Astronomi

Astrokemi - vad betyder frysning?

Astrokemi - vad betyder frysning?


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.

Jag tittade nyligen på en video om fysik och kemi i planetariska ackretionsskivor och talaren nämnde vid en viss tidpunkt "frysning och UV-dissociation". Är frysning en rent kemisk term, eller är den specifik för denna process? Är det mycket viktigt i planetbildning?


Frysning är verkligen en kemisk term. Det händer i mittplanet på ackretionsskivor där densiteten är tillräckligt hög för att blockera UV-jonisering / kemisk dissociation och begränsa uppvärmningen från den centrala stjärnan. Ingen verkar ha kommit runt med att skriva upp en lekmanvänlig artikel om ämnet ännu, men dessa referenser ger kärnan:

Protostjärnor och planeter V

Accretion Disks 1: Under Star Formation

Organic Matter in Space (IAU S251) Evolution of Organic Matter

Från ref 2:


Vad betyder frysning?

Jag går en kosmologikurs denna termin och jag förstår inte riktigt begreppet frysa ut. Här är ett kort stycke från vår föreläsning.

Här är det jag inte förstår: Vad hänvisar "motsvarande partikel" till? Är det $ C $ och $ D $ eller $ A $? Det anges också att "partikel $ A $ försvinner helt". Men till exempel i processen: $ nu + bar < nu> leftrightarrow e ^ <+> + e ^ <-> $, om partikel $ A $ är neutrino, bör den försvinna helt på några sekunder efter big bang. Hur kan neutriner existera idag? Jag förstår inte heller skillnaden mellan "frikoppla" och "frysa ut". Är de samma sak?


Kavli Foundation Q & # 038A: Astrokemi och livets ursprung

Av: Redaktörerna för Sky & amp Telescope 20 september 2018 0

Få artiklar som detta skickade till din inkorg

Kavli-prisvinnaren Ewine van Dishoeck 2018 diskuterar hennes personliga och professionella resa in i astrokemi, från serendipitära campingresor till att skapa internationellt samförstånd om stora budgetobservatorier.

På mikroskopisk nivå avslöjar landskapen i rymden verkliga kemiska fabriker med fantastisk komplexitet.
ALMA (ESO / NRAO / NAOJ

INTE HELT UTRYMME är en sådan karg plats. Galaxer är fulla av dammiga moln som innehåller rika grytor av molekyler, allt från enkel vätgas till komplexa organiska ämnen som är kritiska för livets utveckling. Att förstå hur alla dessa kosmiska ingredienser blandas i bildandet av stjärnor och planeter har varit Ewine van Dishoecks livsverk.

Van Dishoeck, en kemist som utbildade sig, riktade snart blicken mot kosmos. Hon var pionjär för många framsteg inom det framväxande området astrokemi och utnyttjade de senaste teleskopen för att avslöja och beskriva innehållet i stora stjärnbärande moln. Parallellt fortsatte van Dishoeck laboratorieexperiment och kvantberäkningar på Terra Firma att förstå nedbrytningen av kosmiska molekyler genom stjärnljus, liksom förhållandena under vilka nya molekyler staplas ihop som Lego-tegelstenar.

"För hennes kombinerade bidrag till observations-, teoretisk och laboratorieastrokemi, för att belysa livscykeln för interstellära moln och bildandet av stjärnor och planeter," van Dishoeck fick Kavli-priset 2018 i astrofysik. Hon är bara den andra pristagaren inom något område som har utmärkts som den enda mottagaren av priset genom sin historia.

För att lära sig mer om hennes genombrottskarriär inom astrokemi och vad som är nästa för området, pratade Kavli Foundation med van Dishoeck från sitt kontor vid Leiden Observatory vid universitetet i Leiden i Nederländerna, precis innan hon deltog i en personalgrill. Van Dishoeck är professor i molekylär astrofysik och presidenten för International Astronomical Union (IAU).

Följande är ett redigerat transkript av rundabordsdiskussionen. Van Dishoeck har fått möjlighet att ändra eller redigera sina kommentarer.

