Chmura molekularna - Molecular cloud

Chmura cząsteczkowej , czasami nazywany gwiazdowy żłobek (jeśli formacja gwiazda występuje wewnątrz) to rodzaj z obłoku , gęstość i wielkość, które umożliwiają mgławice absorpcji , tworzenie cząsteczek (najczęściej wodór cząsteczkowy , H- ₂ ), a tworzenie regionów H II . Kontrastuje to z innymi obszarami ośrodka międzygwiazdowego, które zawierają głównie zjonizowany gaz .

Cząsteczkowej wodoru jest trudne do wykrycia przy obserwacji w podczerwieni i radiowych, tak że cząsteczka najczęściej używany do określenia obecności H ₂ jest tlenek węgla (CO). Stosunek CO jasności i H ₂ masie Uważa się, że stałe, chociaż istnieją powody wątpić założeniem obserwacji innych galaktyk .

W obłokach molekularnych znajdują się regiony o większej gęstości, w których znajduje się dużo pyłu i wiele jąder gazowych, zwane grudkami. Te grudki są początkiem formowania się gwiazd, jeśli siły grawitacyjne są wystarczające do spowodowania zapadnięcia się pyłu i gazu.

Historia

Forma obłoków molekularnych składająca się z pyłu międzygwiazdowego i gazowego wodoru wskazuje na jej powiązania z formowaniem się Układu Słonecznego około 4,6 miliarda lat temu.

Występowanie

Chmura molekularna Barnard 68 , około 500 ly odległa i 0,5 ly średnicy

W sposób Mlecznej , molecular chmury gazu stanowią mniej niż jeden procent objętości pożywki międzygwiezdnej (ISM), ale jest także najgęstsza część medium, zawierające w przybliżeniu połowę całkowitej wnętrza masy gazu do Sun S” orbita galaktyczna. Większość gazu molekularnego znajduje się w pierścieniu znajdującym się w odległości od 3,5 do 7,5 kiloparseków (11 000 do 24 000 lat świetlnych ) od centrum Drogi Mlecznej (Słońce znajduje się około 8,5 kiloparseków od centrum). Mapy CO galaktyki w dużej skali pokazują, że pozycja tego gazu koreluje z ramionami spiralnymi galaktyki. To, że gaz molekularny występuje głównie w ramionach spiralnych, sugeruje, że obłoki molekularne muszą się formować i dysocjować w skali czasowej krótszej niż 10 milionów lat – czas potrzebny na przejście materiału przez obszar ramion.

Obłok molekularny Circinus ma masę około 250 000 razy większą od masy Słońca.

Pionowo do płaszczyzny galaktyki gaz molekularny zamieszkuje wąską płaszczyznę środkową dysku galaktycznego o charakterystycznej wysokości skali , Z , około 50 do 75 parseków, znacznie cieńszy niż ciepły atom ( Z od 130 do 400 parseków) i ciepły zjonizowane ( Z około 1000 parseków) gazowe składniki ISM . Wyjątkiem od rozkładu zjonizowanego gazu są regiony H II , które są bąbelkami gorącego zjonizowanego gazu wytworzonymi w obłokach molekularnych przez intensywne promieniowanie emitowane przez młode, masywne gwiazdy i jako takie mają w przybliżeniu taki sam rozkład pionowy jak gaz molekularny.

Ten rozkład gazu cząsteczkowego jest uśredniany na dużych odległościach; jednak dystrybucja gazu na małą skalę jest wysoce nieregularna, a większość z nich koncentruje się w dyskretnych chmurach i kompleksach chmur.

Rodzaje chmur molekularnych

Gigantyczne chmury molekularne

W ciągu kilku milionów lat światło jasnych gwiazd wyparuje ten molekularny obłok gazu i pyłu. Chmura oderwała się od Mgławicy Carina . W pobliżu widoczne są nowo powstałe gwiazdy, których obrazy poczerwieniały od niebieskiego światła, które są preferencyjnie rozpraszane przez wszechobecny pył. To zdjęcie obejmuje około dwóch lat świetlnych i zostało wykonane przez Kosmiczny Teleskop Hubble'a w 1999 roku.

Część Chmury Molekularnej Byka

Ogromny zbiór gazu molekularnego, który ma masę ponad 10 tysięcy razy większą od Słońca, nazywany jest gigantycznym obłokiem molekularnym ( GMC ). GMC mają średnicę około 15 do 600 lat świetlnych (od 5 do 200 parseków), a typowe masy wynoszą od 10 tysięcy do 10 milionów mas Słońca. Podczas gdy średnia gęstość w sąsiedztwie Słońca to jedna cząstka na centymetr sześcienny, średnia gęstość GMC jest sto do tysiąca razy większa. Chociaż Słońce jest znacznie gęstsze niż GMC, objętość GMC jest tak duża, że zawiera znacznie więcej masy niż Słońce. Podstruktura GMC to złożony wzór włókien, arkuszy, pęcherzyków i nieregularnych kępek.

