Молекулярное облако

Молекулярное облако, иногда называемое также звёздная колыбель (в случае, если в нём рождаются звёзды), — тип межзвёздного облака, чья плотность и размер позволяют в нём образовываться молекулам, обычно водорода (H₂).

В течение нескольких миллионов лет свет от ярких звёзд разрушит это молекулярное облако газа и пыли. Облако отделилось от (туманности Киля). Вблизи видны недавно сформированные звезды, их изображения окрашены в красный цвет, так как синий свет рассеивается пылью. Это изображение охватывает приблизительно два световых года и было сделано орбитальным космическим телескопом «Хаббл» в 1999 году.

Молекулярный водород трудно зарегистрировать при помощи инфракрасных или радионаблюдений, поэтому для определения наличия H₂ используют другую молекулу — CO (монооксид углерода). Соотношение между светимостью CO и массой H₂, как полагают, остаётся постоянным, хотя есть причины сомневаться в правдивости этого в некоторых галактиках.

Значительный размер и масса молекулярного облака приводит к эффекту гравитационной неустойчивости, из-за которого плотность вещества внутри облака становится неравномерной. В областях с повышенной плотностью при определённых условиях вещество начинает сближаться. Сближение может приобрести такую силу и скорость, что происходит (гравитационный коллапс), следствием которого может стать образование новой звезды.

Наблюдения

В пределах нашей галактики количество молекулярного газа составляет менее одного процента объёма межзвёздной среды. В то же время это самая плотная её составляющая, включающая примерно половину всей газовой массы в пределах галактической орбиты Солнца. Большая часть молекулярного газа содержится в молекулярном кольце между 3,5 и 7,5 килопарсек от центра галактики (Солнце находится в 8,5 килопарсек от центра).

Крупномасштабные карты распределения угарного газа в нашей галактике показывают, что положение этого газа коррелирует с её спиральными рукавами. То, что молекулярный газ находится в основном в спиральных рукавах, не согласуется с тем, что молекулярные облака должны формироваться и распадаться в короткий промежуток времени — меньше 10 миллионов лет — времени, которое требуется для вещества, чтобы пройти через область рукава.

Если брать вертикальное сечение, молекулярный газ занимает узкую среднюю плоскость галактического диска с характерной (шкалой высот), Z, приблизительно 50—75 парсек, много тоньше чем тёплый атомный (Z=130—400 пк) и тёплый ионизированный (Z=1000 пк) газовые компоненты межзвёздной среды. Области H II являются исключениями для ионизированного газового распределения, поскольку сами представляют собой пузыри горячего ионизированного газа, созданного в молекулярных облаках интенсивной радиацией, испущенной (молодыми массивными звёздами) и поэтому у них приблизительно такое же вертикальное распределение как у молекулярного газа.

Это гладкое распределение молекулярного газа усреднено по большим расстояниям, однако мелкомасштабное распределение газа очень нерегулярно и большей частью он сконцентрирован в дискретных облаках и комплексах облаков.

Типы молекулярных облаков

Гигантские молекулярные облака

Обширные области молекулярного газа с массами 10⁴—10⁶ солнечных масс называются гигантскими молекулярными облаками (ГМО). Облака могут достигнуть десятков парсек в диаметре и иметь среднюю плотность 10²—10³ частиц в кубическом сантиметре (средняя плотность вблизи Солнца — одна частица в кубическом сантиметре). Подструктура в пределах этих облаков состоит из сложных переплетений нитей, листов, пузырей, и нерегулярных глыб.

Самые плотные части нитей и глыб называют «молекулярными ядрами», а молекулярные ядра с максимальной плотностью (больше 10⁴—10⁶ частиц в кубическом сантиметре), соответственно, «плотными молекулярными ядрами». При наблюдениях молекулярные ядра связывают с угарным газом, а плотные ядра — с аммиаком. Концентрация пыли в пределах молекулярных ядер обычно достаточна, чтобы поглощать свет от дальних звёзд таким образом, чтобы они выглядели как тёмные туманности.

