Молекулярное облако

В течение нескольких миллионов лет свет от ярких звёзд разрушит это молекулярное облако газа и пыли. Облако отделилось от туманности Киля. Вблизи видны недавно сформированные звезды, их изображения, окрашенные в красный цвет потому, что синий свет рассеивается пылью. Это изображение охватывает приблизительно два световых года и было сделано орбитальным космическим телескопом «Хаббл» в 1999 году.

Молекулярное облако, иногда называемое также звёздная колыбель (в случае, если в нём рождаются звёзды), — тип межзвёздного облака, чья плотность и размер позволяют в нём образовываться молекулам, обычно водорода (H₂).

Молекулярный водород трудно зарегистрировать при помощи инфракрасных или радио наблюдений, поэтому для определения наличия H₂ используют другую молекулу CO (монооксид углерода). Соотношение между светимостью CO и массой H₂, как полагают, остаётся постоянным, хотя есть причины сомневаться в правдивости этого в некоторых галактиках.^[1]

Наблюдения

В пределах нашей галактики количество молекулярного газа составляет менее одного процента объёма межзвёздной среды. В то же время это самая плотная ее составляющая, включающая примерно половину всей газовой массы в пределах галактической орбиты Солнца. Большая часть молекулярного газа содержится в молекулярном кольце между 3,5 и 7,5 килопарсек от центра галактики (Солнце находится в 8,5 килопарсек от центра).^[2] Крупномасштабные карты распределения угарного газа в нашей галактике показывают, что положение этого газа коррелирует с её спиральным рукавами.^[3] То, что молекулярный газ находится в основном в спиральных рукавах не согласуется с тем, что молекулярные облака должны формироваться и распадаться в короткий промежуток времени — меньше 10 миллионов лет — времени, которое требуется для вещества, чтобы пройти через область рукава.^[4]

Если брать вертикальное сечение, молекулярный газ занимает узкую среднюю плоскость галактического диска с характерной шкалой высот, Z, приблизительно 50—75 парсек, много тоньше чем тёплый атомный (Z=130—400 пк) и тёплый ионизированный (Z=1000 пк) газовые компоненты межзвёздной среды.^[5] Области H II являются исключениями для ионизированного газового распределения, поскольку сами представляют собой пузыри горячего ионизированного газа, созданного в молекулярных облаках интенсивной радиацией, испущенной молодыми массивными звездами и поэтому у них приблизительно такое же вертикальное распределение как у молекулярного газа.

Это гладкое распределение молекулярного газа усреднено по большим расстояниям, однако мелкомасштабное распределение газа очень нерегулярно и большей частью он сконцентрирован в дискретных облаках и комплексах облаков.^[2]

Типы молекулярных облаков

Гигантские молекулярные облака

Обширные области молекулярного газа с массами 10⁴—10⁶ солнечных масс называется гигантскими молекулярными облаками (ГМО). Облака могут достигнуть десятков парсек в диаметре и иметь среднюю плотность 10²—10³ частиц в кубическом сантиметре (средняя плотность вблизи Солнца — одна частица в кубическом сантиметре). Подструктура в пределах этих облаков состоит из сложных переплетений нитей, листов, пузырей, и нерегулярных глыб.^[4]

Самые плотные части нитей и глыб называют «молекулярными ядрами», а молекулярные ядра с максимальной плотностью (больше 10⁴—10⁶ частиц в кубическом сантиметре), соответственно, «плотными молекулярными ядрами». При наблюдениях молекулярные ядра связывают с угарным газом, а плотные ядра — с аммиаком. Концентрация пыли в пределах молекулярных ядер обычно достаточна, чтобы поглощать свет от дальних звёзд таким образом, чтобы они выглядели как тёмные туманности.^[6]

ГМО настолько огромны, что локально они могут закрывать значительную часть созвездия, в связи с чем на них ссылаются с упоминанием этого созвездия, например, Облако Ориона или Облако Тельца. Эти локальные ГМО выстраиваются в кольцо вокруг солнца, называемого поясом Гулда.^[7] Самая массивная коллекция молекулярных облаков в галактике, комплекс Стрелец B2, формирует кольцо вокруг галактического центра в радиусе 120 парсек. Область созвездия Стрельца богата химическими элементами и часто используется астрономами, ищущими новые молекулы в межзвёздном пространстве, как образец.^[8]

Маленькие молекулярные облака

Основная статья: Глобула (астрономия)

Изолированные гравитационно связанные маленькие молекулярные облака с массами меньше чем несколько сотен масс Солнца называют глобулой Бока. Самые плотные части маленьких молекулярных облаков эквивалентны молекулярным ядрам, найденным в гигантских молекулярных облаках и часто включаются в те же самые исследования.

Высокоширотные диффузные молекулярные облака

В 1984 году IRAS идентифицировал новый тип диффузного молекулярного облака.^[9] Они были диффузными волокнистыми облаками, которые видимы при высокой галактической широте (выглядывающий из плоскости галактического диска). У этих облаков была типичная плотность 30 частиц в кубическом сантиметре.^[10]

См. также

• Облако Ориона

Примечания

1. ↑ Craig Kulesa Overview: Molecular Astrophysics and Star Formation. Research Projects. Архивировано из первоисточника 4 июля 2012. Проверено 7 сентября 2005.
2. ↑ ^{1 2} 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.
4. ↑ ^{1 2} 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: 97, Tucson: University of Arizona Press. 
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
8. ↑ Sagittarius B2 and its Line of Sight
9. ↑ Low et al (1984). «Infrared cirrus - New components of the extended infrared emission». Astrophysical Journal 278: L19. DOI:10.1086/184213.
10. ↑ Gillmon, K., and Shull, J.M. (2006). «Molecular Hydrogen in Infrared Cirrus». Astrophysical Journal 636: 908–915. DOI:10.1086/498055.