Википедија

Молекуларни облак

Молекуларни облак, сометимес цаллед а стеллар нурсерy (иф стар форматион ис оццурринг wитхин), врста је међузвезданог облака, густине и величине који омогућавају формирање молекула, најчешће молекуларног водоника (H2). Ово је у супротности са другим областима међузвезданог простора који садрже углавном јонизовани гас.

За неколико милиона година светлост сјајних звезда прокључаће овај молекуларни облак гаса и прашине. Овај облак се одломио од маглине Царина. Новоформиране звезде су видљиве у близини, а њихове слике су појачано црвене од плаве светлости преферентно расуте прожимајућом прашином. Ова слика покрива око две светлосне године, а снимио ју је свемирски телескоп Хубл 1999.

Молекуларни водоник је тешко открити инфрацрвеним и радио таласима, тако да молекул који се најчешће користи за одређивање присуства H2 је угљен-моноксид (CO). Однос CO луминисценције и H2 масе сматра се константним, мада постоје разлози за сумњу ову претпоставку, засновани на посматрању неких других галаксија.[1]

Унутар молекуларних облака налазе се региони веће густине, у којима борави пуно прашине и много језгара плина, звани накупине. Ове накупине су почетак стварања звезда ако су гравитационе силе довољне да изазову колапс прашине и гаса.[2]

Појава уреди

 
Молекуларни облак Барнард 68, око 500 светлосних година удаљен и 0,5 светлосних година у пречнику.

Унутар Млечног пута, облаци молекуларних гасова чине мање од једног процента запремине међузвезданог медијума (енгл. interstellar medium - ISM), али је то истовремено и најгушћи део медијума, који обухвата приближно половину укупне унутрашњости гасне масе у Сунчевој галактичкој орбити. Главнина молекуларног гаса садржана је у прстену између 3,5 и 7,5 килопарсека (110.000 и 240.000 светлосних година) од центра Млечног пута (Сунце је удаљено око 8,5 килопарсека од центра).[3] Карте CO великих размера у галаксији показују да је положај овог гаса у корелацији са спиралним краковима галаксије.[4] Да се молекуларни гас претежно јавља у спиралним краковима, сугерише се да се молекуларни облаци морају формирати и раздвојити у временском оквиру краћем од 10 милиона година - времену које је потребно да материјал прође кроз регион крака.[5]

 
Молекуларни облак Шестара има масу око 250.000 пута већу од масе Сунца.[6]

Вертикално у односу на раван галаксије, молекуларни гас насељава уску средњу раван галактичког диска карактеристичне скале висине, З од приближно 50 до 75 парсека, много тање од топле атомске (З од 130 до 400 парсека) и топле јонизоване (З око 1000 парсека) гасовите компоненте ИСМ.[7] Изузетак од дистрибуције јонизованог гаса су региони H II, који су мехури врућег јонизованог гаса створени у молекуларним облацима интензивним зрачењем које дају младе масивне звезде и као такви имају приближно исту вертикалну дистрибуцију као молекуларни гас.

Ова расподела молекуларног гаса је просечена на великим удаљеностима; међутим, дистрибуција гаса у малим размерама је врло неправилна, с тим што је већина концентрисана у дискретним облацима и облачним комплексима.[3]

Типови молекуларног облака уреди

Гигантски молекулани облаци уреди

 
Део Торусовог молекуларног облака.[8]

Огромно накупљање молекуларних гасова које има више од 10 хиљада пута већу масу од Сунца[9] назива се гигантским молекуларним облаком (енгл. giant molecular cloud - GMC). ГМЦ имају пречник око 15 до 600 светлосних година (5 до 200 парсека) и типичне је масе од 10 хиљада до 10 милиона соларних маса.[10] Док је просечна густина у соларној близини једна честица по кубном центиметру, просечна густина ГМЦ је сто до хиљаду пута већа. Иако је Сунце много гушће од ГМЦ-а, запремина ГМЦ-а је толико велика да садржи много више масе од Сунца. Подструктура ГМЦ-а је сложени образац филамената, листова, мехура и неправилних накупина.[5]

