Molekylärt moln

Ett molekylärt moln , ibland också kallat en stjärnvagga (i fall stjärnor föds i den ), är en typ av interstellärt moln vars täthet och storlek tillåter molekyler , vanligtvis väte (H 2 ), att bildas i den.

Molekylärt väte är svårt att upptäcka med hjälp av infraröda eller radioobservationer, så en annan molekyl, CO ( kolmonoxid ) , används för att bestämma närvaron av H 2 . Förhållandet mellan ljusstyrkan av CO och massan av H 2 tros förbli konstant, även om det finns skäl att tvivla på att detta är sant i vissa galaxer [1] [2] .

Molekylmolnets betydande storlek och massa leder till effekten av gravitationsinstabilitet , på grund av vilken densiteten av materia inuti molnet blir ojämn. I områden med ökad densitet, under vissa förhållanden, börjar ämnet konvergera. Närmande kan få sådan styrka och hastighet att gravitationskollaps inträffar , vilket kan resultera i bildandet av en ny stjärna [3] .

Observationer

Inom vår galax är mängden molekylär gas mindre än en procent av det interstellära mediets volym . Samtidigt är detta dess tätaste komponent, inklusive ungefär hälften av hela gasmassan inom solens galaktiska omloppsbana . Det mesta av den molekylära gasen finns i en molekylär ring mellan 3,5 och 7,5 kiloparsecs från galaxens centrum (solen är 8,5 kiloparsecs från centrum). [fyra]

Storskaliga kartor över fördelningen av kolmonoxid i vår galax visar att positionen för denna gas korrelerar med dess spiralarmar. [5] Det faktum att molekylär gas huvudsakligen finns i spiralarmar är oförenligt med det faktum att molekylära moln måste bildas och sönderfalla under den korta tid - mindre än 10 miljoner år - den tid det tar för materia att passera genom regionen armen. [6]

Om vi ​​tar det vertikala snittet upptar molekylgasen det smala medelplanet för den galaktiska skivan med en karakteristisk höjdskala , Z , på cirka 50-75 parsecs, mycket tunnare än den varma atomen ( Z = 130-400 pc) och varm joniserade ( Z = 1000 st) gasformiga komponenter interstellärt medium . [7] H II-regioner är undantag från distributionen av joniserad gas eftersom de själva är bubblor av het joniserad gas som skapas i molekylära moln av intensiv strålning som sänds ut av unga massiva stjärnor och därför har ungefär samma vertikala fördelning som molekylär gas.

Denna jämna fördelning av molekylär gas beräknas i medeltal över stora avstånd, men den småskaliga fördelningen av gasen är mycket oregelbunden och är mestadels koncentrerad i diskreta moln och molnkomplex. [fyra]

Typer av molekylära moln

Jättemolekylära moln

Vidsträckta regioner av molekylär gas med massor av 10 4 -10 6 solmassor kallas gigantiska molekylära moln (GMO). Moln kan nå tiotals parsek i diameter och har en medeldensitet på 10²-10³ partiklar per kubikcentimeter (medeldensiteten nära solen är en partikel per kubikcentimeter). Understrukturen inom dessa moln består av komplexa vävar av filament, ark, bubblor och oregelbundna klumpar. [6]

De tätaste delarna av trådar och klumpar kallas "molekylära kärnor" och molekylära kärnor med maximal densitet (mer än 10 4 -10 6 partiklar per kubikcentimeter), respektive "täta molekylära kärnor". I observationer är molekylära kärnor associerade med kolmonoxid och täta kärnor med ammoniak. Koncentrationen av damm i molekylära kärnor är vanligtvis tillräcklig för att absorbera ljus från avlägsna stjärnor så att de framstår som mörka nebulosor . [åtta]

GMO är så enorma att de lokalt kan täcka en betydande del av konstellationen, i samband med vilken de hänvisas till med omnämnandet av denna konstellation, till exempel Orionmolnet eller Oxmolnet . Dessa lokala GMO:er radas upp i en ring runt solen som kallas Gould-bältet . [9] Den mest massiva samlingen av molekylära moln i galaxen, Sagittarius B2- komplexet , bildar en ring runt det galaktiska centrumet inom en radie av 120 parsecs. Området i stjärnbilden Skytten är rikt på kemiska grundämnen och används ofta som referens av astronomer som letar efter nya molekyler i det interstellära rymden. [tio]

Små molekylära moln

Isolerade gravitationsbundna små molekylära moln med massor av mindre än några hundra solmassor kallas Bok-kulan. De tätaste delarna av små molekylära moln motsvarar de molekylära kärnorna som finns i gigantiska molekylära moln och ingår ofta i samma studier.

