分子雲
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分子雲是星際雲的一種，他的密度和大小允許分子的形成，最常見的是氫分子 (H2)。
這些分子都很難偵測到，而通常是利用一氧化碳(CO)偵測氫分子。一氧化碳的發光度與氫分子質量的比例幾乎是常數，雖然這樣的假設在其他星系的觀測中仍有問題。[1]
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[编辑] 發生
在我們自己的銀河系內，分子氣體的量在星際物質(ISM)中佔不到百分之一的體積，但是他依然是在太陽環繞銀河的軌道上最密集，並且佔有大約一半質量的氣體。而這些分子氣體大多數在距離銀河中心3.5至7.5千秒差距的圓環中(太陽距離中心大約是8.5千秒差距) [2] 對本星系的大尺度一氧化碳成圖表明這種氣體出現的位置和本星系的旋臂相關。 [3] 這些氣體分子主要出現在螺旋臂上，出現的時間應該少於一千萬年，因為這是雲氣通過螺旋臂所要花費的時間。[4]
在垂直方向上，氣體的分子雲位於狹窄的銀河盤面中段，高度近似在50–75 秒差距，比同屬於ISM的溫暖原子雲(Z=130-400pc)和熱離子氣體( Z=1000pc)薄了許多。[5]但电离氢区除外，他們只是在分子雲中被年輕的大質量恆星強烈輻射激發所形成的熱離子氣泡，在垂直方向上的厚度與分子氣體相近。
這種分子氣體的平滑分布可以延伸至很長的距離，但是在小尺度的分布上是不規則的，大多數不是分散成不連貫的雲氣就是錯綜複雜的雲氣。[2]
[编辑] 分子雲的類型
[编辑] 巨大分子雲(GMCs)
巨大分子雲是大量分子氣體的集合體，質量介於104–106倍太陽質量的分子雲。雲氣的直徑可以達到數十個秒差距，密度則在每立方公分102–103粒子(在太陽附近是每立方公分一個粒子)。在這些雲氣內的次結構有複雜的形式，包括絲狀體、片狀、氣泡和不規則的團塊等。 [4]
密度最高的絲狀體和團塊部分稱為"分子的核"，而密度最高的分子的核，就稱為"密集分子核"，密度可以高達每立方公分104–106粒子。在觀測上，可以用一氧化碳搜尋分子核，用氨搜尋密集分子核。集中在分子核的塵粒則會組藍背景的星光，造成剪影的效果形成暗星雲。 [6]
屬於本星系群的巨大分子雲，通常會在"位置"所在的星座範圍內佔有明顯的份量，因此經常會以星座為名，例如獵戶座分子雲(OMC)或是金牛座分子雲(TMC)。這些在地的分子雲圍繞著太陽成為一個環形的陣列，稱為古爾德 帶。[7]在銀河系內質量最大的分子雲是人馬座B2，在距離銀河中心120秒差距處形成一道環。人馬座的區域含有豐富的化學元素，是天文學家尋找星際空間中尋找新分子的場所。[8]
[编辑] 小分子雲
- 主條目：包克雲球
在重力約束下被隔絕，質量在數百個太陽質量以下的小分子雲稱為包克雲球，在這種小分子雲中密度最高的區域與在巨大分子雲的分子核相等，因此也可以用相同的方法來研究。
[编辑] 高銀緯漫射分子雲
- 主條目：紅外線卷雲
在1984年，紅外線天文衛星(IRAS)確認了一種新型的擴散分子雲。 [9] 這些擴散成絲狀的雲只在高銀緯的地區被觀測到(離開銀河盤面的空間)，雲氣中每立方公分大約有30顆微粒。[10]
[编辑] 程序
[编辑] 恆星形成
- 主條目：[[恆星形成]]
以我們所知的，在目前的宇宙中，新誕生的恆星完全都是在分子雲中被創造出來的。 這是她們在適當的低溫和高壓下的自然結果，並且觀測的證據也認為大的，恆星形成的雲，是由她們自己的重力被限制在一定大小的規模之內(像是恆星、行星和星系)，而不是外在的壓力(向天空中的雲彩)。這種證據來自一氧化碳(CO)"湍流"速度的譜線寬度，相似的方法也被用來測量軌道上的速度(均功關係)。
[编辑] 物理性質
分子雲的物理性質很難理解並且仍有爭議，牠們的內部運動是在寒冷和磁化的環境控制下的湍流，這些湍流的運動遠高過超音速，但是可與被磁性干擾的速度比較。這種狀態被認為會迅速的失去能量，不是整體崩潰就是能量穩定的回注。同時，以所知的，在牠們大部分的質量形成恆星之前，分子雲也會被一些程序打亂—，主要是類似大質量恆星的作用—。
分子雲，特別是巨分子雲通常也是天体脉泽 (astronomical masers)的來源。
[编辑] 參考資料
- ↑ Craig Kulesa - Overview: Molecular Astrophysics and Star Formation- Research Projects - 於2005September 7造訪。
- ^ 2.0 2.1 Ferriere, D. (2001). "The Interstellar Environment of our Galaxy.". Reviews of Modern Physics 73 (4): 1031-1066.
- ↑ Dame et al (1987). "A composite CO survey of the entire Milky Way". Astrophysical Journal 322: 706-720.
- ^ 4.0 4.1 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, 97, Tucson: University of Arizona Press.
- ↑ Cox, D. 2005, The Three-Phase Interstellar Medium Revisited, Annual Reviews of Astronomy and Astrophysics, 43, 337-85
- ↑ Di Francesco, J., et al (2006). "An Observational Perspective of Low-Mass Dense Cores I: Internal Physical and Chemical Properties". Protostars and Planets V.
- ↑ Grenier (2004). "The Gould Belt, star formation, and the local interstellar medium". The Young Universe. [http://uk.arxiv.org/abs/astro-ph/0409096 Electronic preprint
- ↑ Sagittarius B2 and its Line of Sight
- ↑ Low et al (1984). "Infrared cirrus - New components of the extended infrared emission". Astrophysical Journal 278: L19-L22.
- ↑ Gillmon, K., and Shull, J.M. (2006). "Molecular Hydrogen in Infrared Cirrus". Astrophysical Journal 636: 908-915.
