Chmura molekularna

Z Wikipedii, wolnej encyklopedii
Przejdź do nawigacji Przejdź do wyszukiwania
W ciągu kilku milionów lat światło jasnych gwiazd zniszczy ten molekularny obłok gazu i pyłu. Obłok oddzielił się od Mgławicy Carina . Niedawno powstałe gwiazdy widoczne są z bliska, a ich obrazy zabarwione są na czerwono, gdy niebieskie światło jest rozpraszane przez pył. To zdjęcie obejmuje około dwóch lat świetlnych i zostało uchwycone przez orbitujący Teleskop Kosmiczny Hubble'a w 1999 roku.

Obłok molekularny , zwany też kolebką gwiezdną (w przypadku, gdy rodzą się w nim gwiazdy ), jest rodzajem obłoku międzygwiazdowego, którego gęstość i wielkość umożliwiają formowanie się w nim cząsteczek , zwykle wodoru (H 2 ).

Cząsteczkowej wodoru jest trudne do wykrycia przy użyciu uwagi na podczerwień lub radiowego, tak innej cząsteczki, CO ( monotlenek węgla ), jest używany do określenia obecności H2. Zależność pomiędzy CO i H2 jasności masy Uważa się, że pozostaje stała, chociaż istnieje obawa, to w niektórych galaktyk [1] [2] .

Znaczny rozmiar i masa obłoku molekularnego prowadzi do efektu niestabilności grawitacyjnej , przez co gęstość materii wewnątrz obłoku staje się nierównomierna. Na obszarach o zwiększonej gęstości, w określonych warunkach, materia zaczyna się zbiegać. Podejście to może nabrać takiej siły i prędkości, że następuje zapadnięcie grawitacyjne , co może skutkować powstaniem nowej gwiazdy [3] .

Obserwacje

W naszej galaktyce ilość gazu molekularnego wynosi mniej niż jeden procent objętości ośrodka międzygwiazdowego . Jednocześnie jest to jego najgęstszy składnik, stanowiący około połowy całej masy gazu na galaktycznej orbicie Słońca . Większość gazu cząsteczkowym jest zawarty w pierścieniu cząsteczkowej pomiędzy 3,5 i 7,5 kilograma parsekach z galaktycznej środku (kiloparseków Sun 8,5 od środka). [4]

Wielkoskalowe mapy rozkładu tlenku węgla w naszej galaktyce pokazują, że pozycja tego gazu koreluje z jego ramionami spiralnymi. [5] Fakt, że gaz molekularny znajduje się głównie w ramionach spiralnych, jest sprzeczny z faktem, że obłoki molekularne muszą formować się i rozpadać w krótkim czasie — mniej niż 10 milionów lat — czasie potrzebnym na przejście materii przez ramię. [6]

Jeśli weźmiemy przekrój pionowy, gaz molekularny zajmuje wąską środkową płaszczyznę dysku galaktycznego o charakterystycznej skali wysokości Z , około 50-75 parseków, znacznie cieńszy niż ciepły atom ( Z = 130-400 pc) i ciepły zjonizowany ( Z = 1000 szt.) składniki gazowe ośrodka międzygwiazdowego . [7] Regiony H II stanowią wyjątek w rozkładzie zjonizowanego gazu, ponieważ same w sobie są bąbelkami gorącego zjonizowanego gazu wytworzonego w obłokach molekularnych przez intensywne promieniowanie emitowane przez młode masywne gwiazdy, a zatem mają w przybliżeniu taki sam rozkład pionowy jak gaz molekularny.

Ten gładki rozkład gazu molekularnego jest uśredniany na długich dystansach, jednak rozkład gazu w małej skali jest bardzo nieregularny i głównie skoncentrowany w dyskretnych chmurach i kompleksach chmur. [4]

Rodzaje chmur molekularnych

Gigantyczne chmury molekularne

Duże obszary gazu cząsteczkowego o masach 10 4 do 10 6 mas słonecznych zwany olbrzymie chmury molekularne (GMO). Chmury mogą osiągać średnicę dziesiątek parseków i mieć średnią gęstość od 10² do 10³ cząstek na centymetr sześcienny (średnia gęstość w pobliżu Słońca to jedna cząstka na centymetr sześcienny). Podstruktura w tych chmurach składa się ze skomplikowanych splotów włókien, arkuszy, bąbelków i nieregularnych kępek. [6]

