한국   대만   중국   일본 
Molekularni oblak ? Википеди?а Пре?и на садржа?

Molekularni oblak

С Википеди?е, слободне енциклопеди?е

Za nekoliko miliona godina svetlost sjajnih zvezda proklju?a?e ovaj molekularni oblak gasa i pra?ine. Ovaj oblak se odlomio od magline Carina . Novoformirane zvezde su vidljive u blizini, a njihove slike su poja?ano crvene od plave svetlosti preferentno rasute pro?imaju?om pra?inom. Ova slika pokriva oko dve svetlosne godine, a snimio ju je svemirski teleskop Hubl 1999.

Molekularni oblak , sometimes called a stellar nursery (if star formation is occurring within), vrsta je međuzvezdanog oblaka , gustine i veli?ine koji omogu?avaju formiranje molekula , naj?e??e molekularnog vodonika (H 2 ). Ovo je u suprotnosti sa drugim oblastima međuzvezdanog prostora koji sadr?e uglavnom jonizovani gas .

Molekularni vodonik je te?ko otkriti infracrvenim i radio talasima, tako da molekul koji se naj?e??e koristi za određivanje prisustva H 2 je ugljen-monoksid (CO). Odnos CO luminiscencije i H 2 mase smatra se konstantnim, mada postoje razlozi za sumnju ovu pretpostavku, zasnovani na posmatranju nekih drugih galaksija . [1]

Unutar molekularnih oblaka nalaze se regioni ve?e gustine, u kojima boravi puno pra?ine i mnogo jezgara plina, zvani nakupine. Ove nakupine su po?etak stvaranja zvezda ako su gravitacione sile dovoljne da izazovu kolaps pra?ine i gasa. [2]

Pojava [ уреди | уреди извор ]

Molekularni oblak Barnard 68 , oko 500 svetlosnih godina udaljen i 0,5 svetlosnih godina u pre?niku.

Unutar Mle?nog puta , oblaci molekularnih gasova ?ine manje od jednog procenta zapremine međuzvezdanog medijuma ( engl. interstellar medium - ISM ), ali je to istovremeno i najgu??i deo medijuma, koji obuhvata pribli?no polovinu ukupne unutra?njosti gasne mase u Sun?evoj galakti?koj orbiti. Glavnina molekularnog gasa sadr?ana je u prstenu između 3,5 i 7,5 kiloparseka (110.000 i 240.000 svetlosnih godina ) od centra Mle?nog puta (Sunce je udaljeno oko 8,5 kiloparseka od centra). [3] Karte CO velikih razmera u galaksiji pokazuju da je polo?aj ovog gasa u korelaciji sa spiralnim krakovima galaksije. [4] Da se molekularni gas prete?no javlja u spiralnim krakovima, sugeri?e se da se molekularni oblaci moraju formirati i razdvojiti u vremenskom okviru kra?em od 10 miliona godina - vremenu koje je potrebno da materijal prođe kroz region kraka. [5]

Molekularni oblak ?estara ima masu oko 250.000 puta ve?u od mase Sunca. [6]

Vertikalno u odnosu na ravan galaksije, molekularni gas naseljava usku srednju ravan galakti?kog diska karakteristi?ne skale visine , Z od pribli?no 50 do 75 parseka, mnogo tanje od tople atomske ( Z od 130 do 400 parseka) i tople jonizovane ( Z oko 1000 parseka) gasovite komponente ISM . [7] Izuzetak od distribucije jonizovanog gasa su regioni H II , koji su mehuri vru?eg jonizovanog gasa stvoreni u molekularnim oblacima intenzivnim zra?enjem koje daju mlade masivne zvezde i kao takvi imaju pribli?no istu vertikalnu distribuciju kao molekularni gas.

