Молекулярна хмара

Молекулярна хмара у В?к?сховищ?

Молекулярна хмара ? пор?вняно густ? холодн? конденсац?? м?жзоряного газу , в яких водень перебува? переважно в молекулярному стан? (H ₂ ).

Молекулярний водень важко заре?струвати за допомогою ?нфрачервоних або рад?оспостережень, тому наявн?сть молекул H ₂ визначають за випром?нюванням молекул монооксиду вуглецю (CO). Сп?вв?дношення м?ж св?тн?стю CO й масою H ₂ вважають пост?йним, хоча ? п?дстави сумн?ватися в ?стинност? такого твердження щодо деяких галактик ^[1] . Зовн? молекулярн? хмари оточено оболонками з атомарного Г?дрогену ^[2] .

Молекулярн? хмари привертають увагу тому, що вони ? осередками зореутворення ^[2] .

У межах нашо? галактики обсяг молекулярного газу становить менше одного в?дсотка обсягу м?жзоряного середовища . Водночас це найщ?льн?ша його складова, яка м?стить приблизно половину вс??? газово? (незоряно?) маси в межах галактично? орб?ти Сонця . Велика частина молекулярного газу м?ститься в молекулярному к?льц? м?ж 3,5 ? 7,5 к?ло парсек в?д центру галактики (Сонце розташоване за 8,5 к?лопарсек в?д центру) ^[3] . Великомасштабн? карти розпод?лу чадного газу в наш?й галактиц? показують, що положення цього газу корелю? з ?? сп?ральним рукавами ^[4] . Те, що молекулярний газ перебува? переважно в сп?ральних рукавах означа?, що молекулярн? хмари мають утворюватися та розс?юватися за час, менший 10 м?льйон?в рок?в ? приблизно ст?льки трива? проходження речовини через галактичний рукав ^[5] .

Якщо брати вертикальний перетин галактики, молекулярний газ займа? вузьку середню площину галактичного диска з характерною шкалою висот , Z , приблизно 50 ? 75 парсек?в, що значно тонше, н?ж тепла атомна ( Z =130 ? 400 пк) та тепла ?он?зована ( Z =1000 пк) газов? компоненти м?жзоряного середовища ^[6] . Зони H II ? винятками з розпод?лу ?он?зованого газу, оск?льки вони являють собою сво?р?дн? ≪бульбашки≫ в молекулярних хмарах ^{[Прим. 1]} , ?х вертикальний розпод?л приблизно такий же, як ? молекулярного газу.

Такий розпод?л молекулярного газу ? усередненим на великих в?дстанях, проте др?бномасштабний розпод?л газу дуже нерегулярний. Здеб?льшого газ сконцентровано в дискретних хмарах та комплексах хмар ^[3] .

Маса хмар лежить у широкому д?апазон? - в?д 10 до 10 ⁷   M _☉ . Розпод?л молекулярних хмар за масою описують сп?вв?дношенням ^[2] :

${\displaystyle N(M)dM\propto M^{-1.5}dM}$, де:

• M - маса молекулярно? хмари;
• N(M)dM - к?льк?сть молекулярних хмар ?з масою в?д M до M+dM.

Хоча за к?льк?стю переважають хмари мало? маси, але основна маса газу зосереджена в хмарах великих мас. ?х под?ляють на так? групи ^[2] :

• Велетенськ? молекулярн? хмари;
• Молекулярн? хмари меншо? маси, як? зазвичай називають ≪темними пиловим хмарами≫.

Велик? област? молекулярного газу з масами 10 ⁴  ? 10 ⁶ сонячних мас називають велетенськими молекулярними хмарами . Так? хмари можуть сягати десятк?в парсек?в у д?аметр? й мати середню густину 10² ? 10³ частинок у куб?чному сантиметр? (середня густина поблизу Сонця  ? одна частинка в куб?чному сантиметр?). Вони мають досить складну ??рарх?чну структуру, яка склада?ться з? складних переплет?нь ниток, лист?в, бульбашок та нерегулярних брил ^[5] .

Найщ?льн?ш? сегменти ниток ? брил називають ≪молекулярними ядрами≫, а молекулярн? ядра з максимальною густиною (понад 10 ⁴  ? 10 ⁶ частинок у куб?чному сантиметр?), в?дпов?дно, ≪щ?льними молекулярними ядрами≫. П?д час спостережень молекулярн? ядра пов'язують ?з чадним газом, а щ?льн? ядра ? з ам?аком . Концентрац?я пилу в межах молекулярних ядер зазвичай достатня, щоб поглинати св?тло в?д далеких з?р ?, таким чином, вони виглядають як темн? туманност? ^[8] .

Наймасивн?ше скупчення молекулярних хмар у галактиц? - комплекс Стр?лець B2 , який утворю? к?льце навколо галактичного центру рад?усом 120 парсек?в. Область суз?р'я Стр?льця багата х?м?чними елементами та часто використову?ться як зразок астрономами, що шукають нов? молекули в м?жзоряному простор? ^[9] .

Сво?й назв? вони завдячують вигляду в оптичному д?апазон?. Так? хмари знайдено на невеликих в?дстанях в?д Сонця. Вони можуть закривати значну частину суз?р'я, тому ?х називають посилаючись на в?дпов?дне суз?р'я, наприклад, Хмара Ор?она або Хмара Тельця . М?сцев? хмари утворюють к?льце навколо Сонця , яке називають поясом Гулда ^[10] .

?зольован? темн? хмари вид?ляють в окремий клас об'?кт?в, як? називають глобулами ^[2] . Найщ?льн?ш? сегменти невеликих молекулярних хмар под?бн? до молекулярних ядер у велетенських молекулярних хмарах ?, здеб?льшого, ?х саме так ? розглядають.

1984 року IRAS ?дентиф?кував новий тип дифузних молекулярних хмар ^[11] . Це дифузн? волокнист? хмари, видим? на висок?й галактичн?й широт? (вони начебто визирають з-за площини галактичного диска). Типова густина таких хмар становить 30 частинок на куб?чний сантиметр ^[12] .

• LDN 483

Тематичн? сайти Yleinen suomalainen ontologia Словники та енциклопед?? BabelNet · Encyclopædia Britannica Нормативний контроль Freebase :  /m/04_y4 · GND :  4114619-0 · J9U :  987007536859405171 · LCCN :  sh88006798

п о р Туманност? Видим? туманност? Темна туманн?сть ? Дифузна туманн?сть ( Ем?с?йна туманн?сть ( Планетарна туманн?сть ? Залишок надново? ? Залишок ново? ? Зони H II ) ? В?дбивна туманн?сть ( Зм?нна туманн?сть ? Протопланетарна туманн?сть )) Дозорян? туманност? Велетенськ? молекулярн? хмари ? Глобула Бока ? Газова глобула, що випарову?ться ? Сонячна туманн?сть Зорян? туманност? Залишок ново? ? Протопланетарна туманн?сть ? Туманн?сть Вольфа ? Ра? Постзорян? туманност? Планетарна туманн?сть ? Залишок надново? ? Плер?он ? Надбульбашка Хмари М?жзоряна хмара ( Молекулярна хмара ? ?нформачервоний циррус ) ? Високошвидк?сна хмара ? Зони H I Морфолог?я Б?полярна туманн?сть ? Туманн?сть-вертушка М?жгалактичн? туманност? Крапля Лайман-альфа Списки Дифузн? туманност? ? Планетарн? туманност? (PNe) ? Протопланетарн? туманност? (PPNe) ? Залишки наднових (SNRs)