Molekulární mrak

Molekulární mrak , někdy také nazývaný hvězdná kolébka (pro případ , že by se v něm zrodily hvězdy ), je druh mezihvězdného mraku , jehož hustota a velikost umožňují molekulám , obvykle vodíku (H 2 ), aby se v něm vytvořily.

Molekulární vodík je obtížné detekovat pomocí infračerveného nebo rádiového pozorování, proto se k určení přítomnosti H 2 používá jiná molekula, CO ( oxid uhelnatý ) . Předpokládá se, že poměr mezi svítivostí CO a hmotností H 2 zůstává konstantní, ačkoli existují důvody pochybovat, že je to v některých galaxiích pravdivé [1] [2] .

Značná velikost a hmotnost molekulárního mraku vede k efektu gravitační nestability , díky které se hustota hmoty uvnitř oblaku stává nerovnoměrnou. V oblastech se zvýšenou hustotou se za určitých podmínek látka začne sbližovat. Sblížení může nabýt takové síly a rychlosti, že dojde ke gravitačnímu kolapsu , jehož výsledkem může být vznik nové hvězdy [3] .

Pozorování

V naší galaxii je množství molekulárního plynu menší než jedno procento objemu mezihvězdného prostředí . Zároveň se jedná o jeho nejhustší složku, zahrnující asi polovinu veškeré hmoty plynu na galaktické dráze Slunce . Většina molekulárního plynu je obsažena v molekulárním kruhu mezi 3,5 a 7,5 kiloparseků od středu galaxie (Slunce je 8,5 kiloparseků od středu). [čtyři]

Velké mapy distribuce oxidu uhelnatého v naší galaxii ukazují, že poloha tohoto plynu koreluje s jeho spirálními rameny. [5] Skutečnost, že molekulární plyn sídlí primárně ve spirálních ramenech, je v rozporu se skutečností, že molekulární mračna se musí vytvořit a rozpadnout v krátkém čase – méně než 10 milionů let – za dobu, kterou hmota potřebuje k průchodu oblastí paže. [6]

Vezmeme-li vertikální řez, molekulární plyn zaujímá úzkou střední rovinu galaktického disku s charakteristickou výškovou stupnicí , Z , přibližně 50-75 parseků, mnohem tenčí než teplý atomový ( Z = 130-400 pc) a teplý. ionizované ( Z = 1000 ks) plynné složky mezihvězdné prostředí . [7] Oblasti H II jsou výjimkou z distribuce ionizovaného plynu, protože samy jsou bublinami horkého ionizovaného plynu vytvořeného v molekulárních oblacích intenzivním zářením emitovaným mladými hmotnými hvězdami , a proto mají přibližně stejnou vertikální distribuci jako molekulární plyn.

Tato hladká distribuce molekulárního plynu je zprůměrována na velké vzdálenosti, ale distribuce plynu v malém měřítku je velmi nepravidelná a je většinou soustředěna v diskrétních oblacích a oblačných komplexech. [čtyři]

Typy molekulárních mraků

Obří molekulární mraky

Rozsáhlé oblasti molekulárního plynu s hmotností 10 4 -10 6 hmotností Slunce se nazývají obří molekulární oblaka (GMO). Mraky mohou dosahovat v průměru desítek parseků a mají průměrnou hustotu 10²-10³ částic na centimetr krychlový (průměrná hustota v blízkosti Slunce je jedna částice na centimetr krychlový). Substruktura v těchto oblacích se skládá ze složitých sítí vláken, vrstev, bublin a nepravidelných hrudek. [6]

Nejhustší části vláken a hrudek se nazývají „molekulární jádra“ a molekulární jádra s maximální hustotou (více než 10 4 -10 6 částic na centimetr krychlový), respektive „hustá molekulární jádra“. Při pozorováních jsou molekulární jádra spojena s oxidem uhelnatým a hustá jádra s amoniakem. Koncentrace prachu v molekulárních jádrech je obvykle dostatečná k tomu, aby absorbovala světlo ze vzdálených hvězd, takže se jeví jako tmavé mlhoviny . [osm]

