Малекулярнае воблака

З пляцоўкі Вікіпедыя.
Перайсці да: рух, знайсці
Святло ад яркіх зорак разбурыць гэтае малекулярнае воблака газа і пылу на працягу некалькіх мільёнаў гадоў. Воблака аддзялілася ад туманнасці Кіля.

Малекулярнае воблака, часам званае таксама зорная калыска (у выпадку, калі ў ім нараджаюцца зоркі) — тып міжзоркавага воблака, чыя шчыльнасць і памер дазваляюць у ім утварацца малекулам, звычайна вадароду (H2).

Малекулярны вадарод цяжка зарэгістраваць пры дапамозе інфрачырвоных ці радыё назіранняў, таму для вызначэння наяўнасці H2 выкарыстоўваюць іншую малекулу CO (монааксіду вугляроду). Суадносіны паміж свяцільнасцю CO і масай H2, як мяркуюць, застаецца сталым, хоць ёсць прычыны сумнявацца ў праўдзівасці гэтага ў некаторых галактыках.[1]

Назіранні[правіць | правіць зыходнік]

У межах нашай галактыкі колькасць малекулярнага газу складае менш за адзін працэнт аб'ёму міжзорнага асяроддзя. У той жа час гэта самы шчыльны яе складнік, які ўключае прыкладна палову ўсёй газавай масы ў межах галактычнай арбіты Сонца. Большая частка малекулярнага газу змяшчаецца ў малекулярным кальцы паміж 3,5 і 7,5 кілапарсек ад цэнтра галактыкі (Сонца знаходзіцца ў 8,5 кілапарсек ад цэнтра).[2] Буйнамаштабныя карты размеркавання угарнага газу ў нашай галактыцы паказваюць, што становішча гэтага газу карэлюе з яе спіральным рукавамі.[3] Тое, што малекулярны газ знаходзіцца ў асноўным у спіральных рукавах, не пагаджаецца з тым, што малекулярныя воблакі павінны фарміравацца і распадацца ў кароткі прамежак часу — менш за 10 мільёнаў гадоў — часу, якое патрабуецца для рэчыва, каб прайсці праз вобласць рукава.[4]

Калі браць вертыкальнае сячэнне, малекулярны газ займае вузкую сярэднюю плоскасць галактычнага дыска з характэрнай шкалой вышынь, Z, прыблізна 50-75 парсек, шмат танчэй, чым цёплы атамны (Z=130-400 пк) і цёплы іанізаваныя (Z=1000 пк) газавыя кампаненты міжзорнага асяроддзя.[5] Вобласці H II з'яўляюцца выключэннямі для іанізаванага газавага размеркавання, бо самі прадстаўляюць сабой бурбалкі гарачага іанізаванага газу, створанага ў малекулярных аблоках інтэнсіўнай радыяцыяй, выпушчанай маладымі масіўнымі зоркамі і таму ў іх прыблізна такое ж вертыкальнае размеркаванне, як у малекулярнага газу.

Гэта гладкае размеркаванне малекулярнага газу асераднёнае па вялікім адлегласцям, аднак дробнамаштабнае размеркаванне газу вельмі нерэгулярна і большай часткай ён сканцэнтраваны ў дыскрэтных аблоках і комплексах аблокаў.[2]

Тыпы малекулярных аблокаў[правіць | правіць зыходнік]

Гіганцкія малекулярныя аблокі[правіць | правіць зыходнік]

Шырокія галіны малекулярнага газу з масамі 104-106 сонечных мас называецца гіганцкімі малекулярнымі аблокамі (ГМА). Аблокі могуць дасягнуць дзесяткаў парсек у дыяметры і мець сярэднюю шчыльнасць 10²-10³ часціц у кубічным сантыметры (сярэдняя шчыльнасць паблізу Сонца — адна часціца ў кубічным сантыметры). Падструктура ў межах гэтых аблокаў складаецца з складаных перапляценняў нітак, лістоў, бурбалак, і нерэгулярных груд.[4]

