Molekularni oblak

С Википедије, слободне енциклопедије
Za nekoliko miliona godina svetlost sjajnih zvezda proključaće ovaj molekularni oblak gasa i prašine. Ovaj oblak se odlomio od magline Carina. Novoformirane zvezde su vidljive u blizini, a njihove slike su pojačano crvene od plave svetlosti preferentno rasute prožimajućom prašinom. 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 veličine koji omogućavaju formiranje molekula, najčešće molekularnog vodonika (H2). Ovo je u suprotnosti sa drugim oblastima međuzvezdanog prostora koji sadrže uglavnom jonizovani gas.

Molekularni vodonik je teško otkriti infracrvenim i radio talasima, tako da molekul koji se najčešće koristi za određivanje prisustva H2 je ugljen-monoksid (CO). Odnos CO luminiscencije i H2 mase smatra se konstantnim, mada postoje razlozi za sumnju ovu pretpostavku, zasnovani na posmatranju nekih drugih galaksija.[1]

Unutar molekularnih oblaka nalaze se regioni veće gustine, u kojima boravi puno prašine i mnogo jezgara plina, zvani nakupine. Ove nakupine su početak stvaranja zvezda ako su gravitacione sile dovoljne da izazovu kolaps prašine i gasa.[2]

Pojava[уреди | уреди извор]

Molekularni oblak Barnard 68, oko 500 svetlosnih godina udaljen i 0,5 svetlosnih godina u prečniku.

Unutar Mlečnog puta, oblaci molekularnih gasova čine manje od jednog procenta zapremine međuzvezdanog medijuma (engl. interstellar medium - ISM), ali je to istovremeno i najgušći deo medijuma, koji obuhvata približno polovinu ukupne unutrašnjosti gasne mase u Sunčevoj galaktičkoj orbiti. Glavnina molekularnog gasa sadržana je u prstenu između 3,5 i 7,5 kiloparseka (110.000 i 240.000 svetlosnih godina) od centra Mlečnog puta (Sunce je udaljeno oko 8,5 kiloparseka od centra).[3] Karte CO velikih razmera u galaksiji pokazuju da je položaj ovog gasa u korelaciji sa spiralnim krakovima galaksije.[4] Da se molekularni gas pretežno javlja u spiralnim krakovima, sugeriše se da se molekularni oblaci moraju formirati i razdvojiti u vremenskom okviru kraćem od 10 miliona godina - vremenu koje je potrebno da materijal prođe kroz region kraka.[5]

Molekularni oblak Šestara ima masu oko 250.000 puta veću od mase Sunca.[6]

Vertikalno u odnosu na ravan galaksije, molekularni gas naseljava usku srednju ravan galaktičkog diska karakteristične skale visine, Z od približno 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 vrućeg jonizovanog gasa stvoreni u molekularnim oblacima intenzivnim zračenjem koje daju mlade masivne zvezde i kao takvi imaju približno istu vertikalnu distribuciju kao molekularni gas.

Ova raspodela molekularnog gasa je prosečena na velikim udaljenostima; međutim, distribucija gasa u malim razmerama je vrlo nepravilna, s tim što je većina koncentrisana u diskretnim oblacima i oblačnim 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 više od 10 hiljada puta veću masu od Sunca[9] naziva se gigantskim molekularnim oblakom (engl. giant molecular cloud - GMC). GMC imaju prečnik oko 15 do 600 svetlosnih godina (5 do 200 parseka) i tipične je mase od 10 hiljada do 10 miliona solarnih masa.[10] Dok je prosečna gustina u solarnoj blizini jedna čestica po kubnom centimetru, prosečna gustina GMC je sto do hiljadu puta veća. Iako je Sunce mnogo gušće od GMC-a, zapremina GMC-a je toliko velika da sadrži mnogo više mase od Sunca. Podstruktura GMC-a je složeni obrazac filamenata, listova, mehura i nepravilnih nakupina.[5]

