Молекулярное облако - Molecular cloud

Через несколько миллионов лет свет ярких звезд выкипит это молекулярное облако газа и пыли. Облако оторвалось от Туманность Киля. Рядом видны недавно образовавшиеся звезды, их изображения окрашены в красный цвет из-за синего света, который преимущественно рассеивается всепроникающей пылью. Это изображение имеет размер около двух световых лет и было сделано Космический телескоп Хаббла в 1999 году.
Звездообразование
LH 95.jpg
Классы объектов
Теоретические концепции

А молекулярное облако, иногда называемый звездный питомник (если звездообразование происходит внутри), это тип межзвездное облако, плотность и размер которых допускают образование молекул, чаще всего молекулярный водород (ЧАС2). Это контрастирует с другими областями межзвездной среды, которые содержат преимущественно ионизированный газ.

Молекулярный водород трудно обнаружить с помощью инфракрасных и радионаблюдений, поэтому молекула чаще всего используется для определения присутствия H2 является монооксид углерода (CO). Соотношение CO яркость и H2 масса считается постоянным, хотя есть основания сомневаться в этом предположении при наблюдениях некоторых других галактики.[1]

Внутри молекулярных облаков есть области с более высокой плотностью, где находится много пыли и много газовых ядер, называемых сгустками. Эти сгустки являются началом звездообразования, если гравитационные силы достаточны для коллапса пыли и газа.[2]

Вхождение

Молекулярное облако Барнард 68 на расстоянии около 500 св. лет и диаметром 0,5 св.

В рамках Млечный Путь, молекулярные газовые облака составляют менее одного процента объема межзвездная среда (ISM), но это также самая плотная часть среды, составляющая примерно половину общей массы газа внутри солнце Галактическая орбита. Основная масса молекулярного газа содержится в кольце от 3,5 до 7,5. килопарсек (11 000 и 24 000 световых лет ) от центра Млечного Пути (Солнце находится примерно в 8,5 килопарсек от центра).[3] Крупномасштабные карты галактики на основе CO показывают, что положение этого газа коррелирует со спиральными рукавами галактики.[4] То, что молекулярный газ находится преимущественно в спиральных рукавах, предполагает, что молекулярные облака должны формироваться и диссоциировать в масштабе времени короче 10 миллионов лет - времени, которое требуется материалу, чтобы пройти через область рукава.[5]

Молекулярное облако Circinus имеет массу примерно в 250 000 раз больше массы Солнца.[6]

Вертикально к плоскости галактики молекулярный газ обитает в узкой средней плоскости галактического диска с характерной высота шкалы, Zпримерно от 50 до 75 парсек, что намного тоньше, чем теплый атомный (Z от 130 до 400 парсек) и теплый ионизированный (Z около 1000 парсек) газообразный компоненты ISM.[7] Исключением для распределения ионизированного газа являются H II регионы, которые представляют собой пузырьки горячего ионизированного газа, образованные в молекулярных облаках интенсивным излучением, испускаемым молодые массивные звезды и как таковые они имеют примерно такое же вертикальное распределение, как и молекулярный газ.

Это распределение молекулярного газа усредняется на больших расстояниях; однако мелкомасштабное распределение газа очень неравномерно, большая его часть сосредоточена в дискретных облаках и облачных комплексах.[3]

Типы молекулярного облака

Гигантские молекулярные облака

Часть молекулярного облака Тельца.[8]

Огромное скопление молекулярного газа, масса которого более чем в 10 тысяч раз превышает массу Солнца.[9] называется гигантское молекулярное облако (GMC). GMC составляют от 15 до 600 световых лет в диаметре (от 5 до 200 парсек) и имеют типичную массу от 10 тысяч до 10 миллионов солнечных масс.[10] В то время как средняя плотность в окрестностях Солнца составляет одну частицу на кубический сантиметр, средняя плотность GMC в сотни или тысячи раз больше. Хотя Солнце намного плотнее, чем GMC, объем GMC настолько велик, что он содержит намного больше массы, чем Солнце. Подструктура GMC представляет собой сложный узор из нитей, листов, пузырьков и нерегулярных комков.[5]