Filamenty są naprawdę wszechobecne w obłoku molekularnym. Gęste włókna molekularne rozpadną się na związane grawitacyjnie rdzenie, z których większość przekształci się w gwiazdy. Ciągłe narastanie gazu, zginanie geometryczne i pola magnetyczne mogą kontrolować szczegółowy sposób fragmentacji włókien. We włóknach nadkrytycznych obserwacje ujawniły quasi-okresowe łańcuchy gęstych rdzeni o odstępach 0,15 parsek porównywalnych z wewnętrzną szerokością włókna.

Najgęstsze części włókien i grudki są nazywane „rdzenie molekularne”, a najgęstsze rdzenie cząsteczkowej nazywane są „gęste” rdzeni cząsteczkowych i ma gęstość przekraczającą 10 ⁴ do 10 ⁶ cząsteczek na centymetr sześcienny. Obserwacyjnie, typowe rdzenie molekularne są śledzone za pomocą CO, a gęste rdzenie molekularne są śledzone za pomocą amoniaku . Koncentracja pyłu w jądrach molekularnych jest zwykle wystarczająca do blokowania światła z gwiazd tła, tak że pojawiają się one w zarysie jako ciemne mgławice .

GMC są tak duże, że „lokalne” mogą pokryć znaczną część konstelacji; stąd często określa się je nazwą tej konstelacji, np. Obłok Molekularny Oriona (OMC) lub Obłok Molekularny Byka (TMC). Te lokalne GMC są ustawione w pierścieniu w sąsiedztwie Słońca, które pokrywa się z Pasem Goulda . Najbardziej masywny zbiór obłoków molekularnych w galaktyce tworzy asymetryczny pierścień wokół centrum galaktyki w promieniu 120 parseków; największym składnikiem tego pierścienia jest kompleks Strzelec B2 . Region Strzelca jest bogaty chemicznie i jest często używany jako przykład przez astronomów poszukujących nowych cząsteczek w przestrzeni międzygwiazdowej.

Rozkład gazu molekularnego w 30 łączących się galaktykach.

Małe chmury molekularne

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

Rozproszone chmury molekularne na dużych szerokościach geograficznych

W 1984 IRAS zidentyfikował nowy typ rozproszonego obłoku molekularnego. Były to rozproszone, włókniste obłoki widoczne na dużych szerokościach galaktycznych . Chmury te mają typową gęstość 30 cząstek na centymetr sześcienny.

Procesy

Młode gwiazdy w obłoku molekularnym i wokół niego Cepheus B. Promieniowanie jednej jasnej, masywnej gwiazdy niszczy obłok (od góry do dołu na tym zdjęciu), jednocześnie wyzwalając powstawanie nowych gwiazd.

Formacja gwiazd

Powstawanie gwiazd odbywa się wyłącznie w obłokach molekularnych. Jest to naturalna konsekwencja ich niskich temperatur i wysokich gęstości, ponieważ siła grawitacyjna działająca na zapadnięcie się chmury musi przekraczać ciśnienie wewnętrzne działające „na zewnątrz”, aby zapobiec zapadnięciu się chmury. Zaobserwowano dowody na to, że duże, gwiazdotwórcze obłoki są w dużym stopniu ograniczone własną grawitacją (jak gwiazdy, planety i galaktyki), a nie ciśnieniem zewnętrznym. Dowodem na to jest fakt, że prędkości „turbulentne” wywnioskowane ze skali szerokości linii CO w taki sam sposób jak prędkość orbitalna ( zależność wirialna ).

Fizyka

Serpensie Południowej klastra gwiazda jest osadzony w chmurze włóknistej cząsteczkowego widać jako wstęga ciemnym przechodzącej pionowo przez klaster. Ta chmura służyła jako stanowisko testowe do badań stabilności chmur molekularnych.

Fizyka chmur molekularnych jest słabo poznana i często dyskutowana. Ich wewnętrzne ruchy są regulowane przez turbulencje w zimnym, namagnesowanym gazie, dla którego ruchy turbulentne są wysoce naddźwiękowe, ale porównywalne z prędkościami zaburzeń magnetycznych. Uważa się, że ten stan szybko traci energię, co wymaga albo całkowitego załamania, albo stałego ponownego wstrzykiwania energii. Jednocześnie wiadomo, że obłoki są zakłócane przez pewien proces – najprawdopodobniej skutki masywnych gwiazd – zanim znaczna część ich masy stała się gwiazdami.

Chmury molekularne, a zwłaszcza GMC, są często domem astronomicznych maserów .

Zobacz też

Bibliografia

Zewnętrzne linki

„Galeria struktury chmur 3D w sąsiedztwie słonecznym” . Harvarda . doi : 10.3847/1538-4357/ac1f96 .

Languages

In other projects