Најгушћи делови филамената и накупина зову се „молекуларна језгра“, док се најгушћа молекуларна језгра називају „густа молекуларна језгра“ и имају густину већу од 104 до 106 честица по кубном центиметру. Опсервационо, типична молекуларна језгра се прате са CO, а густа молекуларна језгра са амонијаком. Концентрација прашине унутар молекуларних језгара обично је довољна да блокира светлост звезда у позадини, тако да се она у силуети појаве као тамне маглине.[11]

ГМЦ су толико велики да „локални“ могу да покрију значајан део сазвежђа; стога се они често називају именом тог сазвежђа, нпр. Молекуларни облак Орион (ОМЦ) или Молекуларни облак Бик (ТМЦ). Ови локални ГМЦ су нанизани у прстен у близини Сунца што се подудара са Гулдовим појасом.[12] Најмасовнија колекција молекуларних облака у галаксији формира асиметрични прстен око галактичког центра у радијусу од 120 парсека; највећа компонента овог прстена је комплекс Стрелца Б2. Регион Стрелца је хемијски богат и често га користе као пример астрономи који тражи нове молекуле у међузвезданом простору.[13]

 
Расподела молекуларног гаса у 30 галаксија које се спајају.[14]

Мали молекуларни облаци уреди

Главни чланак: Бокове глобуле

Изоловани гравитационо везани мали молекуларни облаци са масама мањим од неколико стотина пута маса Сунца називају се Бокове глобуле. Најгушћи делови малих молекуларних облака еквивалентни су молекуларним језгрима која се налазе у ГМЦ-има и често су укључени у исте студије.

Високо-латитудни дифузни молекулани облаци уреди

Главни чланак: Инфрацрвени цирус

Године 1984, ИРАС је идентификовао нови тип дифузног молекуларног облака.[15] То су били дифузни филаментарни облаци који су видљиви на високим галактичким ширинама. Ти облаци имају типичну густину од 30 честица по кубном центиметру.[16]

Процеси уреди

 
Младе звезде у и око молекуларног облака Кефеј Б. Зрачење једне сјајне, масивне звезде уништава облак (на врху на овој слици), истовремено покрецући́ стварање нових звезда.[17]

Формирање звезда уреди

Главни чланак: Формирање звезда

Стварање звезда се дешава искључиво унутар молекуларних облака. То је природна последица њихових ниских температура и велике густине, јер гравитациона сила која делује на колапсирање облака мора премашити унутрашњи притисак који делује „споља“ да би спречио колапс. Постоји уочеена евиденција да су велики облаци који формирају звезде у великој мери ограничени сопственом гравитацијом (попут звезда, планета и галаксија), а не спољним притиском. Докази потичу из чињенице да су се „турбулентне“ брзине докучене из скале ширине CO линије на исти начин као и орбитална брзина (виријални однос).

Физика уреди

 
Звездано јато Серпенс Југ уграђено је у филаментарни молекуларни облак, виђен као тамна врпца која пролази вертикално кроз кластер. Овај облак служио је као полигон за студије стабилности молекуларног облака.[18]

Физика молекуларних облака је слабо изучена и о њој се много расправља. Њиховим унутрашњим кретањима управља турбуленција у хладном, магнетизованом гасу, за који су турбулентна кретања високо надзвучна, али упоредива са брзинама магнетних поремећаја. Сматра се да ово стање брзо губи енергију, што захтева или општи колапс или стално убризгавање енергије. Истовремено, познато је да су облаци поремећени неким процесом - највероватније ефектима масивних звезда - пре него што је значајан део њихове масе постао звезда.

Молекуларни облаци, а посебно ГМЦ, често су дом астрономских мазера.