Наиболее плотные части нитей и сгустков называются «молекулярными ядрами», а самые плотные молекулярные ядра называются «плотными молекулярными ядрами» и имеют плотность, превышающую 104 до 106 частиц на кубический сантиметр. Наблюдательно, типичные молекулярные ядра отслеживаются с помощью CO, а плотные молекулярные ядра отслеживаются с помощью аммиак. Концентрация пыль внутри молекулярных ядер обычно достаточно, чтобы блокировать свет от фоновых звезд, чтобы они выглядели в виде силуэтов темные туманности.[11]

GMC настолько велики, что «местные» могут покрывать значительную часть созвездия; поэтому их часто называют по имени созвездия, например то Молекулярное облако Ориона (OMC) или Молекулярное Облако Тельца (TMC). Эти локальные GMC выстраиваются в кольцо в окрестности Солнца, совпадающее с Пояс Гулда.[12] Самый массивный набор молекулярных облаков в галактике образует асимметричное кольцо вокруг центра галактики с радиусом 120 парсеков; самый большой компонент этого кольца - Стрелец В2 сложный. Регион Стрельца химически богат и часто используется в качестве образца астрономами, ищущими новые молекулы в межзвездном пространстве.[13]

Распределение молекулярного газа в 30 сливающихся галактиках.[14]

Небольшие молекулярные облака

Основная статья: Глобула Бока

Изолированные гравитационно-связанные небольшие молекулярные облака с массой в несколько сотен раз больше массы Солнца, называются Глобулы Бока. Самые плотные части небольших молекулярных облаков эквивалентны молекулярным ядрам, обнаруженным в GMC, и часто включаются в одни и те же исследования.

Рассеянные молекулярные облака в высоких широтах

Основная статья: Инфракрасный циррус

В 1984 г. IRAS идентифицировали новый тип диффузного молекулярного облака.[15] Это были диффузные нитевидные облака, видимые с большой высоты. галактические широты. Эти облака имеют типичную плотность 30 частиц на кубический сантиметр.[16]

Процессы

Молодые звезды в молекулярном облаке и вокруг него Цефей Б. Излучение одной яркой массивной звезды разрушает облако (сверху вниз на этом изображении), одновременно запуск образование новых звезд.[17]

Звездообразование

Основная статья: Звездообразование

Формирование звезды происходит исключительно в молекулярных облаках. Это естественное следствие их низких температур и высокой плотности, потому что гравитационная сила, действующая для коллапса облака, должна превышать внутреннее давление, которое действует «вовне», чтобы предотвратить коллапс. Имеются данные, свидетельствующие о том, что большие звездообразующие облака в значительной степени ограничены их собственной гравитацией (например, звезды, планеты и галактики), а не внешним давлением. Доказательством этого служит тот факт, что "турбулентные" скорости, полученные из масштаба ширины линии CO таким же образом, как и орбитальная скорость (a вириальный связь).

Физика

В Змеи Юг звездное скопление заключено в нитевидное молекулярное облако, видимое как темная лента, проходящая вертикально через скопление. Это облако служило испытательной площадкой для исследований стабильности молекулярного облака.[18]

Физика молекулярных облаков плохо изучена и активно обсуждается. Их внутренние движения регулируются турбулентность в холоде, намагниченный газ, для которого турбулентные движения сильно сверхзвуковой но сравнимо со скоростью магнитных возмущений. Считается, что в этом состоянии происходит быстрая потеря энергии, требующая либо полного коллапса, либо постоянного повторного впрыска энергии. В то же время известно, что облака разрушаются каким-то процессом - скорее всего, эффектом массивных звезд - до того, как значительная часть их массы становится звездами.

Молекулярные облака, и особенно GMC, часто являются домом для астрономические мазеры.