GMO jsou tak obrovské, že lokálně dokážou pokrýt významnou část souhvězdí, v souvislosti s nimiž se o nich zmiňuje například mračno Orion nebo mračno Býka . Tyto místní GMO se seřadí v prstenci kolem slunce zvaném Gouldův pás . [9] Nejhmotnější sbírka molekulárních mračen v galaxii, komplex Sagittarius B2 , tvoří prstenec kolem galaktického středu v okruhu 120 parseků. Oblast souhvězdí Střelce je bohatá na chemické prvky a astronomové ji často používají jako referenci při hledání nových molekul v mezihvězdném prostoru. [deset]

Malá molekulární oblaka

Izolovaná gravitačně vázaná malá molekulární oblaka s hmotností menší než několik stovek hmotností Slunce se nazývají Bokova globule. Nejhustší části malých molekulárních mračen jsou ekvivalentní molekulárním jádrům nalezeným v obřích molekulárních mračnech a jsou často zahrnuty do stejných studií.

Difúzní molekulární oblaka ve vysoké zeměpisné šířce

V roce 1984 IRAS identifikoval nový typ difúzního molekulárního mraku. [11] Byla to difúzní vláknitá oblaka, která jsou viditelná ve vysoké galaktické šířce (vykukující z roviny galaktického disku). Tyto mraky měly typickou hustotu 30 částic na centimetr krychlový. [12]

Viz také

• mrak orionu

Poznámky

1. ↑ Craig Kulesa. Přehled: Molekulární astrofyzika a formování hvězd . Výzkumné projekty . Získáno 7. září 2005. Archivováno z originálu 4. července 2012. (neurčitý)
2. ↑ Wiebe, Dimitri . FAQ: Evoluce protohvězdných mraků. 7 faktů o vzniku hvězd , PostNauka: Astronomy , nakladatelství PostNauka (24. května 2013). Archivováno z originálu 25. října 2018. Staženo 24. října 2018.
3. ↑ Astronomie . - Rice University , 2016. - S. 761. - ISBN 978-1938168284 .
4. ↑ 1 2 Ferriere, D. Mezihvězdné prostředí naší galaxie  // Recenze moderní fyziky  : časopis  . - 2001. - Sv. 73 , č. 4 . - S. 1031-1066 . - doi : 10.1103/RevModPhys.73.1031 .
5. ↑ Dame a kol. Složený průzkum CO celé Mléčné dráhy  //  The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 1987. - Sv. 322 . - str. 706-720 . - doi : 10.1086/165766 .
6. ↑ 12 Williams , JP; Blitz, L.; McKee, C.F., (2000). "Struktura a vývoj molekulárních mraků: od shluků přes jádra k MMF." Protohvězdy a planety IV . Tucson: University of Arizona Press. p. 97. Použitý zastaralý parametr |coauthors=( nápověda )
7. ↑ Cox, D.  The Three-Phase Interstellar Medium Revisited  // Annual Reviews of Astronomy and Astrophysics : deník. - 2005. - Sv. 43 . - str. 337 .
8. ↑ Di Francesco, J.; a kol. (2006). "Perspektiva pozorování nízkohmotných hustých jader I: Vnitřní fyzikální a chemické vlastnosti." Protohvězdy a planety V.
9. ↑ Grenier (2004). "Guldův pás, formace hvězd a místní mezihvězdné médium." Mladý vesmír . Elektronický předtisk Archivováno 2. prosince 2020 na Wayback Machine
10. ↑ Sagittarius B2 a jeho přímka (nepřístupný odkaz) . Získáno 8. listopadu 2008. Archivováno z originálu 12. března 2007. (neurčitý) 
11. ↑ Low a kol. Infrared cirrus - Nové komponenty rozšířené infračervené emise  (anglicky)  // The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 1984. - Sv. 278 . — P.L19 . - doi : 10.1086/184213 .
12. ↑ Gillmon, K. a Shull, JM Molecular Hydrogen in Infrared Cirrus  //  The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 2006. - Sv. 636 . - S. 908-915 . - doi : 10.1086/498055 .

Odkazy

• Friesen, R. K.; Bourke, T. L.; Francesco, J. Di; Gutermuth, R.; Myers, PC Fragmentace a stabilita hierarchické struktury v Serpens South  //  The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 2016. - Sv. 833 , č.p. 2 . — S. 204 . — ISSN 1538-4357 . - doi : 10.3847/1538-4357/833/2/204 . — . - arXiv : 1610.10066 .

Slovníky a encyklopedie	Britannica (online)
V bibliografických katalozích	GND : 4114619-0 J9U : 987007536859405171 LCCN : sh88006798