Molekulární mrak - Molecular cloud

Během několika milionů let bude světlo jasných hvězd vařit tento molekulární oblak plynu a prachu. Mrak se odlomil od Mlhovina Carina. Nově vytvořené hvězdy jsou viditelné poblíž a jejich obrazy zčervenalé modrým světlem jsou přednostně rozptýleny všudypřítomným prachem. Tento snímek zabírá asi dva světelné roky a pořídil jej Hubbleův vesmírný dalekohled v roce 1999.
Vznik hvězd
LH 95.jpg
Třídy objektů
Teoretické koncepty

A molekulární mrak, někdy nazývané a hvězdná školka (li tvorba hvězd se vyskytuje uvnitř), je typ mezihvězdný mrak, jejichž hustota a velikost nejčastěji umožňují tvorbu molekul molekulární vodík (H2). To je na rozdíl od jiných oblastí mezihvězdného média, které obsahují převážně ionizovaný plyn.

Molekulární vodík je obtížné detekovat infračerveným a rádiovým pozorováním, takže molekula se nejčastěji používá ke stanovení přítomnosti H2 je kysličník uhelnatý (CO). Poměr mezi CO zářivost a H2 Hmotnost je považován za konstantní, i když existují důvody pochybovat o tomto předpokladu v pozorováních jiných galaxie.[1]

V molekulárních oblacích jsou oblasti s vyšší hustotou, kde se nachází velké množství prachu a mnoho plynových jader, nazývané shluky. Tyto shluky jsou počátkem formování hvězd, pokud jsou gravitační síly dostatečné k tomu, aby se prach a plyn zhroutily.[2]

Výskyt

Molekulární mrak Barnard 68, asi 500 ly vzdálený a 0,5 ly v průměru.

V rámci mléčná dráha, mraky molekulárních plynů tvoří méně než jedno procento objemu mezihvězdné médium (ISM), přesto je to také nejhustší část média, která tvoří zhruba polovinu celkového vnitřního prostoru plynu k slunce galaktická dráha. Převážná část molekulárního plynu je obsažena v kruhu mezi 3,5 a 7,5 kiloparseky (11 000 a 24 000 světelné roky ) od středu Mléčné dráhy (Slunce je asi 8,5 kiloparseků od středu).[3] Velké mapy CO galaxie ukazují, že poloha tohoto plynu koreluje se spirálními rameny galaxie.[4] Že molekulární plyn se vyskytuje převážně ve spirálních ramenech, naznačuje, že molekulární mračna se musí tvořit a disociovat v časovém měřítku kratším než 10 milionů let - čas potřebný pro průchod materiálu oblastí ramene.[5]

Molekulární oblak circinus má hmotnost asi 250 000krát větší než Slunce.[6]

Svisle k rovině galaxie obývá molekulární plyn úzkou střední rovinu galaktického disku s charakteristikou výška stupnice, Z, přibližně 50 až 75 parseků, mnohem tenčí než teplý atomový (Z od 130 do 400 parseků) a teplý ionizovaný (Z asi 1000 parseků) plynné komponenty ISM.[7] Výjimkou z distribuce ionizovaného plynu jsou H II regiony, což jsou bubliny horkého ionizovaného plynu vytvořené v molekulárních mracích intenzivním zářením vydávaným mladé hmotné hvězdy a jako takové mají přibližně stejnou vertikální distribuci jako molekulární plyn.

Tato distribuce molekulárního plynu se zprůměruje na velké vzdálenosti; distribuce plynu v malém měřítku je však velmi nepravidelná, přičemž většina z nich je koncentrována v diskrétních oblacích a komplexech mraků.[3]

Druhy molekulárního mraku

Obrovské molekulární mraky

Část molekulárního mraku Taurus.[8]

Obrovské shromáždění molekulárního plynu, které má více než 10 tisíckrát větší hmotnost než Slunce[9] se nazývá a obří molekulární mrak (GMC). GMC mají průměr asi 15 až 600 světelných let (5 až 200 parseků) a typické hmotnosti 10 tisíc až 10 milionů solárních hmot.[10] Zatímco průměrná hustota ve sluneční oblasti je jedna částice na kubický centimetr, průměrná hustota GMC je stokrát až tisíckrát větší. Ačkoli je Slunce mnohem hustší než GMC, objem GMC je tak velký, že obsahuje mnohem více hmoty než Slunce. Substruktura GMC je složitý vzor vláken, listů, bublin a nepravidelných shluků.[5]