Ewine van Dishoeck, vinnare av Kavli-priset i astrofysik 2018. Van Dischoeck är en pionjär inom astrokemi, studier av molekyler i rymden och dess roll i stjärnor och planets ursprung.
Peter Badge / Typos1

KAVLIS STIFTELSE: Vad säger astrokemi om oss själva och det universum vi lever i?

EWINE VAN DISHOECK: Den övergripande historien som berättas av astrokemi är, vad är vårt ursprung? Var kommer vi ifrån, hur byggdes vi? Hur bildades vår planet och solen? Det leder oss till slut att försöka upptäcka de grundläggande byggstenarna för solen, jorden och oss. Det är som Legos - vi vill veta vilka delar som var i Lego-byggnaden för vårt solsystem.

De mest grundläggande byggstenarna är naturligtvis de kemiska elementen, men hur dessa element kombineras för att skapa större byggstenar - molekyler - i rymden är avgörande för att förstå hur allt annat kom till.

TKF: Du och andra forskare har nu identifierat mer än 200 av dessa molekylära byggstenar i rymden. Hur har fältet utvecklats under din karriär?

EVD: På 1970-talet började vi upptäcka att mycket ovanliga molekyler, såsom joner och radikaler, är relativt rikliga i rymden. Dessa molekyler saknas eller har oparade elektroner. På jorden kvarstår de inte länge eftersom de snabbt reagerar med andra saker de möter. Men eftersom rymden är så tomt kan joner och radikaler leva i tiotusentals år innan de stöter på någonting.

Nu går vi mot att identifiera de molekyler som finns i hjärtat av de regioner där nya stjärnor och planeter bildas, just nu. Vi kommer förbi att upptäcka isolerade joner och radikaler till mer mättade molekyler. Dessa inkluderar organiska [kolinnehållande] molekyler i de enklaste formerna, som metanol. Från det grundläggande metanolbyggstenen kan du bygga upp till molekyler som glykolaldehyd, som är ett socker och etylenglykol. Båda dessa är "prebiotiska" molekyler, vilket innebär att de krävs för den eventuella bildningen av livsmolekyler.

Där astrokemi fältet rör sig nästa är borta från att göra en inventering av molekyler och mot att försöka förstå hur dessa olika molekyler bildas. Vi försöker också förstå varför vi kan hitta större mängder av vissa molekyler i speciella kosmiska regioner jämfört med andra typer av molekyler.

TKF: Vad du just sa får mig att tänka på en analogi: Astrokemi handlar nu mindre om att hitta nya molekyler i rymden - ungefär som zoologer som söker efter nya djur i djungeln. Fältet handlar nu mer om "ekologin" för hur dessa molekylära djur interagerar, och varför det finns så många av ett visst slag här i rymden, men så få där borta och så vidare.

EVD: Det är en bra analogi! När vi börjar förstå fysiken och kemin för hur stjärnor och planeter bildas, är en viktig del att ta reda på varför vissa molekyler är rikliga i vissa interstellära regioner, men är "utdöda", precis som djur kan vara, i andra regioner.

Om vi ​​fortsätter din metafor finns det verkligen många intressanta interaktioner mellan molekyler som kan liknas med djurekologi. Till exempel är temperaturen en kontrollerande faktor i beteenden och interaktioner mellan molekyler i rymden, vilket också påverkar djurens aktivitet och var de bor, och så vidare.

Övergången från blå till gröna markeringar i denna illustration markerar kolmonoxidsnölinjen i stjärnan TW Hydrae. Snön hjälper dammkorn att fästa vid varandra, vilket är viktigt för bildandet av planeter och kometer.
B. Saxton & amp A. Angelich / NRAO / AUI / NSF / ALMA (ESO / NAOJ / NRAO)

TKF: Återgå till byggstenens idé, hur fungerar uppbyggnadsprocessen inom astrokemi, exakt?

EVD: Ett viktigt begrepp för att bygga molekyler i rymden är ett vi känner från vardagen här på jorden, kallad fasövergångar. Det är då en fast substans smälter i en vätska, eller en vätska avdunstar till gas, och så vidare.

