISSN  0004-637X. S2CID  118930159.
  24. ^ Берроуз, Адам; Хаббард, Уильям Б.; Лунин, Джонатан И.; Либерт, Джеймс (2001). «Теория коричневых карликов и экзопланет-гигантов». Rev. Mod. Phys . 73 (3): 719–765. arXiv : astro-ph/9706080 . Bibcode :2001RvMP...73..719B. doi :10.1103/revmodphys.73.719. S2CID  204927572.
  25. ^ Saumon, Didier; Bergeron, P.; Lunine, Jonathan I.; Hubbard, WB; Burrows, Adam (1994). "Холодные звёздные атмосферы с нулевой металличностью". The Astrophysical Journal . 424 : 333. Bibcode : 1994ApJ...424..333S. doi : 10.1086/173892 .
  26. ^ Saumon, Didier; Marley, Mark S.; Abel, Martin; Frommhold, Lothar; Freedman, Richard S. (2012). "Новое поглощение H 2 , вызванное столкновениями, и непрозрачность NH 3 и спектры самых холодных коричневых карликов". The Astrophysical Journal . 750 (1): 74. arXiv : 1202.6293 . Bibcode :2012ApJ...750...74S. doi :10.1088/0004-637X/750/1/74. S2CID  11605094.
  27. ^ Burgasser, Adam J.; Kirkpatrik, J. Davy; Burrows, Adam; Liebert, James; Reid, I. Neill; Gizis, John E.; McGovern, Mark R.; Prato, Lisa; McLean, Ian S. (2003). «Первый субзвездный субкарлик? Открытие бедного металлами L-карлика с кинематикой гало». The Astrophysical Journal . 592 (2): 1186–1192. arXiv : astro-ph/0304174 . Bibcode : 2003ApJ...592.1186B. doi : 10.1086/375813. S2CID  11895472.
  28. ^ Burgasser, Adam J.; Burrows, Adam; Kirkpatrik, J. Davy (2006). «Метод определения физических свойств самых холодных известных коричневых карликов». The Astrophysical Journal . 639 (2): 1095–1113. arXiv : astro-ph/0510707 . Bibcode : 2006ApJ...639.1095B. CiteSeerX 10.1.1.983.294 . doi : 10.1086/499344. S2CID  9291848. 
  29. ^ BMS Hansen; ES Phinney (1998). «Звездная криминалистика – кривые охлаждения». Mon. Not. R. Astron. Soc . 294 (4): 557–568. arXiv : astro-ph/9708273 . Bibcode : 1998MNRAS.294..557H. doi : 10.1111/j.1365-8711.1998.01232.x .
  30. ^ JL Linsky (1969). «О непрозрачности молекулярного водорода в звездах позднего типа, вызванной давлением». The Astrophysical Journal . 156 : 989. Bibcode : 1969ApJ...156..989L. doi : 10.1086/150030.
  31. ^ P. Lenzuni; DF Chernoff; E. Salpeter (1991). "Rosseland and Planck mean opacitys of a zero-metallicity gas". Astrophys. J . 76 : 759. Bibcode :1991ApJS...76..759L. doi :10.1086/191580.
  32. ^ Th. H. Greif; V. Bromm; PC Clark; SCO Glover; RJ Smith; RS Klessen; N. Yoshida; V. Springel. (2012). «Формирование и эволюция первичных протозвездных систем». Mon. Not. R. Astron. Soc . 424 (1): 399–415. arXiv : 1202.5552 . Bibcode :2012MNRAS.424..399G. doi : 10.1111/j.1365-2966.2012.21212.x .
  33. ^ Ричард, К.; Гордон, IE; Ротман, LS; Абель, Мартин; Фроммхольд, Лотар; Густафссон, М.; Хартманн, Дж. М.; Германс, К.; Лафферти, В. Дж.; Ортон, Г.; Смит, К. М.; Тран, Х. (2012). "Новый раздел базы данных HITRAN: поглощение, вызванное столкновениями (cia)". Журнал количественной спектроскопии и переноса излучения . 113 (11): 1276–1285. Bibcode : 2012JQSRT.113.1276R. doi : 10.1016/j.jqsrt.2011.11.004.