Nejhustší části vláken a shluků se nazývají „molekulární jádra“, zatímco nejhustší molekulární jádra se nazývají „hustá molekulární jádra“ a mají hustoty vyšší než 104 do 106 částice na centimetr krychlový. Z pozorovacího hlediska jsou typická molekulární jádra sledována pomocí CO a hustá molekulární jádra jsou sledována amoniak. Koncentrace prach uvnitř molekulárních jader je obvykle dostačující k blokování světla hvězd pozadí tak, aby vypadaly v siluetě jako temné mlhoviny.[11]

GMC jsou tak velké, že „místní“ mohou pokrýt významnou část souhvězdí; proto jsou často označovány názvem této konstelace, např. the Molekulární mrak Orion (OMC) nebo Taurus Molekulární mrak (TMC). Tyto místní GMC jsou uspořádány do kruhu v sousedství Slunce, který se shoduje s Gould Belt.[12] Nejhmotnější sbírka molekulárních mraků v galaxii tvoří asymetrický prstenec kolem galaktického středu v poloměru 120 parseků; největší složkou tohoto prstenu je Střelec B2 komplex. Oblast Střelce je chemicky bohatá a jako příklad ji často používají astronomové hledající nové molekuly v mezihvězdném prostoru.[13]

Distribuce molekulárního plynu ve 30 splývajících galaxiích.[14]

Malé molekulární mraky

Hlavní článek: Bok globule

Jsou nazývány izolované gravitačně vázané malé molekulární mraky s hmotností menší než několik setkrát větší než Slunce Bokovy globule. Nejhustší části malých molekulárních mraků jsou ekvivalentní molekulárním jádrům nalezeným v GMC a jsou často zahrnuty do stejných studií.

Difúzní molekulární mraky vysoké šířky

Hlavní článek: Infračervený cirrus

V roce 1984 IRAS identifikoval nový typ difuzního molekulárního mraku.[15] Jednalo se o rozptýlené vláknité mraky, které jsou viditelné vysoko galaktické zeměpisné šířky. Tyto mraky mají typickou hustotu 30 částic na kubický centimetr.[16]

Procesy

Mladé hvězdy v molekulárním mraku a kolem něj Cepheus B. Záření jedné jasné, hmotné hvězdy ničí mrak (na tomto obrázku shora dolů) a současně spouštění vznik nových hvězd.[17]

Vznik hvězd

Hlavní článek: Vznik hvězd

Formace hvězdy dochází výlučně v molekulárních oblacích. To je přirozený důsledek jejich nízkých teplot a vysokých hustot, protože gravitační síla působící na zhroucení mraku musí překročit vnitřní tlaky, které působí „ven“, aby se zabránilo zhroucení. Existují pozorované důkazy, že velké hvězdotvorné mraky jsou do značné míry omezeny svou vlastní gravitací (jako jsou hvězdy, planety a galaxie), spíše než vnějším tlakem. Důkazy vycházejí ze skutečnosti, že „turbulentní“ rychlosti odvozené z měřítka šířky čáry CO stejným způsobem jako orbitální rychlost ( viriální vztah).

Fyzika

The Serpens South hvězdokupa je uložena ve vláknitém molekulárním mračnu, viděno jako tmavá stuha procházející vertikálně kupou. Tento mrak sloužil jako testovací lože pro studium stability molekulárního mraku.[18]

Fyzika molekulárních mraků je špatně pochopena a hodně diskutována. Jejich vnitřní pohyby se řídí turbulence v nachlazení, zmagnetizovaný plyn, pro který jsou turbulentní pohyby vysoce nadzvukový ale srovnatelné s rychlostmi magnetického rušení. Předpokládá se, že tento stav rychle ztrácí energii, což vyžaduje buď celkový kolaps, nebo stálé opětovné vstřikování energie. Současně je známo, že mraky jsou narušeny nějakým procesem - s největší pravděpodobností účinky hmotných hvězd - dříve, než se významnou částí jejich hmotnosti stanou hvězdy.

Molekulární mraky, a zejména GMC, jsou často domovem astronomické masery.