Ova raspodela molekularnog gasa je prose?ena na velikim udaljenostima; međutim, distribucija gasa u malim razmerama je vrlo nepravilna, s tim ?to je ve?ina koncentrisana u diskretnim oblacima i obla?nim kompleksima. [3]

Tipovi molekularnog oblaka [ уреди | уреди извор ]

Gigantski molekulani oblaci [ уреди | уреди извор ]

Deo Torusovog molekularnog oblaka. [8]

Ogromno nakupljanje molekularnih gasova koje ima vi?e od 10 hiljada puta ve?u masu od Sunca [9] naziva se gigantskim molekularnim oblakom ( engl. giant molecular cloud - GMC ). GMC imaju pre?nik oko 15 do 600 svetlosnih godina (5 do 200 parseka) i tipi?ne je mase od 10 hiljada do 10 miliona solarnih masa. [10] Dok je prose?na gustina u solarnoj blizini jedna ?estica po kubnom centimetru, prose?na gustina GMC je sto do hiljadu puta ve?a. Iako je Sunce mnogo gu??e od GMC-a, zapremina GMC-a je toliko velika da sadr?i mnogo vi?e mase od Sunca. Podstruktura GMC-a je slo?eni obrazac filamenata, listova, mehura i nepravilnih nakupina. [5]

Najgu??i delovi filamenata i nakupina zovu se ?molekularna jezgra“, dok se najgu??a molekularna jezgra nazivaju ?gusta molekularna jezgra“ i imaju gustinu ve?u od 10 4 do 10 6 ?estica po kubnom centimetru. Opservaciono, tipi?na molekularna jezgra se prate sa CO, a gusta molekularna jezgra sa amonijakom . Koncentracija pra?ine unutar molekularnih jezgara obi?no je dovoljna da blokira svetlost zvezda u pozadini, tako da se ona u silueti pojave kao tamne magline . [11]

GMC su toliko veliki da ?lokalni“ mogu da pokriju zna?ajan deo sazve?đa; stoga se oni ?esto nazivaju imenom tog sazve?đa, npr. Molekularni oblak Orion (OMC) ili Molekularni oblak Bik (TMC). Ovi lokalni GMC su nanizani u prsten u blizini Sunca ?to se podudara sa Guldovim pojasom . [12] Najmasovnija kolekcija molekularnih oblaka u galaksiji formira asimetri?ni prsten oko galakti?kog centra u radijusu od 120 parseka; najve?a komponenta ovog prstena je kompleks Strelca B2 . Region Strelca je hemijski bogat i ?esto ga koriste kao primer astronomi koji tra?i nove molekule u međuzvezdanom prostoru. [13]

Raspodela molekularnog gasa u 30 galaksija koje se spajaju. [14]

Mali molekularni oblaci [ уреди | уреди извор ]

Glavni ?lanak: Bokove globule

Izolovani gravitaciono vezani mali molekularni oblaci sa masama manjim od nekoliko stotina puta masa Sunca nazivaju se Bokove globule . Najgu??i delovi malih molekularnih oblaka ekvivalentni su molekularnim jezgrima koja se nalaze u GMC-ima i ?esto su uklju?eni u iste studije.

Visoko-latitudni difuzni molekulani oblaci [ уреди | уреди извор ]

Glavni ?lanak: Infracrveni cirus

Godine 1984, IRAS je identifikovao novi tip difuznog molekularnog oblaka. [15] To su bili difuzni filamentarni oblaci koji su vidljivi na visokim galakti?kim ?irinama . Ti oblaci imaju tipi?nu gustinu od 30 ?estica po kubnom centimetru. [16]

Procesi [ уреди | уреди извор ]

Mlade zvezde u i oko molekularnog oblaka Kefej B. Zra?enje jedne sjajne, masivne zvezde uni?tava oblak (na vrhu na ovoj slici), istovremeno pokrecu?i ? stvaranje novih zvezda. [17]

Formiranje zvezda [ уреди | уреди извор ]