Самыя шчыльныя часткі нітак і груд называюць «малекулярнымі ядрамі», а малекулярныя ядра з максімальнай шчыльнасцю (больш 104-106 часціц у кубічным сантыметры), адпаведна, «шчыльнымі малекулярнымі ядрамі». Пры назіраннях малекулярныя ядра звязваюць з ўгарным газам, а шчыльныя ядры — з аміякам. Канцэнтрацыя пылу ў межах малекулярных ядраў звычайна дастатковая, каб паглынаць святло ад далёкіх зорак такім чынам, каб яны выглядалі як цёмныя туманнасці.[6]

ГМА настолькі велізарныя, што лакальна яны могуць зачыняць значную частку сузор'я, у сувязі з чым на іх спасылаюцца з згадваннем гэтага сузор'я, напрыклад, воблака Арыёна або воблака Цяльца. Гэтыя лакальныя ГМА выстройваюцца ў кальцо вакол сонца, званага поясам Гулда.[7] Самая масіўная калекцыя малекулярных аблокаў у галактыцы, комплекс Стралец B2, фармуе кола вакол галактычнага цэнтра ў радыусе 120 парсек. Вобласць сузор'я Стральца багатая хімічнымі элементамі і часта выкарыстоўваецца астраномамі, якія шукаюць новыя малекулы ў міжзорнай прасторы, як узор.[8]

Маленькія малекулярныя аблокі[правіць | правіць зыходнік]

Ізаляваныя гравітацыйна звязаныя маленькія малекулярныя аблокі з масамі менш чым некалькі сотняў мас Сонца называюць глобуламі Бока. Самыя шчыльныя часткі маленькіх малекулярных аблокаў эквівалентныя малекулярным ядрам, знойдзеным у гіганцкіх малекулярных аблоках і часта ўключаюцца ў тыя ж самыя даследаванні.

Высокашыротныя дыфузныя малекулярныя аблокі[правіць | правіць зыходнік]

У 1984 IRAS ідэнтыфікаваў новы тып дыфузнага малекулярнага воблака.[9] Яны былі дыфузнымі кудзелістымі аблокамі, якія бачныя пры высокай галактычнай шыраце (выглядалі з плоскасці галактычнага дыска). У гэтых аблокаў была тыповая шчыльнасць 30 часціц у кубічным сантыметры.[10]

Гл. таксама[правіць | правіць зыходнік]

Зноскі

  1. Craig Kulesa Overview: Molecular Astrophysics and Star Formation. Research Projects. Архівавана з першакрыніцы 4 ліпеня 2012. Праверана 7 верасня 2005.
  2. 2,0 2,1 Ferriere, D. (2001). "The Interstellar Environment of our Galaxy.". Reviews of Modern Physics 73 (4): 1031–1066. doi:10.1103/RevModPhys.73.1031. 
  3. Dame et al (1987). "A composite CO survey of the entire Milky Way". Astrophysical Journal 322: 706–720. doi:10.1086/165766. 
  4. 4,0 4,1 Williams, J. P.; Blitz, L.; McKee, C. F., (2000). "The Structure and Evolution of Molecular Clouds: from Clumps to Cores to the IMF". Protostars and Planets IV: 97, Tucson: University of Arizona Press. 
  5. Cox, D. (2005). "The Three-Phase Interstellar Medium Revisited". Annual Reviews of Astronomy and Astrophysics 43: 337. 
  6. Di Francesco, J., et al (2006). "An Observational Perspective of Low-Mass Dense Cores I: Internal Physical and Chemical Properties". Protostars and Planets V. 
  7. Grenier (2004). "The Gould Belt, star formation, and the local interstellar medium". The Young Universe.  Electronic preprint
  8. Sagittarius B2 and its Line of Sight
  9. Low et al (1984). "Infrared cirrus - New components of the extended infrared emission". Astrophysical Journal 278: L19. doi:10.1086/184213. 
  10. Gillmon, K., and Shull, J.M. (2006). "Molecular Hydrogen in Infrared Cirrus". Astrophysical Journal 636: 908–915. doi:10.1086/498055.