Википедија

Молекуларен облак

Молекуларен облак (ѕвездени јасли) — вид на меѓуѕвезден облак, чија густина и големина дозволува создавање на молекули, најчесто молекуларен водород (H2). Ова е сосема различни од областите во меѓуѕвездената средина кои се состојат претежно од јонизирачки гас.

За неколку милиони години светлината од најсјаните ѕвезди ќе го растераат овој облак од гас и прашина. Облакот се одвоил од маглината Кобилица. Новосоздадените ѕвезди можат да се забележат во близина, нивните слики се зацрвенети од сината светлина која се расејува од преовладувачкиот прав. Оваа слика се протега на две светлосни години и е снимена од вселенскиот телескоп Хабл во 1999 година.

Молекуларниот водород мошне тешко може да се забележи со инфрацрвени и радио набљудувања, па молекулите кои често се користат за одредување на присуството на H2 е јаглерод моноксидот (CO). Односот меѓу сјајноста на CO и масата на H2 се смета за постојана, иако постојат причини за сомнеж во овие претпоставки поради набљудувањата во другите галаксиите.[1]

Честота уреди

 
Молекуларниот облак Бернард 68, на растојание од 500 светлосни години и со пречник од 0,5 светлосни години.

Во Млечниот Пат, молекуларните гасовити облаци се помалку од еден процент од целокупната зафатнина на меѓуѕвездената средина, но сепак е и најгустиот дел од оваа средина, и се скоро половина од целокупната маса на гасот во внатрешноста на Сончевата галактичка орбита. Целината на молекуларниот гас се наоѓа во прстен меѓу 3,5 и 7,5 кпс од центарот на Млечниот Пат (Сонцето е на околу 8,5 килопарсеци од центарот).[2] Големите карти на CO во галаксијата ја покажуваат местоположбата на овој гас кој се наоѓа во спиралните краци на галаксијата.[3] Овој молекуларен гас се наоѓа претжно во спиралните краци што пак значи дека временската скала на постоењето и траењето на облаците е покус од 10 милиони години—времето потребно вој материјал да помине низ кракот.[4]

 
Молекуларниот облак во соѕвездието Шестар има маса колку 250.000 Сонца.[5]

Вертикално на рамнината од глаксијата, молекуларниот гас се наоѓа во тесната средишна рамнина на галакатичкиот диск со одредена висина, Z, или приближно 50 до 75 парсеци, многу потенко од топлата атомска (Z за 130 до 400 парсеци) и топлата јонизирана (Z околу 1000 парсеци) гасовита составните делови на меѓуѕвездената средина.[6] Исклучокот за распределбата на јонизирачкиот гас во H II подрачјето, кои се меури од топол јонизирачки гас создаден во молекуларните облаци преку силното зрачење оддадена од млада масивна ѕвезда и како таква тие имаат приближна вертикална распределба како молекуларниот гас.

Оваа распределба на молекуларниот гас е просечна на поголеми растојанија, сепак, на мали растојанија распределбата на гасот е мошне неправилна при што поголемиот дел е сместен во мали облаци и збирови на облаци.[2]

Видови на молекуларни облаци уреди

Џиновски молекуларни облаци уреди

 
Дел од молекуларниот облак Бик.[7]

Широк ансамбл на молекуларен гас со маса од приближно 103 до 107 поголема од масата од Сонцето,[8] се нарекува џиновски молекуларен облак (ЏМО). ЏМО се со пречник од 15 до 600 светлосни години (5 до 200 парсеци).[8] Каде просечната густина во близина на сончевиот Систем е една честичка во кубен сантиметар, просечната густина во ЏМО е стотина па до илијада пати поголема. Иако Сонцето е многу погусто од ЏМО, зафатнината на ЏМО е толку голема што содржи многу повеќе маси како оние на Сонцето. Подструктурата на ЏМО е сложена шема од нишки, слоеви, меури, и неправилни грутки.[4]

Најгустите делови на нишките и грутките се наречени „молекуларни јадра“, дудека пак најгустите молекуларни јадра се наречени „густи молекуларни јадра“ и имаат густини кои надминуваат 104 до 106 честички на кубен сантиметар. Па така молекуларните облаци се набљудуваат за да се одреди присуството на CO во молекуларните јадра и кај густите молекуларни јадра за присуство на амонијак. Концентрацијата на прашината во молекуларните јадра е доволно голема за да ги блокира светлинските зраци од позадинските ѕвезди па затоа овие облаци наликуваат на темни маглини.[9]

ЏМО се толку големи што оние во непосредната близина се доволно големи за да затскријат поголеми делови од соѕвездијата, сепакнајчесто истите се именувани според името на соѕвездието во кое се забележани, на пример Орион (ОМО) или пак Бик (БМО). Овие месни ЏМО се во облик на прстен во близина на Сонцето и се преклопуваат со Гулдовиот Појас.[10] Најмасивниот збир на молекуларни облаци во галаксијата образува асиметричен прстен околу галактичкиот центар на полупречник од 120 парсеци, најголемиот дел од овој прстен е во збирот наречен Стрелец B2. Областа во Стрелец е богата со хемиски елементи и четопати се користи како пример од страна на астрономите кога се трага по нови молекули во меѓуѕвездената средина.[11]

 
Распределбата на молекуларниот гас при спојувањето на 30 различни галаксии.[12]

Мали молекуларни облаци уреди

Главна статија: Глобула

Издвоените гравитациски сврзани мали облаци со маси помали неколку стотина пати од онаа на Сонцето се наречени глобули. Најгустите делови на малите молекуларни облаци се со еднаква густина како молекуларните јадра на ЏМО и се често вклучени во проучувањата.