Nu i rymden har varje molekyl sin egen "snölinje", som är uppdelningen mellan en gasfas och en fast fas. Så till exempel har vatten en snölinje, där det går från vattengas till vattenis. Jag bör påpeka att flytande former av element och molekyler inte kan existera i rymden eftersom det finns för lite tryck vatten kan vara flytande på jorden på grund av trycket från planetens atmosfär.

Tillbaka till snölinjerna upptäcker vi nu att de spelar en mycket viktig roll i planetbildningen och kontrollerar mycket av kemin. En av de viktigaste Lego-byggstenarna, så att säga, som vi har hittat är kolmonoxid. Vi känner till kolmonoxid på jorden eftersom det till exempel produceras vid förbränning. Mina kollegor och jag har demonstrerat i laboratoriet i Leiden att koloxid är utgångspunkten för att göra många mer komplexa organiska ämnen ute i rymden. Kolmonoxid som fryser ut från en gas till en fast fas är ett avgörande första steg för att sedan lägga Lego-byggstenar av väte. Genom att göra det kan du fortsätta bygga större och större molekyler som formaldehyd [CH2O], sedan metanol, vidare till glykolaldehyd som vi diskuterade, eller så kan du till och med gå till mer komplexa molekyler som glycerol [C3H8O3].

Det är bara ett exempel, men det ger dig en känsla av hur en uppbyggnadsprocess spelar sig inom astrokemi.

TKF: Du nämnde just ditt laboratorium vid Leiden Observatory, Sackler Laboratory for Astrophysics, vilket jag förstår har en skillnad som det första astrofysiklaboratoriet någonsin. Hur blev det och vad har du uppnått där?

EVD: Det är rätt. Mayo Greenberg, en banbrytande astrokemiker, startade laboratoriet på 1970-talet och det var verkligen den första i sitt slag för astrofysik i världen. Han gick i pension och sedan fortsatte jag labbet. Jag blev så småningom chef för detta laboratorium i början av 1990-talet och stannade där till omkring 2004, då en kollega tog ledarskap. Jag samarbetar fortfarande och kör experiment där.

Vad vi har lyckats uppnå i labbet är de extrema förhållandena i rymden: dess kyla och dess strålning. Vi kan reproducera temperaturerna i rymden ner till 10 kelvin [–442 grader Fahrenheit –260 grader Celsius], vilket bara är en liten bit över absolut noll. Vi kan också återskapa den intensiva ultravioletta strålningen i stjärnljus som molekyler utsätts för i regioner med ny stjärnbildning.

Där vi misslyckas är dock att reproducera tomrummet i rymden, vakuumet. Vi anser att ett extremt högt vakuum i laboratoriet har i storleksordningen 10 8 till 10 10 [hundra miljoner till 10 miljarder] partiklar per kubikcentimeter. Vad astronomer kallar ett tätt moln, där stjärn- och planetbildning sker, har bara cirka 10 4 eller cirka 10 000 partiklar per kubikcentimeter. Det betyder att ett tätt moln i rymden fortfarande är en miljon gånger tomare än det bästa vi kan göra i labbet!

Men detta fungerar i slutändan till vår fördel. I rymdens extrema vakuum rör sig den kemi vi är intresserad av att förstå väldigt, mycket långsamt. Det kommer helt enkelt inte att göra i labbet, där vi inte kan vänta i 10 000 eller 100 000 år på att molekylerna stöter på varandra och interagerar. Istället måste vi kunna göra reaktionen på en dag för att lära oss vad som helst på tidsskalorna för en humanvetenskaplig karriär. Så vi påskyndar allt och kan översätta det vi ser i labbet till de mycket längre tidsskalorna i rymden.

En närbild av den iskalla vakuumkammaren vid Sackler Laboratory for Astrophysics, som innehåller ett konstnärsintryck av glycerol och det stjärnbildande området IRAS 16293-2422. Van Dishoeck ledde laboratoriet med början på 1990-talet, som återskapar några av de extrema rymdförhållandena.
Harold Linnartz

TKF: Förutom laboratoriearbetet har du under din karriär använt en rad teleskop för att studera molekyler i rymden. Vilka instrument var viktiga för din forskning och varför?

EVD: Nya instrument har varit avgörande under hela min karriär. Astronomi drivs verkligen av observationer. Att ha allt starkare teleskop i nya ljusvåglängder är som att titta på universum med andra ögon.