Najgęstsze części włókien i brył zwane „jądra molekularne”, a jądra molekularne o maksymalnej gęstości (więcej niż 10 4 -10 6 cząsteczek na centymetr sześcienny), odpowiednio, są nazywane „gęste jądra molekularnej”. Kiedy obserwuje się jądra molekularne, są związane z tlenkiem węgla, a gęste jądra z amoniakiem. Koncentracja pyłu w jądrach molekularnych jest zwykle wystarczająca do zaabsorbowania światła odległych gwiazd, tak że wyglądają one jak ciemne mgławice . [osiem]

GMO są tak ogromne, że lokalnie mogą pokryć znaczną część konstelacji, w związku z czym są one przywoływane wzmianką o tej konstelacji, np. Obłok Oriona czy Obłok Byka . Te lokalne GMO ustawiają się w kręgu wokół Słońca zwanym Pasem Goulda . [9] Najbardziej masywny zbiór obłoków molekularnych w galaktyce, kompleks Strzelca B2 , tworzy pierścień wokół centrum galaktyki w promieniu 120 parseków. Region konstelacji Strzelca jest bogaty w pierwiastki chemiczne i jest często używany jako punkt odniesienia przez astronomów poszukujących nowych cząsteczek w przestrzeni międzygwiazdowej. [dziesięć]

Małe chmury molekularne

Odosobnione, związane grawitacyjnie małe obłoki molekularne o masach mniejszych niż kilkaset mas Słońca nazywane są globulami Bocka. Najgęstsze części małych obłoków molekularnych odpowiadają rdzeniom molekularnym znalezionym w gigantycznych obłokach molekularnych i często są uwzględniane w tych samych badaniach.

Rozproszone chmury molekularne na dużych szerokościach geograficznych

W 1984 roku IRAS zidentyfikował nowy typ rozproszonego obłoku molekularnego. [11] Były to rozproszone włókniste obłoki widoczne na dużych szerokościach galaktycznych (wystające z płaszczyzny dysku galaktycznego). Chmury te miały typową gęstość 30 cząstek na centymetr sześcienny. [12]

Zobacz też

Notatki (edytuj)

  1. Craig Kulesa. Przegląd: Astrofizyka molekularna i formowanie się gwiazd . Projekty badawcze . Pobrane 7 września 2005 r. Zarchiwizowane 4 lipca 2012 r.
  2. Wibracja, Dmitrij . FAQ: Ewolucja chmur protogwiazdowych. 7 faktów o powstawaniu gwiazd , PostNauka: Astronomy , Wydawnictwo "PostNauka" (24 maja 2013). Data leczenia 24 października 2018 r.
  3. Astronomia . - Rice University , 2016 .-- P. 761 .-- ISBN 978-1938168284 .
  4. 1 2 Ferriere, D. The Interstellar Environment of our Galaxy ( inż.) // Reviews of Modern Physics : czasopismo. - 2001. - Cz. 73 , nie. 4 . - str . 1031-1066 . - doi : 10.1103 / RevModPhys.73.1031 .
  5. Dame i in. Złożony przegląd CO całej Drogi Mlecznej (angielski) // The Astrophysical Journal : czasopismo. - IOP Publishing , 1987 - tom. 322 . - str . 706-720 . - doi : 10.1086 / 165766 .
  6. 1 2 Williams, JP; Blitz, L.; McKee, CF, (2000). „Struktura i ewolucja chmur molekularnych: od kęp do rdzeni do MFW”. Protostars and Planets IV : 97, Tucson: University of Arizona Press.  
  7. Cox jest z The D. The Three-Fase Interstellar Medium Revisited (inż.) // Coroczne przeglądy astronomii i astrofizyki (inż.) : dziennik. - 2005. - Cz. 43 . - str . 337 .
  8. ^ Di Francesco, J. i in. (2006). „Perspektywa obserwacyjna o niskiej masie gęstych rdzeni I: wewnętrzne właściwości fizyczne i chemiczne”. Protogwiazdy i planety V.  
  9. ^ Grenier (2004). „Pas Goulda, formacja gwiazd i lokalny ośrodek międzygwiezdny”. Młody Wszechświat .   Preprint elektroniczny
  10. Strzelec B2 i jego Pole widzenia (niedostępny link) . Źródło 8 listopada 2008 . Zarchiwizowane 12 marca 2007 .
  11. Low i in. Infrared cirrus - Nowe składniki rozszerzonej emisji podczerwieni ( inż.) // The Astrophysical Journal : czasopismo. - IOP Publishing , 1984. - Cz. 278 . - str . L19 . - doi : 10.1086/184213 .
  12. Gillmon, K. i Shull, JM Molecular Hydrogen in Cirrus Infrared (ang.) // The Astrophysical Journal : czasopismo. - IOP Publishing , 2006. - Cz. 636 . - str . 908-915 . - doi : 10.1086 / 498055 .

Spinki do mankietów