Големодолжински дифузни молекуларни облаци уреди

Главна статија: Инфрацрвен цирус

Во 1984 година IRAS забележал нов вид на дифузни молекуларни облаци.[13] Станувало збор за облаци од нишки кои се видливи во високиот галактиќки ширини. Овие облаци имаат типична густина од 30 честички на кубен сантиметар.[14]

Процеси уреди

 
Фотомонтажа на која се прикажани младите ѕвезди во и околу молекуларниот облак B во соѕвездието Кефеј.

Создавање на ѕвезди уреди

Главна статија: Создавање на ѕвезди

Создавањето на ѕвездите се слиучува само во внатрешноста на молекуларните облаци. Ова е природна последица на нивните мали температури и големи густини, бидејќи гравитациски сили кои дејствуваат при собирањето на облакот можат да го надминат внатрешниот притисок кој дејствува „нанадвор“ за да се спречи собирањето. Постои доказ од набљудувањето на големите, ѕвездообразни облаци се собрани во голем дел под дејството на сопствената гравитација (како ѕвезди, планети, и галаксии) отколку под дејство на притисокот. Доказот потекнува од фактот дека „турбулентните“ брзини измешани од ширината на линиите на CO на ист начин како и со орбиталната брзина вириален однос).

Физика уреди

Физиката на молекуларните облаци се слабо разбрани и за истите постои силна дебата. Нивните внатрешни движења се под влијание на турбуленцијата на ладниот, магнетизиран гас, за кои турбулентните движења се крајно надзвучни но споредливи со магнетните нарушувања. Оваа состојба се смета дека ја губи енергијата забрзано, побарувајќи или целосно собирање или постепено повторно шприцување на енергија. Во исто време, за облаците е познато дека се нарушени под дејство на некој процес најчесто под дејството на некои масивни ѕвезди пред значителен дел од нивната маса не стане ѕвезди. Молекуларните облаци, а особено ЏМО, честопати се астрономски масери.

Поврзано уреди

Наводи уреди

  1. ↑ Craig Kulesa. „Overview: Molecular Astrophysics and Star Formation“. Research Projects. Архивирано од изворникот на 2012-06-19. Посетено на September 7, 2005.
  2. ↑ 2,0 2,1 Ferriere, D. (2001). „The Interstellar Environment of our Galaxy“. Reviews of Modern Physics. 73 (4): 1031–1066. arXiv:astro-ph/0106359. Bibcode:2001RvMP...73.1031F. doi:10.1103/RevModPhys.73.1031.
  3. ↑ Dame; и др. (1987). „A composite CO survey of the entire Milky Way“. Astrophysical Journal. 322: 706–720. Bibcode:1987ApJ...322..706D. 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. Tucson: University of Arizona Press. стр. 97.CS1-одржување: повеќе имиња: список на автори (link)
  5. ↑ „Violent birth announcement from an infant star“. ESA/Hubble Picture of the Week. Посетено на 27 May 2014.
  6. ↑ Cox, D. (2005). „The Three-Phase Interstellar Medium Revisited“. Annual Reviews of Astronomy and Astrophysics. 43: 337–385. Bibcode:2005ARA&A..43..337C. doi:10.1146/annurev.astro.43.072103.150615.
  7. ↑ „APEX Turns its Eye to Dark Clouds in Taurus“. ESO Press Release. Посетено на 17 February 2012.
  8. ↑ 8,0 8,1 See, e.g., Table 1 and the Appendix of doi: 10.1088/0004-637X/729/2/133
    Овој навод ќе се дополни автоматски во текот на следните неколку минути. Можете да го прескокнете редот или да го проширите рачно
  9. ↑ Di Francesco, J.; и др. (2006). „An Observational Perspective of Low-Mass Dense Cores I: Internal Physical and Chemical Properties“. Protostars and Planets V.
  10. ↑ Grenier (2004). „The Gould Belt, star formation, and the local interstellar medium“. The Young Universe. Electronic preprint Архивирано на 2 декември 2020 г.
  11. ↑ „Sagittarius B2 and its Line of Sight“. Архивирано од изворникот на 2007-03-12. Посетено на 2014-10-03.
  12. ↑ „Violent Origins of Disc Galaxies Probed by ALMA“. www.eso.org. European Southern Observatory. Посетено на 17 September 2014.
  13. ↑ Low; и др. (1984). „Infrared cirrus – New components of the extended infrared emission“. Astrophysical Journal. 278: L19. Bibcode:1984ApJ...278L..19L. doi:10.1086/184213.
  14. ↑ Gillmon, K., and Shull, J.M. (2006). „Molecular Hydrogen in Infrared Cirrus“. Astrophysical Journal. 636 (2): 908–915. arXiv:astro-ph/0507587. Bibcode:2006ApJ...636..908G. doi:10.1086/498055.CS1-одржување: повеќе имиња: список на автори (link)

Надворешни врски уреди


Преземено од „https://mk.wikipedia.org/w/index.php?title=Молекуларен_облак&oldid=5146025“