För att ge dig ett exempel, i slutet av 1980-talet, kom jag tillbaka till Nederländerna när landet var starkt involverat i Infraröda rymdobservatoriet, eller ISO, ett uppdrag under ledning av Europeiska rymdorganisationen. Jag kände mig mycket lycklig att någon annan hade gjort det hårda arbetet i 20 år för att göra det teleskopet till verklighet och jag kunde gärna använda det! ISO var mycket viktigt eftersom det öppnade det infraröda spektrumet där vi kunde se alla dessa spektrala signaturer, som kemiska fingeravtryck, av is inklusive vatten, som spelar stora roller i stjärn- och planetbildning och i vattens fall, är naturligtvis kritiskt för livet. Det var en fantastisk tid.

Nästa mycket betydelsefulla uppdrag var Herschel Space Observatory, som jag personligen engagerade mig som doktorand 1982. Från kemisidan var det tydligt att Herschel var ett främsta uppdrag för interstellära molekyler, och i synnerhet att "följa vattenspår. " Men först behövde vi göra vetenskapen till ESA. Jag åkte till USA i ett antal år och fick liknande diskussioner där, där jag hjälpte till att göra vetenskapsfallet för Herschel till amerikanska finansieringsorgan. Det var ett stort tryck tills uppdraget slutligen godkändes i slutet av 1990-talet. Sedan tog det fortfarande tio år att bygga och lansera, men vi fick äntligen vår första data i slutet av 2009. Så från 1982 till 2009 - det var en lång sikt!

TKF: När och var rotade dina kärlekar till rymd och kemi?

EVD: Min främsta kärlek var alltid för molekyler. Det började på gymnasiet med en mycket bra kemilärare. Mycket beror på riktigt bra lärare och jag tror inte att människor alltid inser hur viktigt det är. Jag förstod först när jag kom på college att fysik var lika roligt som kemi.

TKF: Vilken akademisk väg tog du för att i slutändan bli astrokemiker?

EVD: Vid universitetet i Leiden gjorde jag mina magisterexamen i kemi och var övertygad om att jag ville fortsätta med teoretisk kvantkemi. Men professorn inom detta område i Leiden hade dött. Så jag började leta efter andra alternativ. Jag visste verkligen inte mycket om astronomi vid den tiden. Det var min dåvarande pojkvän och nuvarande make, Tim, som precis hade hört en uppsättning föreläsningar om det interstellära mediet, och Tim sa till mig: "Du vet, det finns också molekyler i rymden!" [Skratt]

Jag började undersöka möjligheten att göra en avhandling om molekyler i rymden. Jag gick från en professor till en annan. En kollega i Amsterdam berättade för mig att för att verkligen komma in i området astrokemi var jag tvungen att åka till Harvard för att arbeta med professor Alexander Dalgarno. Sommaren 1979 reste Tim och jag i Kanada för att delta i en generalförsamling för International Astronomical Union i Montreal. Vi fick reda på att satellitmöten hölls inför generalförsamlingen, och en av dem höll faktiskt på i den specifika parken där Tim och jag campade. Idén vi hade var, "Nåväl, kanske vi borde ta tillfället i akt och gå och se den här professor Dalgarno redan!"

Naturligtvis hade vi allt detta campingutrustning och kläder, men jag hade en ren kjol med mig som jag tog på mig. Tim körde mig till satellitmötet, vi hittade min kollega från Amsterdam, och han sa, "Åh, bra, jag presenterar dig för professor Dalgarno." Professorn tog mig ut, vi pratade i fem minuter, han frågade mig vad jag hade gjort, vad min kompetens för astrokemi var och sedan sa han: "Låter intressant, varför kommer du inte och jobbar för mig?" Det var uppenbarligen ett avgörande ögonblick.

Så det hela började. Jag har aldrig ångrat ett ögonblick sedan.

TKF: Fanns det andra viktiga ögonblick, kanske tidigt i din barndom som satte dig på vägen till att vara forskare?

