Molekulinis debesis
Molekulinis debesis – tarpžvaigždinių debesų tipas. Jo didelis tankis ir dydis leidžia susiformuoti molekulėms (daugiausia molekulinio vandenilio – H2).
Šią molekulę aptikti gana sunku, todėl ji tyrinėjama netiesioginiais metodais – pagal anglies monoksido (CO) molekules. Manoma, kad CO ir H2 santykis yra beveik konstanta mūsų Galaktikoje, todėl išmatavus CO, galime rasti ir H2. Tačiau stebint kitas galaktikas kyla kai kurių abejonių dėl tokio dėsnio universalumo.[1]
Debesų paplitimas
redaguotiMūsų Galaktikoje molekuliniai debesys užima mažiau nei 1 % tarpžvaigždinės erdvės tūrio, tačiau jie sudaro maždaug pusę dujų masės, esančios viduje galaktinės Saulės orbitos. Daugiausia molekulinių dujų yra žiede tarp 3,5 ir 7,5 kiloparsekų nuo Galaktikos centro.[2] Anglies monoksido pasiskirstymas galaktikoje gerai koreliuoja su spiralinių vijų padėtimi (tarp vijų molekulių beveik nėra).[3] Iš to, kad molekulinės dujos kaupiasi spiralinėse vijose galima daryti išvadą, jog vidutinė molekulinių debesų gyvavimo trukmė yra apie 10 milijonų metų – per tiek laiko medžiaga praskrieja spiralinės vijos sritį.[4]
Galaktikos disko atžvilgiu molekuliniai debesys išsidėstę beveik jo plokštumoje su charakteringuoju aukščiu (aukštis, kuriame medžiagos tankis sumažėja e kartų) 50–75 parsekų. Tai yra daug mažiau nei šiltosios atominių dujų komponentės (Z=130-400pc) arba karštosios jonizuotųjų dujų komponentės (Z=1000pc) tarpžvaigždinėje terpėje.[5] Išimtis tėra H II sritys – molekuliniuose debesyse esantys jonizuotų dujų burbulai, kuriuos sukuria jaunos masyvios OB žvaigždės (dėl to jų charakteringasis aukštis faktiškai sutampa su molekulinių debesų charakteringuoju aukščiu).
Tačiau tai tik vidutinis, suglotnintas dėsningumas. Mažesniuose atstumuose medžiaga išsidėsčiusi labai netolygiai, susikoncentruodama atskiruose debesyse ir jų kompleksuose.[2]
Molekulinių debesų tipai
redaguotiMilžiniški molekuliniai debesys
redaguotiDidelės molekulinių dujų sankaupos su 104–106 Saulės masėmis vadinami milžiniški molekuliniai debesys. Jų matmenys siekia dešimtis parsekų, vidutinis tankis 10²–10³ dalelių į kubinį centimetrą (vidutinis dalelių tankis Saulės aplinkoje yra ~1 dalelę į kubinį centimetrą). Debesų viduje paprastai būna sudėtingos pluoštinės, burbulų ir sutankėjimų struktūros.[4]
Tankiausiose srityse – molekulinių debesų sutankėjimuose galima rasti 104–106 dalelių kubiniame centimetre. Jei molekuliniai debesys tiriami pagal anglies monoksido kiekį, tai didesni sutankėjimai tyrinėjami amoniako pagalba. Dujų-dulkių koncentracija molekulinių debesų sutankėjimuose esti tokia didelė, kad jie atrodo kaip tamsūs siluetai – tamsieji debesys – šviesesniame fone.[6]
Milžiniški molekuliniai debesys paprastai užima didelę dangaus ploto dalį, todėl juos įprasta vadinti žvaigždyno, kuriame jie stebimi, vardu: Didysis Oriono ūkas, Tauro tamsieji debesys. Šie molekuliniai debesys yra išsidėstę žiedu Galaktikos plokštumoje aplink Saulę ir yra vadinami Guldo juosta.[7] Masyviausias molekulinių debesų kompleksas mūsų Galaktikoje yra Šaulio B žiedas aplink Galaktikos centrą (žiedo spindulys apie 120 parsekų).[8]
Boko globulės
redaguotiIzoliuoti maži molekuliniai debesys, iki kelių šimtų Saulės masių, yra vadinami Boko globulėmis arba tiesiog globulėmis. Tankiausios jų dalys yra panašios į milžiniškų molekulinių debesų sutankėjimus ir yra tiriamos panašiais metodais.
