Molekyylipilvi

Molekyylipilvi , jota joskus kutsutaan myös tähtien kehtoksi (jos siinä syntyy tähtiä ), on tähtienvälinen pilvityyppi , jonka tiheys ja koko mahdollistavat molekyylien , yleensä vedyn (H 2 ), muodostumisen siihen.

Molekyylivetyä on vaikea havaita infrapuna- tai radiohavainnoilla, joten H 2 :n läsnäolon määrittämiseen käytetään toista molekyyliä, CO ( hiilimonoksidia ) . CO:n kirkkauden ja H2 :n massan välisen suhteen uskotaan pysyvän vakiona, vaikkakin on syytä epäillä tämän olevan totta joissakin galakseissa [1] [2] .

Molekyylipilven merkittävä koko ja massa johtaa painovoiman epävakauden vaikutukseen , jonka seurauksena aineen tiheys pilven sisällä muuttuu epätasaiseksi. Alueilla, joilla on lisääntynyt tiheys, tietyissä olosuhteissa aine alkaa lähentyä. Lähentyminen voi saavuttaa niin voimakkuuden ja nopeuden, että tapahtuu painovoiman romahdus , mikä voi johtaa uuden tähden muodostumiseen [3] .

Havainnot

Galaksissamme molekyylikaasun määrä on alle yksi prosentti tähtienvälisen väliaineen tilavuudesta . Samaan aikaan tämä on sen tihein komponentti, mukaan lukien noin puolet koko Auringon galaktisella kiertoradalla olevasta kaasumassasta. Suurin osa molekyylikaasusta on molekyylirenkaassa, joka sijaitsee 3,5–7,5 kiloparsekin päässä galaksin keskustasta (Aurinko on 8,5 kiloparsekin päässä keskustasta). [neljä]

Suuret kartat hiilimonoksidin jakautumisesta galaksissamme osoittavat, että tämän kaasun sijainti korreloi sen kierrehaarojen kanssa. [5] Se tosiasia, että molekyylikaasu sijaitsee pääasiassa spiraalihaaroissa, on ristiriidassa sen tosiasian kanssa, että molekyylipilvien täytyy muodostua ja hajota lyhyessä ajassa – alle 10 miljoonassa vuodessa – ajassa, joka kuluu aineen kulkemiseen alueen läpi. käsivarteen. [6]

Jos otamme pystyleikkauksen, molekyylikaasu sijaitsee galaktisen kiekon kapealla keskitasolla, jonka tyypillinen korkeusasteikko Z on noin 50-75 parsekkia , paljon ohuempi kuin lämmin atomi ( Z = 130-400 pc) ja lämmin. ionisoidut ( Z = 1000 kpl) kaasumaiset komponentit tähtienvälinen väliaine . [7] H II -alueet ovat poikkeuksia ionisoidun kaasun jakautumisesta, koska ne ovat itse kuuman ionisoidun kaasun kuplia, jotka muodostuvat nuorten massiivisten tähtien voimakkaasta säteilystä molekyylipilviin, ja siksi niillä on suunnilleen sama pystyjakauma kuin molekyylikaasulla.

Tästä molekyylikaasun tasaisesta jakautumisesta lasketaan keskiarvo suurilta etäisyyksiltä, ​​mutta kaasun pienimuotoinen jakautuminen on hyvin epäsäännöllistä ja keskittyy enimmäkseen erillisiin pilviin ja pilvikomplekseihin. [neljä]

Molekyylipilvien tyypit

Jättiläiset molekyylipilvet

Valtavia molekyylikaasualueita, joiden massa on 10 4 - 10 6 aurinkomassaa, kutsutaan jättimäisiksi molekyylipilviksi (GMO). Pilvien halkaisija voi olla kymmeniä parsekkeja, ja niiden keskimääräinen tiheys on 10²-10³ hiukkasia kuutiosenttimetriä kohden (keskimääräinen tiheys Auringon lähellä on yksi hiukkanen kuutiosenttimetriä kohti). Näiden pilvien sisärakenne koostuu monimutkaisista filamenttien, levyjen, kuplien ja epäsäännöllisten möykkyjen kudoksesta. [6]

Lankojen ja kokkareiden tiheimpiä osia kutsutaan "molekyyliytimiksi" ja molekyyliytimiksi, joiden tiheys on suurin (yli 10 4 - 10 6 hiukkasta kuutiosenttimetriä kohti), "tiheiksi molekyyliytimiksi". Havainnoissa molekyyliytimet liittyvät hiilimonoksidiin ja tiheät ytimet ammoniakkiin. Pölypitoisuus molekyyliytimissä on yleensä riittävä absorboimaan valoa kaukaisista tähdistä niin, että ne näyttävät tummina sumuina . [kahdeksan]