EVD: Faktiskt ja. Jag var ungefär 13 år gammal och min far hade precis ordnat ett sabbatsår i San Diego, Kalifornien. Jag tog slut på min gymnasium i Nederländerna, där vi mestadels hade fått lektioner i latin och grekiska och naturligtvis lite matematik. Men vi hade ingenting ännu när det gäller kemi eller fysik, och biologin började inte förrän minst ett eller två år senare.

På gymnasiet i San Diego bestämde jag mig för att studera ämnen som var mycket olika. Jag tog till exempel spanska. Det fanns också möjlighet att göra vetenskap. Jag hade en mycket bra lärare, som var en afroamerikansk kvinna, som då, 1968, var ganska ovanligt. Hon var bara väldigt inspirerande. Hon hade experiment, hon hade frågor och hon lyckades verkligen dra mig till vetenskapen.

En konstnärs intryck av Herschels rymdobservatorium med dess observationer av stjärnbildning i Rosettågen i bakgrunden. Van Dishoeck och andra har använt Herschel på jakt efter interstellära molekyler.
ESA - C. Carreau

TKF: Nu ser fram emot löftet från Atacama Large Millimeter / submillimeter Array (ALMA), som öppnades för flera år sedan och är bland de mest ambitiösa och dyra markbaserade astronomiprojekt som någonsin genomförts. Astrofysiker Reinhard Genzel berömmer dig för att hjälpa till att skapa det internationella samförståndet bakom detta observatorium. Hur gjorde du ärendet för ALMA?

EVD: ALMA har varit en fantastisk framgång som premiärobservatoriet i detta speciella sortiment av millimeter- och submillimeterljus som är ett viktigt fönster för att observera molekyler i rymden. Idag består ALMA av 66 radioteleskop med 7- och 12-meterskonfigurationer som sträcker sig över en höghöjdsslätt i Chile. Det var en väldigt lång väg att komma dit vi är nu!

ALMA är resultatet av tusentals människors drömmar. Jag var en av två medlemmar från den europeiska sidan i US Science Advisory Committee för ALMA. Jag kände det nordamerikanska vetenskapssamhället väl från mina sex år som jag arbetade i USA. De båda sidorna, liksom Japan, hade mycket olika koncept för ALMA. Européerna funderade på ett teleskop som kunde användas för djup, mycket tidig universalkemi, medan nordamerikanerna tänkte mycket mer på storskalig högupplöst bildbehandling, en grupp talade om att bygga åtta meter teleskop, andra cirka 15 meter teleskop.

Så jag var en av de människor som hjälpte till att föra samman dessa två argument. Jag sa, "Om du bygger en mycket större grupp, vinner vi faktiskt alla." Planen blev att samla ett större antal teleskop i en grupp, snarare än separata matriser, som inte är lika kraftfulla. Och det är vad som hände. Vi sätter tonen för att arbeta tillsammans på detta fantastiska projekt snarare än att vara konkurrenter.

TKF: Vilka nya gränser öppnar ALMA inom astrokemi?

EVD: Det stora hoppet vi gör med ALMA ligger i rumslig upplösning. Tänk dig att titta på en stad ovanifrån. De första Google Earth-bilderna var väldigt dåliga - man kunde knappt se någonting, en stad var en stor blob. Sedan dess har bilderna blivit skarpare och skarpare eftersom den rumsliga upplösningen har förbättrats med kamerorna ombord på satelliter. Numera kan du se kanalerna [i holländska städer], gatorna, till och med enskilda hus. Du kan verkligen se hur hela staden är sammansatt.

Samma sak händer nu med planeternas födelseplatser, som är dessa små skivor runt unga stjärnor. Dessa skivor är hundra till tusen gånger mindre än molnen vi har tittat på tidigare där stjärnor föds. Med ALMA zoomar vi in ​​i de regioner där nya stjärnor och planeter bildas. Det är verkligen de relevanta skalorna för att förstå hur dessa processer fungerar. Och ALMA har unikt spektroskopiska möjligheter att upptäcka och studera ett mycket brett spektrum av molekyler som är involverade i dessa processer. ALMA är ett fantastiskt steg framåt från allt vi har haft tidigare.