Aukštų galaktinių platumų difuziniai molekuliniai debesys
redaguoti1984 metais iš IRAS duomenų buvo aptiktas naujas difuzinių molekulinių debesų tipas (angl. Infrared cirrus).[9] Šie pluoštiniai difuziniai debesys matomi aukštose galaktinėse platumose, toli nuo disko plokštumos. Tipiniai jų tankiai yra apie 30 dalelių į kubinį centimetrą.[10]
Procesai
redaguotiŽvaigždėdara
redaguotiNaujų žvaigždžių susidarymas vyksta išimtinai molekuliniuose debesyse. Žemos temperatūros ir dideli tankiai sukuria nestabilumus tankiausiose zonose ir debesų dalys ima trauktis (kolapsuoti). Daugumos molekulinių debesų formą palaiko būtent gravitacinės jėgos, o ne išorinis slėgis (kaip kad, pavyzdžiui, debesys Žemės danguje).
Fizikiniai procesai
redaguotiMolekulinių debesų fizika iki galo nėra suprasta. Jų vidiniai turbulentiniai judėjimai gerokai viršija garso greitį, tačiau yra palyginami su magnetinių trikdymų (perturbacijų) sklidimo greičiu. Tokios būsenos medžiaga turėtų greitai prarasti energiją (t. y. turbulentiniai judėjimai turėtų greitai slopti) ir vykti kolapso reiškiniai. Tuo pat metu debesis sklaido neseniai susiformavusių masyvių žvaigždžių spinduliavimas.
Molekuliniuose debesyse dažnai randami kosminiai mazeriai.
Šaltiniai
redaguoti- ↑ Craig Kulesa. „Overview: Molecular Astrophysics and Star Formation“. Research Projects. Suarchyvuotas originalas 2012-06-19. Nuoroda tikrinta September 7, 2005.
- ↑ 2,0 2,1 Ferrière, Katia M. (2001-12-05). „The interstellar environment of our galaxy“. Reviews of Modern Physics. 73 (4): 1031–1066. doi:10.1103/RevModPhys.73.1031. ISSN 0034-6861.
- ↑ Dame, T. M.; Ungerechts, H.; Cohen, R. S.; de Geus, E. J.; Grenier, I. A.; May, J.; Murphy, D. C.; Nyman, L.-A.; Thaddeus, P. (1987). „A composite CO survey of the entire Milky Way“. The Astrophysical Journal. American Astronomical Society. 322: 706. doi:10.1086/165766. ISSN 0004-637X.
- ↑ 4,0 4,1 Williams, J. P. (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. [https://web.archive.org/web/20201202074541/http://uk.arxiv.org/abs/astro-ph/0409096 Archyvuota kopija 2020-12-02 iš Wayback Machine projekto. Electronic preprint
- ↑ Sagittarius B2 and its Line of Sight Archyvuota kopija 2007-03-12 iš Wayback Machine projekto.
- ↑ Low, F. J.; Young, E.; Beintema, D. A.; Gautier, T. N.; Beichman, C. A.; Aumann, H. H.; Gillett, F. C.; Neugebauer, G.; Boggess, N.; Emerson, J. P. (1984). „Infrared cirrus - New components of the extended infrared emission“. The Astrophysical Journal. American Astronomical Society. 278: L19. doi:10.1086/184213. ISSN 0004-637X.
- ↑ Gillmon, K., and Shull, J.M. (2006). „Molecular Hydrogen in Infrared Cirrus“. Astrophysical Journal. 636: 908–915.
{{cite journal}}: CS1 priežiūra: multiple names: authors list (link)
|
Šis straipsnis yra tapęs savaitės straipsniu. |