GMO:t ovat niin valtavia, että ne voivat paikallisesti peittää merkittävän osan tähdistöstä, jonka yhteydessä niihin viitataan tämän tähdistön maininnalla, esimerkiksi Orion -pilvi tai Härkäpilvi . Nämä paikalliset GMO:t asettuvat renkaaseen auringon ympärille nimeltä Gould Belt . [9] Galaksin massiivinen molekyylipilvien kokoelma, Sagittarius B2 -kompleksi , muodostaa renkaan galaksin keskuksen ympärille 120 parsekin säteellä. Jousimiehen tähdistössä on runsaasti kemiallisia alkuaineita, ja tähtitieteilijät käyttävät sitä usein viitteenä etsiessään uusia molekyylejä tähtienvälisestä avaruudesta. [kymmenen]

Pienet molekyylipilvet

Eristettyjä, painovoimaisesti sidottuja pieniä molekyylipilviä, joiden massa on alle muutama sata auringon massaa, kutsutaan Bok-palloksi. Pienmolekyylipilvien tiheimmät osat vastaavat jättimäisten molekyylipilvien molekyyliytimiä, ja ne sisältyvät usein samoihin tutkimuksiin.

Korkean leveyden hajamolekyylipilvet

Vuonna 1984 IRAS tunnisti uudentyyppisen hajamolekyylipilven. [11] Ne olivat diffuuseja filamenttipilviä, jotka näkyvät korkeilla galaktisilla leveysasteilla (piipivät ulos galaktisen kiekon tasosta). Näiden pilvien tyypillinen tiheys oli 30 hiukkasta kuutiosenttimetriä kohti. [12]

Katso myös

Muistiinpanot

  1. ↑ Craig Kulesa. Yleiskatsaus: Molekyyliastrofysiikka ja tähtien muodostuminen . Tutkimusprojektit . Käyttöpäivä: 7. syyskuuta 2005. Arkistoitu alkuperäisestä 4. heinäkuuta 2012.
  2. ↑ Wiebe, Dimitri . FAQ: prototähtien pilvien evoluutio. 7 faktaa Star Formationista , PostNauka: Astronomy , PostNauka kustantamo (24. toukokuuta 2013). Arkistoitu alkuperäisestä 25. lokakuuta 2018. Haettu 24.10.2018.
  3. ↑ Tähtitiede . - Rice University , 2016. - S. 761. - ISBN 978-1938168284 .
  4. ↑ 1 2 Ferriere, D. Galaksimme tähtienvälinen ympäristö  // Reviews of Modern Physics  : Journal  . - 2001. - Voi. 73 , no. 4 . - P. 1031-1066 . - doi : 10.1103/RevModPhys.73.1031 .
  5. ↑ Dame et ai. Koko Linnunradan yhdistetty CO-tutkimus  //  The Astrophysical Journal  : Journal. - IOP Publishing , 1987. - Voi. 322 . - s. 706-720 . - doi : 10.1086/165766 .
  6. ↑ 12 Williams , JP; Blitz, L.; McKee, C.F., (2000). "Molekyylipilvien rakenne ja evoluutio: möykkyistä ytimiin IMF:ään." Protostähdet ja planeetat IV . Tucson: University of Arizona Press. s. 97. Käytöstä poistettu parametri |coauthors=( ohje )
  7. ↑ Cox, D.  Kolmen vaiheen tähtienvälinen väline  uudelleen // Annual Reviews of Astronomy and Astrophysics : päiväkirja. - 2005. - Voi. 43 . - s. 337 .
  8. ↑ Di Francesco, J.; et ai. (2006). "Havaintonäkökulma pienimassaisista tiheistä ytimistä I: sisäiset fysikaaliset ja kemialliset ominaisuudet." Protostähdet ja planeetat V.
  9. ↑ Grenier (2004). "Gould Belt, tähtien muodostuminen ja paikallinen tähtienvälinen väliaine." Nuori Universumi . Sähköinen esipainos Arkistoitu 2. joulukuuta 2020 Wayback Machinessa
  10. ↑ Sagittarius B2 ja sen näkökenttä (pääsemätön linkki) . Haettu 8. marraskuuta 2008. Arkistoitu alkuperäisestä 12. maaliskuuta 2007. 
  11. ↑ Low et ai. Infrapunakirrus – laajennetun infrapunasäteilyn uudet komponentit  (englanniksi)  // The Astrophysical Journal  : Journal. - IOP Publishing , 1984. - Voi. 278 . - P.L19 . - doi : 10.1086/184213 .
  12. ↑ Gillmon, K. ja Shull, JM Molecular Hydrogen in Infrared Cirrus  //  The Astrophysical Journal  : Journal. - IOP Publishing , 2006. - Voi. 636 . - s. 908-915 . - doi : 10.1086/498055 .

Linkit

  Siirry Wikidata-kohteeseen  Sanakirjat ja tietosanakirjat
Bibliografisissa luetteloissa
 tähtienvälinen väliaine
Komponentit
Sumut
Tähtien muodostumisen alueet
Ympyrätähtimuodostelmat
SäteilyTähtien tuuli