Den 4 september 2018 fick Ewine van Dishoeck Kavli-prismedaljen från hans majestät kung Harald V i Norge.
Fredrik Hagen / NTB scanpix

TKF: De nya teleskop som du har fått använda under hela din karriär har visat sig vara extraordinära. Samtidigt är vi fortfarande begränsade till vad vi kan se i kosmos. När du tänker framåt på framtida generationer av teleskop, vad är det du mest hoppas att se?

EVD: Nästa steg i vår forskning är James Webb Space Telescope [JWST], som startar 2021. Med JWST ser jag verkligen fram emot att se organiska molekyler och vatten i ännu mindre skalor och i olika delar av planeten- bildande zoner än vad som är möjligt med ALMA.

Men ALMA kommer att vara viktigt för vår forskning under lång tid framöver - ytterligare 30 till 50 år. Det finns fortfarande så mycket vi behöver upptäcka med ALMA. ALMA kan dock inte hjälpa oss att studera den inre delen av en planetbildande skiva, på skalan där vår jord bildades, bara ett kort avstånd från solen. Gasen i skivan är mycket varmare där, och det infraröda ljuset som den avger kan fångas upp av ett instrument som mina kollegor och jag har hjälpt till att implementera för JWST.

JWST är det sista uppdraget som jag har arbetat med. Återigen var det av en slump att jag blev involverad, men jag var i en bra position med mina amerikanska partners och kollegor att hjälpa. Några av oss från europeiska och amerikanska sidor kom tillsammans och sa: "Hej, vi vill få detta instrument att hända och vi kan göra det i ett partnerskap 50/50."

TKF: Med tanke på ditt arbete med byggstenarna som utgör stjärnor och planeter, verkar kosmos vara mottagligt eller till och med gynnsamt för livet?

EVD: Jag säger alltid att jag tillhandahåller byggstenarna, och sedan är det upp till biologi och kemi att berätta resten av historien! [Skratt] I slutändan betyder det vilken typ av liv vi pratar om. Pratar vi bara om det mest primitiva, encelliga livet som vi vet uppstod snabbt på jorden? Med tanke på alla ingredienser som vi har tillgängligt finns det ingen anledning till att det inte kan uppstå på någon av de miljarder exoplaneter som vi nu vet kretsar om miljarder andra stjärnor.

När vi går till nästa steg i flercelligt och i slutändan intelligent liv förstår vi väldigt lite hur det framgår av ett enklare liv. Men jag tror att det är säkert att säga med tanke på komplexitetsnivån är det mindre troligt att det kommer att uppstå så ofta som till exempel mikrober.

TKF: Hur kommer området astrokemi att hjälpa oss att svara på frågan om det finns främmande liv i universum?

EVD: Att studera kemin i exoplanetatmosfärer är det som hjälper oss att besvara denna fråga. Vi kommer att hitta många potentiellt jordliknande exoplaneter. Nästa steg kommer att vara att leta efter spektrala fingeravtryck, som jag nämnde tidigare, i planetens atmosfärer. I dessa fingeravtryck kommer vi specifikt att leta efter "biomolekyler" eller kombinationer av molekyler som kan indikera närvaron av någon form av liv. Det betyder inte bara vatten, utan syre, ozon, metan och mer.

Våra nuvarande teleskop kan bara knappt upptäcka dessa fingeravtryck i exoplaneters atmosfär. Det är därför vi bygger nästa generation av gigantiska markbaserade teleskop, som Extremely Large Telescope, som kommer att ha en spegel som är ungefär tre gånger så stor som vad som helst i dag. Jag är inblandad i att göra vetenskapliga argument för det och andra nya instrument, och biosignaturer är verkligen ett av de främsta målen. Det är den spännande riktningen för astrokemi.


Bruce Springsteen berättar inte det

Vad säger Bruce Springsteen att Tenth Avenue Freeze-Out är? Han säger att han inte vet det. Musiker säger ofta detta, de vill inte förstöra sina lyssnares tolkningar. Men nyligen, i sin Super Bowl-blogg, skrev Springsteen: & # 8220Under & # 8220Tenth Avenue & # 8221 Jag berättar historien om mitt band ... och andra saker & # 8220när förändringen gjordes i staden & # 8221 & # 8230 & # 8221.