Смотрите также

Рекомендации

  1. ^ Крейг Кулеса. «Обзор: молекулярная астрофизика и звездообразование». Исследовательские проекты. Получено 7 сентября, 2005.
  2. ^ Астрономия (PDF). Университет Райса. 2016. с. 761. ISBN  978-1938168284 - через Open Stax.
  3. ^ а б Ферриер, Д. (2001). «Межзвездная среда нашей Галактики». Обзоры современной физики. 73 (4): 1031–1066. arXiv:astro-ph / 0106359. Bibcode:2001РвМП ... 73.1031Ф. Дои:10.1103 / RevModPhys.73.1031. S2CID  16232084.
  4. ^ Дама; и другие. (1987). «Составное исследование CO всего Млечного Пути» (PDF). Астрофизический журнал. 322: 706–720. Bibcode:1987ApJ ... 322..706D. Дои:10.1086/165766. HDL:1887/6534.
  5. ^ а б Williams, J.P .; Блиц, Л .; Макки, К. Ф. (2000). «Структура и эволюция молекулярных облаков: от сгустков до ядер и ММП». Протозвезды и планеты IV. Тусон: Университет Аризоны Press. п. 97. arXiv:Astro-ph / 9902246. Bibcode:2000prpl.conf ... 97 Вт.
  6. ^ «Объявление о насильственных родах от молодой звезды». ЕКА / Хаббл Изображение недели. Получено 27 мая 2014.
  7. ^ Кокс, Д. (2005). «Возвращение к трехфазной межзвездной среде». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики. 43 (1): 337–385. Bibcode:2005ARA & A..43..337C. Дои:10.1146 / annurev.astro.43.072103.150615.
  8. ^ «APEX обращает свой взор на тучи в Тельце». Пресс-релиз ESO. Получено 17 февраля 2012.
  9. ^ См., Например, Fukui, Y .; Кавамура, А. (2010). «Молекулярные облака в ближайших галактиках». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики. 48: 547–580. Bibcode:2010ARA & A..48..547F. Дои:10.1146 / annurev-astro-081309-130854.
  10. ^ Мюррей, Н. (2011). «Эффективность звездообразования и время жизни гигантских молекулярных облаков в Млечном Пути». Астрофизический журнал. 729 (2): 133. arXiv:1007.3270. Bibcode:2011ApJ ... 729..133M. Дои:10.1088 / 0004-637X / 729/2/133. S2CID  118627665.
  11. ^ Di Francesco, J .; и другие. (2006). "Наблюдательная перспектива малых плотных ядер I: внутренние физические и химические свойства". Протозвезды и планеты V. arXiv:astro-ph / 0602379. Bibcode:2007prpl.conf ... 17D.
  12. ^ Гренье (2004). «Пояс Гулда, звездообразование и местная межзвездная среда». Молодая Вселенная. arXiv:Astro-ph / 0409096. Bibcode:2004astro.ph..9096G. Электронный препринт
  13. ^ Стрелец В2 и его линия видимости В архиве 2007-03-12 на Wayback Machine
  14. ^ "Насильственное происхождение дисковых галактик, исследованное ALMA". www.eso.org. Европейская южная обсерватория. Получено 17 сентября 2014.
  15. ^ Низкий; и другие. (1984). «Инфракрасные перистые облака - Новые компоненты расширенного инфракрасного излучения». Астрофизический журнал. 278: L19. Bibcode:1984ApJ ... 278L..19L. Дои:10.1086/184213.
  16. ^ Гилмон, К. и Шулл, Дж. М. (2006). «Молекулярный водород в инфракрасном круге». Астрофизический журнал. 636 (2): 908–915. arXiv:Astro-ph / 0507587. Bibcode:2006ApJ ... 636..908G. Дои:10.1086/498055. S2CID  18995587.
  17. ^ "Чандра :: Фотоальбом :: Цефей Б :: 12 августа 2009 г.".
  18. ^ Friesen, R.K .; Bourke, T. L .; Франческо, Дж. Ди; Gutermuth, R .; Майерс, П. С. (2016). «Фрагментация и стабильность иерархической структуры в Змеях Юга». Астрофизический журнал. 833 (2): 204. arXiv:1610.10066. Bibcode:2016ApJ ... 833..204F. Дои:10.3847/1538-4357/833/2/204. ISSN  1538-4357. S2CID  118594849.

внешняя ссылка