Малекулярнае воблака

З Вікіпедыі, свабоднай энцыклапедыі
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]

Асноўны артыкул: Глобула (астраномія)

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 годзе 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]

Крыніцы[правіць | правіць зыходнік]

  1. ↑ Craig Kulesa. Overview: Molecular Astrophysics and Star Formation. Research Projects. Архівавана з першакрыніцы 4 ліпеня 2012. Праверана 4 лістапада 2013 2005. Праверана September 7 2005.
  2. ↑ а б 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. {{cite journal}}: Непасрэднае ўжыванне et al. у: |author= (даведка)
  4. ↑ а б 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. Tucson: University of Arizona Press. p. 97.
  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 Архівавана 2 снежня 2020.
  8. ↑ Sagittarius B2 and its Line of Sight Архівавана 12 сакавіка 2007.
  9. ↑ Low; et al. (1984). "Infrared cirrus - New components of the extended infrared emission". Astrophysical Journal. 278: L19. doi:10.1086/184213. {{cite journal}}: Непасрэднае ўжыванне et al. у: |author= (даведка)
  10. ↑ Gillmon, K., and Shull, J.M. (2006). "Molecular Hydrogen in Infrared Cirrus". Astrophysical Journal. 636: 908–915. doi:10.1086/498055.{{cite journal}}: Папярэджанні CS1: розныя назвы: authors list (link)
Узята з "https://be.wikipedia.org/w/index.php?title=Малекулярнае_воблака&oldid=4652523"