Online tenderar fans att vara överens med & # 8220The Boss & # 8221. De säger att det är en låt om hur Springsteen bildade sitt E Street Band i mitten av 70-talet. Men de säger att de inte vet vad en Tenth Avenue Freeze-Out är.

Tenth Avenue? E Street möter 10th Avenue i Belmar, New Jersey. Springsteen föddes i Long Branch, New Jersey.

Så nu vet vi var Tenth Avenue i sångtiteln kommer från & # 8211 och det pekar mot att låten handlar om Springsteens formande musikår.

E Street möter 10th Avenue, Belmar

3. Astrokemi i andra miljöer

Även om den kemi som hittills diskuterats har koncentrerats till de regioner som är associerade med stjärnbildning, spelar molekyler också en viktig roll i andra astrofysiska regioner där gasfas, plasmareaktioner kan vara viktiga. I det här avsnittet diskuterar vi två sådana regioner, det tidiga universum under de första 1000 Myr efter Big Bang och i de omständliga höljena hos gamla, döende stjärnor.

3.1. Tidigt universum

Den konventionella bilden av universums ursprung börjar med Big Bang varifrån rum och tid och de element som bildar det materiella universum skapades. I detta expanderande och kylande universum var kollisioner mellan protoner, neutroner och elektroner tillräckligt snabba för att bara skapa ljuselementen - H, He, Li och deras isotoper viktigast - innan expansionen effektivt "frös" nukleosyntes. Astronomer mäter avstånd i universum genom kosmologisk rödförskjutning, z, på grund av universums expansion, som:

var och är våglängderna för det utsända och observerade ljuset. Förhållandet mellan rödförskjutning och universums ålder vid den tidpunkt då ljuset sändes beror på detaljerna i den kosmologiska modellen som man antar men är proportionell mot för stora z. När universum expanderade svalnade den ursprungliga plasman och rekombinerades i den så kallade "rekombinationseran", som började med en rödförskjutning, z, cirka 800–1000, eller ungefär fem hundra tusen år efter Big Bang, då gastemperaturen hade sjunkit till 8000 K och fortsatte att återjonisera på grund av den första generationen av massiva stjärnor vid en ålder av ungefär 250 Myr. I denna tid bildades molekylärt väte genom gasfasprocesser som involverar:

Dessa två vägar tenderar att inträffa vid olika rödförskjutningar eftersom jonen lättare förstörs av fotoner än och inte är riklig förrän universum har svalnat tillräckligt för att förhindra bildandet av högenergifotoner. Bildande av via toppar vid och via kl. Dessa specifika reaktioner har långsamma, hastighetsbegränsande steg så att den bildade mängden är liten, med en bråkdel av. Andra molekyler bildas också, särskilt HD och LiH, i reaktioner som:

Överflödet av sådana molekyler är fortfarande litet men eftersom båda har ett permanent elektriskt dipolmoment kan de bidra till kylningen av gasen. är emellertid det dominerande kylmediet och gasen kyls från 4000 K till 200 K. Denna stora temperaturminskning orsakar en minskning av det inre trycket i gasen och trots att själva universumet expanderar möjliggör denna minskning gravitationskollaps att fortsätta och de första stjärnorna och galaxerna bildas. En utmärkt genomgång av kemin i pre-galaktisk gas och i mini-haloerna i proto-galaxer finns i Glover (2011). Han visar att, eftersom tätheten och temperaturen i universum förändras med tiden, är den detaljerade kylningen av gasen och massorna av de strukturer som bildas mycket känsliga för de speciella värdena för hastighetskoefficienterna över ett brett temperaturområde. En omfattande genomgång av kemin hos ljusatomerna som skapats i Big Bang ges av Galli och Palla (2013).

Den första generationen stjärnor i universum kan sedan producera de tyngre elementen - C, N, O, etc - genom stjärnnukleosyntes och återföra dessa element till det interstellära mediet genom supernovaexplosioner och stjärnvindar. Även om vi inte upptäcker de första molekylerna som bildas, HD och LiH, har molekylen CO detekterats i flera galaxer ut till rödförskjutning på 6 (Wang et al 2010). Rekordet finns i kvasaren SDSS J1148 + 5251 kl. 890 Myr efter Big Bang (Walter et al 2003). Detta objekt har över molekylär gas och bildar stjärnor med en hastighet av 3000, ungefär 1000 gånger värdet i Vintergatan.