Viz také

Reference

  1. ^ Craig Kulesa. „Přehled: Molekulární astrofyzika a tvorba hvězd“. Výzkumné projekty. Citováno 7. září 2005.
  2. ^ Astronomie (PDF). Rice University. 2016. str. 761. ISBN  978-1938168284 - přes Open Stax.
  3. ^ A b Ferriere, D. (2001). „Mezihvězdné prostředí naší Galaxie“. Recenze moderní fyziky. 73 (4): 1031–1066. arXiv:astro-ph / 0106359. Bibcode:2001RvMP ... 73.1031F. doi:10.1103 / RevModPhys.73.1031. S2CID  16232084.
  4. ^ Dáma; et al. (1987). „Kompozitní CO průzkum celé Mléčné dráhy“ (PDF). Astrofyzikální deník. 322: 706–720. Bibcode:1987ApJ ... 322..706D. doi:10.1086/165766. hdl:1887/6534.
  5. ^ A b Williams, J. P .; Blitz, L .; McKee, C. F. (2000). „Struktura a vývoj molekulárních mraků: od shluků přes jádra k MMF“. Protostars a planety IV. Tucson: University of Arizona Press. p. 97. arXiv:astro-ph / 9902246. Bibcode:2000prpl.conf ... 97W.
  6. ^ „Násilné oznámení o narození kojenecké hvězdy“. ESA / Hubbleův obrázek týdne. Citováno 27. května 2014.
  7. ^ Cox, D. (2005). „Třífázové mezihvězdné médium znovu navštíveno“. Výroční přehled astronomie a astrofyziky. 43 (1): 337–385. Bibcode:2005ARA & A..43..337C. doi:10.1146 / annurev.astro.43.072103.150615.
  8. ^ „APEX obrací své oko k temným mrakům v Býku“. Tisková zpráva ESO. Citováno 17. února 2012.
  9. ^ Viz např. Fukui, Y .; Kawamura, A. (2010). "Molekulární mraky v blízkých galaxiích". Výroční přehled astronomie a astrofyziky. 48: 547–580. Bibcode:2010ARA & A..48..547F. doi:10.1146 / annurev-astro-081309-130854.
  10. ^ Murray, N. (2011). „Účinnost formování hvězd a doby života obrovských molekulárních mraků v Mléčné dráze“. Astrofyzikální deník. 729 (2): 133. arXiv:1007.3270. Bibcode:2011ApJ ... 729..133M. doi:10.1088 / 0004-637X / 729/2/133. S2CID  118627665.
  11. ^ Di Francesco, J .; et al. (2006). „Pozorovací perspektiva nízkohmotných hustých jader I: vnitřní fyzikální a chemické vlastnosti“. Protostars a planety V. arXiv:astro-ph / 0602379. Bibcode:2007prpl.conf ... 17D.
  12. ^ Grenier (2004). „Gouldův pás, tvorba hvězd a místní mezihvězdné médium“. Mladý vesmír. arXiv:astro-ph / 0409096. Bibcode:2004astro.ph..9096G. Elektronický předtisk
  13. ^ Sagittarius B2 a jeho přímá viditelnost Archivováno 2007-03-12 na Wayback Machine
  14. ^ „Násilné počátky diskových galaxií sondou ALMA“. www.eso.org. Evropská jižní observatoř. Citováno 17. září 2014.
  15. ^ Nízký; et al. (1984). "Infračervený cirrus - nové komponenty rozšířené infračervené emise". Astrofyzikální deník. 278: L19. Bibcode:1984ApJ ... 278L..19L. doi:10.1086/184213.
  16. ^ Gillmon, K. & Shull, J.M. (2006). "Molekulární vodík v infračerveném Cirru". Astrofyzikální deník. 636 (2): 908–915. arXiv:astro-ph / 0507587. Bibcode:2006ApJ ... 636..908G. doi:10.1086/498055. S2CID  18995587.
  17. ^ "Chandra :: Fotoalbum :: Cepheus B :: 12. srpna 2009".
  18. ^ Friesen, R. K.; Bourke, T. L .; Francesco, J. Di; Gutermuth, R .; Myers, P. C. (2016). „Fragmentace a stabilita hierarchické struktury na jihu Serpens“. Astrofyzikální deník. 833 (2): 204. arXiv:1610.10066. Bibcode:2016ApJ ... 833..204F. doi:10.3847/1538-4357/833/2/204. ISSN  1538-4357. S2CID  118594849.

externí odkazy