ГМО настолько огромны, что локально они могут закрывать значительную часть созвездия, в связи с чем на них ссылаются с упоминанием этого созвездия, например, (Облако Ориона) или . Эти локальные ГМО выстраиваются в кольцо вокруг солнца, называемое (поясом Гулда). Самая массивная коллекция молекулярных облаков в галактике, комплекс (Стрелец B2), формирует кольцо вокруг галактического центра в радиусе 120 парсек. Область созвездия Стрельца богата химическими элементами и часто используется астрономами, ищущими новые молекулы в межзвёздном пространстве, как образец.

Маленькие молекулярные облака

Основная статья: (Глобула (астрономия))

Изолированные гравитационно связанные маленькие молекулярные облака с массами меньше чем несколько сотен масс Солнца называют глобулой Бока. Самые плотные части маленьких молекулярных облаков эквивалентны молекулярным ядрам, найденным в гигантских молекулярных облаках и часто включаются в те же самые исследования.

Высокоширотные диффузные молекулярные облака

В 1984 году (IRAS) идентифицировал новый тип диффузного молекулярного облака. Они были диффузными волокнистыми облаками, которые видимы при высокой (галактической) широте (выглядывающий из плоскости галактического диска). У этих облаков была типичная плотность 30 частиц в кубическом сантиметре.

См. также

• (Облако Ориона)

Примечания

1. Craig Kulesa. Overview: Molecular Astrophysics and Star Formation  (неопр.). Research Projects. Дата обращения: 7 сентября 2005. Архивировано 4 июля 2012 года.
2. Вибе, Дмитрий (2013-05-24). "FAQ: Эволюция протозвездных облаков. 7 фактов об образовании звёзд". ПостНаука: Астрономия. ИД «ПостНаука». 25 октября 2018. Дата обращения: 24 октября 2018.
3. Astronomy. — Rice University, 2016. — С. 761. — . 7 октября 2016 года.
4. Ferriere, D. The Interstellar Environment of our Galaxy (англ.) // Reviews of Modern Physics : journal. — 2001. — Vol. 73, no. 4. — P. 1031—1066. — doi:10.1103/RevModPhys.73.1031.
5. Dame et al. A composite CO survey of the entire Milky Way (англ.) // The Astrophysical Journal : journal. — IOP Publishing, 1987. — Vol. 322. — P. 706—720. — doi:10.1086/165766.
6. Williams, J. P. (2000). "The Structure and Evolution of Molecular Clouds: from Clumps to Cores to the IMF". Protostars and Planets IV. Tucson: University of Arizona Press. p. 97. {{}}: Неизвестный параметр |coauthors= игнорируется (|author= предлагается) ()Википедия:Обслуживание CS1 (лишняя пунктуация) ()
7. Cox, D. The Three-Phase Interstellar Medium Revisited (англ.) // ^[англ.] : journal. — 2005. — Vol. 43. — P. 337.
8. Di Francesco, J.; et al. (2006). "An Observational Perspective of Low-Mass Dense Cores I: Internal Physical and Chemical Properties". Protostars and Planets V. {{}}: Явное указание et al. в: |author= ()
9. Grenier (2004). "The Gould Belt, star formation, and the local interstellar medium". The Young Universe. Electronic preprint от 2 декабря 2020 на Wayback Machine
10.   (неопр.). Дата обращения: 8 ноября 2008. Архивировано из оригинала 12 марта 2007 года.
11. Low et al. Infrared cirrus - New components of the extended infrared emission (англ.) // The Astrophysical Journal : journal. — IOP Publishing, 1984. — Vol. 278. — P. L19. — doi:10.1086/184213.
12. Gillmon, K., and Shull, J.M. Molecular Hydrogen in Infrared Cirrus (англ.) // The Astrophysical Journal : journal. — IOP Publishing, 2006. — Vol. 636. — P. 908—915. — doi:10.1086/498055.

Ссылки

• Friesen, R. K.; Bourke, T. L.; Francesco, J. Di; Gutermuth, R.; Myers, P. C. The Fragmentation and Stability of Hierarchical Structure in Serpens South (англ.) // The Astrophysical Journal : journal. — IOP Publishing, 2016. — Vol. 833, no. 2. — P. 204. — ISSN 1538-4357. — doi:10.3847/1538-4357/833/2/204. — Bibcode: 2016ApJ...833..204F. — arXiv:1610.10066.