3.2. Cirkumstellära kuvert

Molekyler bildas också mycket effektivt i svala stjärnor. Stjärnor med massor i intervallet 1–8 avslutar sina liv genom att förlora massa i en stjärnvind till det interstellära mediet - stjärnor med högre massa blir supernovaer och returnerar material explosivt. I slutet av sin kärnkraftsförbränningsfas är stjärnorna mycket stora, med fotosfäriska radier i storleksordningen 200–300 och relativt svala med effektiva temperaturer på 2000–3000 K och är kända som asymptotiska jättegrenstjärnor (AGB) stjärnor . Dessa vindar, som vanligtvis har en hastighet på 10–25 km, så småningom över några 10 000 år, tar bort de yttre skikten i stjärnatmosfären för att bilda en planetnebulosa med en central, het, vit dvärgstjärna.

Molekylernas natur och kemi som uppträder i de omständliga höljena (CSE) som bildas av massförlusten beror på det totala kol-till-syre-, C / O-förhållandet och på egenskaperna hos tre huvudradialzoner runt den centrala stjärnan . Dessa CSE kan vara mycket rika på molekyler, särskilt de som är kolrika: arketypen av dessa, stjärnan IRC + 10216 eller CW Leo, med en massförlusthastighet på 2 och en expansionshastighet på 14,5 km, innehåller över 80 molekyler inklusive många kolkedjearter, som finns i mörka moln, och flera metallhalogenider inklusive NaCl, KCl och AlCl, molekyler som ännu inte detekterats i interstellära moln.

Den kemi som förekommer i CSE kan anses fortsätta i tre regioner avgränsade med radiellt avstånd från den centrala stjärnan, som har en fotosfärisk (stjärnradie),, några cm. Det bör noteras att fantastiska UV-fotoner är obetydliga i kemin eftersom stjärnorna är svala.

3.2.1. Fotosfärisk kemi.

Vid höga densiteter, mer än och temperaturer som upplevs vid fotosfären, vanligtvis 2500–3500 K, för varmt för att dammkorn ska överleva, bildas molekyler i lokal termodynamisk jämvikt (LTE). Tre-kroppskollisioner mellan neutrala arter dominerar - en av få astrokemiska situationer där detta är fallet - och molekylära överflöd bestäms genom att minimera Gibbs fria energi:

var är antalet mol av arter i och dess kemiska potential:

med Gibbs fria energi från arter i, P gasens totala tryck och. LTE bildar företrädesvis molekyler med hög dissociationsenergi, i synnerhet är CO den vanligaste molekylen efter för typiska förhållanden för C-rika och O-rika AGB-stjärnor. I C-rika stjärnor binds i princip allt tillgängligt syre i CO (bindningsenergi 11,2 eV). Överskottet av kol hamnar i rikliga arter såsom HCN och CS, med kväve uppdelat i molekyler såsom och HCN. Observationer av alla dessa arter, med undantag av, kan göras nära fotosfären genom infraröd absorption och emissionsspektroskopi. I O-rika stjärnor är CO, O och SiO de vanligaste O-bärande arterna.

Vid modellering av kemi hos AGB-stjärnor är det ofta så att LTE-beräkningar används för att ställa in överflödet av "föräldrar" som sedan flyter ut i de yttre regionerna i CSE. Det finns dock två stora processer som stör LTE-överflödet.

3.2.2. Pulsationer och dammbildning.

De inre regionerna i CSE är inte stabila strukturer eftersom AGB-stjärnor pulserar på tidsskalor på 1-3 år, vanligtvis. 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 et al 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 et al 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 et al 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 et al (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 et al 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 et al 2007, Cordiner and Millar 2009). Figure 16 from McElroy et al (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 et al 2007, Remijan et al 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 et al (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 et al 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 et al 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. [ citation needed ]

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. på
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? - Astronomi

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 och 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.


Titta på videon: Just How Small is an Atom? (Maj 2022).