Референце уреди

  1. ^ Цраиг Кулеса. „Овервиеw: Молецулар Астропхyсицс анд Стар Форматион”. Ресеарцх Пројецтс. Архивирано из оригинала 19. 06. 2012. г. Приступљено 7. 9. 2005. 
  2. ^ Астрономy (ПДФ). Рице Университy. 2016. стр. 761. ИСБН 978-1938168284 — преко Опен Стаx. 
  3. ^ а б Ферриере, D. (2001). „Тхе Интерстеллар Енвиронмент оф оур Галаxy”. Ревиеwс оф Модерн Пхyсицс. 73 (4): 1031—1066. Бибцоде:2001РвМП...73.1031Ф. С2ЦИД 16232084. арXив:астро-пх/0106359  . дои:10.1103/РевМодПхyс.73.1031. 
  4. ^ Даме; et al. (1987). „A composite CO survey of the entire Milky Way” (PDF). Astrophysical Journal. 322: 706—720. Bibcode:1987ApJ...322..706D. doi:10.1086/165766. hdl:1887/6534. 
  5. ^ а б 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. Bibcode:2000prpl.conf...97W. arXiv:astro-ph/9902246  . 
  6. ^ „Violent birth announcement from an infant star”. ESA/Hubble Picture of the Week. Приступљено 27. 5. 2014. 
  7. ^ Cox, D. (2005). „The Three-Phase Interstellar Medium Revisited”. Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 43 (1): 337—385. Bibcode:2005ARA&A..43..337C. doi:10.1146/annurev.astro.43.072103.150615. 
  8. ^ „APEX Turns its Eye to Dark Clouds in Taurus”. ESO Press Release. Приступљено 17. 2. 2012. 
  9. ^ See, e.g., Fukui, Y.; Kawamura, A. (2010). „Molecular Clouds in Nearby Galaxies”. The Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 48: 547—580. Bibcode:2010ARA&A..48..547F. doi:10.1146/annurev-astro-081309-130854. 
  10. ^ Murray, N. (2011). „Star Formation Efficiencies and Lifetimes of Giant Molecular Clouds in the Milky Way”. The Astrophysical Journal. 729 (2): 133. Bibcode:2011ApJ...729..133M. S2CID 118627665. arXiv:1007.3270  . doi:10.1088/0004-637X/729/2/133. 
  11. ^ Di Francesco, J.; et al. (2006). „An Observational Perspective of Low-Mass Dense Cores I: Internal Physical and Chemical Properties”. Protostars and Planets V. Bibcode:2007prpl.conf...17D. arXiv:astro-ph/0602379  . 
  12. ^ Grenier (2004). „The Gould Belt, star formation, and the local interstellar medium”. The Young Universe. Bibcode:2004astro.ph..9096G. arXiv:astro-ph/0409096  .  „Electronic preprint”. arXiv:abs/astro-ph/0409096   Проверите вредност параметра |arxiv= (помоћ). 
  13. ^ Sagittarius B2 and its Line of Sight Архивирано 2007-03-12 на сајту Wayback Machine
  14. ^ „Violent Origins of Disc Galaxies Probed by ALMA”. www.eso.org. European Southern Observatory. Приступљено 17. 9. 2014. 
  15. ^ Low; et al. (1984). „Infrared cirrus – New components of the extended infrared emission”. Astrophysical Journal. 278: L19. Bibcode:1984ApJ...278L..19L. doi:10.1086/184213. 
  16. ^ Gillmon, K.; Shull, J.M. (2006). „Molecular Hydrogen in Infrared Cirrus”. Astrophysical Journal. 636 (2): 908—915. Bibcode:2006ApJ...636..908G. S2CID 18995587. arXiv:astro-ph/0507587  . doi:10.1086/498055. 
  17. ^ „Chandra :: Photo Album :: Cepheus B :: August 12, 2009”. 
  18. ^ Friesen, R. K.; Bourke, T. L.; Francesco, J. Di; Gutermuth, R.; Myers, P. C. (2016). „The Fragmentation and Stability of Hierarchical Structure in Serpens South”. The Astrophysical Journal. 833 (2): 204. Bibcode:2016ApJ...833..204F. ISSN 1538-4357. S2CID 118594849. arXiv:1610.10066  . doi:10.3847/1538-4357/833/2/204. 

Literatura уреди

Спољашње везе уреди

 
Молекуларни облак на Викимедијиној остави.
Преузето из „https://sr.wikipedia.org/w/index.php?title=Molekularni_oblak&oldid=27672689”