Diffusa molekylära moln på hög latitud

1984 identifierade IRAS en ny typ av diffusa molekylära moln. [11] De var diffusa filamentösa moln som är synliga på hög galaktisk latitud (kikar ut från den galaktiska skivans plan). Dessa moln hade en typisk densitet på 30 partiklar per kubikcentimeter. [12]

Se även

• orionmoln

Anteckningar

1. ↑ Craig Kulesa. Översikt: Molekylär astrofysik och stjärnbildning . Forskningsprojekt . Hämtad 7 september 2005. Arkiverad från originalet 4 juli 2012. (obestämd)
2. ↑ Wiebe, Dimitri . FAQ: Utveckling av protostellära moln. 7 fakta om Star Formation , PostNauka: Astronomy , PostNauka förlag (24 maj 2013). Arkiverad från originalet den 25 oktober 2018. Hämtad 24 oktober 2018.
3. ↑ Astronomi . - Rice University , 2016. - P. 761. - ISBN 978-1938168284 .
4. ↑ 1 2 Ferriere, D. Den interstellära miljön i vår galax  // Recensioner av modern fysik  : tidskrift  . - 2001. - Vol. 73 , nr. 4 . - P. 1031-1066 . - doi : 10.1103/RevModPhys.73.1031 .
5. ↑ Dame et al. En sammansatt CO-undersökning av hela Vintergatan  //  The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 1987. - Vol. 322 . - P. 706-720 . - doi : 10.1086/165766 .
6. ↑ 12 Williams , JP; Blitz, L.; McKee, C.F., (2000). "Strukturen och utvecklingen av molekylära moln: från klumpar till kärnor till IMF." Protostjärnor och planeter IV . Tucson: University of Arizona Press. sid. 97. Utfasad parameter används |coauthors=( hjälp )
7. ↑ Cox, D.  Det trefasiga interstellära mediet återbesökt  // Årliga recensioner av astronomi och astrofysik : journal. - 2005. - Vol. 43 . - S. 337 .
8. ↑ Di Francesco, J.; et al. (2006). "Ett observationsperspektiv på lågmass täta kärnor I: Interna fysiska och kemiska egenskaper." Protostjärnor och planeter V.
9. ↑ Grenier (2004). "Gouldbältet, stjärnbildningen och det lokala interstellära mediet." Det unga universum . Elektroniskt förtryck Arkiverad 2 december 2020 på Wayback Machine
10. ↑ Skytten B2 och dess siktlinje (otillgänglig länk) . Hämtad 8 november 2008. Arkiverad från originalet 12 mars 2007. (obestämd) 
11. ↑ Low et al. Infraröd cirrus - Nya komponenter i den utökade infraröda emissionen  (engelska)  // The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 1984. - Vol. 278 . — P.L19 . - doi : 10.1086/184213 .
12. ↑ Gillmon, K. och Shull, JM Molecular Hydrogen in Infrared Cirrus  //  The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 2006. - Vol. 636 . - P. 908-915 . - doi : 10.1086/498055 .

Länkar

• Friesen, R.K.; Bourke, T.L.; Francesco, J. Di; Gutermuth, R.; Myers, PC The Fragmentation and Stability of Hierarchical Structure in Serpens South  //  The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 2016. - Vol. 833 , nr. 2 . — S. 204 . — ISSN 1538-4357 . - doi : 10.3847/1538-4357/833/2/204 . — . - arXiv : 1610.10066 .

Ordböcker och uppslagsverk	Britannica (online)
I bibliografiska kataloger	GND : 4114619-0 J9U : 987007536859405171 LCCN : sh88006798