Glavni ?lanak: Formiranje zvezda

Stvaranje zvezda se de?ava isklju?ivo unutar molekularnih oblaka. To je prirodna posledica njihovih niskih temperatura i velike gustine, jer gravitaciona sila koja deluje na kolapsiranje oblaka mora prema?iti unutra?nji pritisak koji deluje ?spolja“ da bi spre?io kolaps. Postoji uo?eena evidencija da su veliki oblaci koji formiraju zvezde u velikoj meri ograni?eni sopstvenom gravitacijom (poput zvezda, planeta i galaksija), a ne spoljnim pritiskom. Dokazi poti?u iz ?injenice da su se ?turbulentne“ brzine doku?ene iz skale ?irine CO linije na isti na?in kao i orbitalna brzina ( virijalni odnos).

Fizika [ уреди | уреди извор ]

Zvezdano jato Serpens Jug ugrađeno je u filamentarni molekularni oblak, viđen kao tamna vrpca koja prolazi vertikalno kroz klaster. Ovaj oblak slu?io je kao poligon za studije stabilnosti molekularnog oblaka. [18]

Fizika molekularnih oblaka je slabo izu?ena i o njoj se mnogo raspravlja. Njihovim unutra?njim kretanjima upravlja turbulencija u hladnom, magnetizovanom gasu, za koji su turbulentna kretanja visoko nadzvu?na , ali uporediva sa brzinama magnetnih poreme?aja. Smatra se da ovo stanje brzo gubi energiju, ?to zahteva ili op?ti kolaps ili stalno ubrizgavanje energije. Istovremeno, poznato je da su oblaci poreme?eni nekim procesom - najverovatnije efektima masivnih zvezda - pre nego ?to je zna?ajan deo njihove mase postao zvezda.

Molekularni oblaci, a posebno GMC, ?esto su dom astronomskih mazera .

Reference [ уреди | уреди извор ]

  1. ^ Craig Kulesa. ?Overview: Molecular Astrophysics and Star Formation” . Research Projects . Архивирано из оригинала 19. 06. 2012. г . Приступ?ено 7. 9. 2005 .  
  2. ^ Astronomy (PDF) . Rice University . 2016. стр. 761. ISBN   978-1938168284 — преко Open Stax.  
  3. ^ а б Ferriere, D. (2001). ?The Interstellar Environment of our Galaxy”. Reviews of Modern Physics . 73 (4): 1031?1066. Bibcode : 2001RvMP...73.1031F . S2CID   16232084 . arXiv : astro-ph/0106359   Слободан приступ. doi : 10.1103/RevModPhys.73.1031 .  
  4. ^ Dame; 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   Слободан приступ.  
  6. ^ ?Violent birth announcement from an infant star” . ESA/Hubble Picture of the Week . Приступ?ено 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 . Приступ?ено 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   Слободан приступ. 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   Слободан приступ.  
  12. ^ Grenier (2004). ?The Gould Belt, star formation, and the local interstellar medium”. The Young Universe . Bibcode : 2004astro.ph..9096G . arXiv : astro-ph/0409096   Слободан приступ.   ?Electronic preprint”. arXiv : abs/astro-ph/0409096   Слободан приступ Проверите вредност параметра |arxiv= ( помо? ) .  
  13. ^ Sagittarius B2 and its Line of Sight Архивирано 2007-03-12 на са?ту Wayback Machine
  14. ^ ?Violent Origins of Disc Galaxies Probed by ALMA” . www.eso.org . European Southern Observatory . Приступ?ено 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   Слободан приступ. 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   Слободан приступ. doi : 10.3847/1538-4357/833/2/204 .  

Literatura [ уреди | уреди извор ]

Spolja?nje veze [ уреди | уреди извор ]

Molekularni oblak на Викимеди?ино? остави .
Преузето из ? https://sr.wikipedia.org/w/index.php?title=Molekularni_oblak&oldid=27672689 ”