Najgušći delovi filamenata i nakupina zovu se „molekularna jezgra“, dok se najgušća molekularna jezgra nazivaju „gusta molekularna jezgra“ i imaju gustinu veću od 104 do 106 čestica po kubnom centimetru. Opservaciono, tipična molekularna jezgra se prate sa CO, a gusta molekularna jezgra sa amonijakom. Koncentracija prašine unutar molekularnih jezgara obično 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 značajan deo sazvežđa; stoga se oni često nazivaju imenom tog sazvežđa, npr. Molekularni oblak Orion (OMC) ili Molekularni oblak Bik (TMC). Ovi lokalni GMC su nanizani u prsten u blizini Sunca što se podudara sa Guldovim pojasom.[12] Najmasovnija kolekcija molekularnih oblaka u galaksiji formira asimetrični prsten oko galaktičkog centra u radijusu od 120 parseka; najveća komponenta ovog prstena je kompleks Strelca B2. Region Strelca je hemijski bogat i često ga koriste kao primer astronomi koji traži nove molekule u međuzvezdanom prostoru.[13]

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

Mali molekularni oblaci[уреди | уреди извор]

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

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

Godine 1984, IRAS je identifikovao novi tip difuznog molekularnog oblaka.[15] To su bili difuzni filamentarni oblaci koji su vidljivi na visokim galaktičkim širinama. Ti oblaci imaju tipičnu gustinu od 30 čestica po kubnom centimetru.[16]

Procesi[уреди | уреди извор]

Mlade zvezde u i oko molekularnog oblaka Kefej B. Zračenje jedne sjajne, masivne zvezde uništava oblak (na vrhu na ovoj slici), istovremeno pokrecućí stvaranje novih zvezda.[17]

Formiranje zvezda[уреди | уреди извор]

Stvaranje zvezda se dešava isključivo unutar molekularnih oblaka. To je prirodna posledica njihovih niskih temperatura i velike gustine, jer gravitaciona sila koja deluje na kolapsiranje oblaka mora premašiti unutrašnji pritisak koji deluje „spolja“ da bi sprečio kolaps. Postoji uočeena evidencija da su veliki oblaci koji formiraju zvezde u velikoj meri ograničeni sopstvenom gravitacijom (poput zvezda, planeta i galaksija), a ne spoljnim pritiskom. Dokazi potiču iz činjenice da su se „turbulentne“ brzine dokučene iz skale širine CO linije na isti način 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 služio je kao poligon za studije stabilnosti molekularnog oblaka.[18]

Fizika molekularnih oblaka je slabo izučena i o njoj se mnogo raspravlja. Njihovim unutrašnjim kretanjima upravlja turbulencija u hladnom, magnetizovanom gasu, za koji su turbulentna kretanja visoko nadzvučna, ali uporediva sa brzinama magnetnih poremećaja. Smatra se da ovo stanje brzo gubi energiju, što zahteva ili opšti kolaps ili stalno ubrizgavanje energije. Istovremeno, poznato je da su oblaci poremećeni nekim procesom - najverovatnije efektima masivnih zvezda - pre nego što je značajan deo njihove mase postao zvezda.

Molekularni oblaci, a posebno GMC, često su dom astronomskih mazera.

Reference[уреди | уреди извор]

  1. ^ Craig Kulesa. „Overview: Molecular Astrophysics and Star Formation”. Research Projects. Приступљено 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/0106359Слободан 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/9902246Слободан приступ. 
  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:1007.3270Слободан 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/0602379Слободан приступ. 
  12. ^ Grenier (2004). „The Gould Belt, star formation, and the local interstellar medium”. The Young Universe. Bibcode:2004astro.ph..9096G. arXiv:astro-ph/0409096Слободан приступ.  Electronic preprint
  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/0507587Слободан 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:1610.10066Слободан приступ. doi:10.3847/1538-4357/833/2/204. 

Literatura[уреди | уреди извор]

Spoljašnje veze[уреди | уреди извор]