분자 구름

Molecular cloud
별의 형성
LH 95.jpg
오브젝트 클래스
이론적 개념

때때로 별모양이라고 불리는 분자 구름은 성간 구름의 한 종류로, 밀도와 크기가 흡수 성운, 분자의2 형성, 그리고 HII 영역의 형성을 가능하게 합니다.이는 이온화된 가스가 주로 포함된 성간 매질의 다른 영역과는 대조적입니다.

수소 분자는 적외선과 무선 관측으로 검출하기 어렵기 때문에 H의 존재를2 판단하는 데 가장 많이 사용되는 분자는 일산화탄소(CO)다.CO [1]광도와 H2 질량 사이의 비율은 일정하다고 생각되지만, 일부 다른 은하에 대한 관측에서 이러한 가정을 의심할 만한 이유가 있습니다.

분자 구름 안에는 뭉치라고 불리는 많은 먼지와 많은 가스 코어가 존재하는 더 높은 밀도를 가진 지역이 있습니다.만약 중력이 먼지와 가스를 [2]붕괴시키기에 충분하다면, 이 덩어리들은 별 형성의 시작이다.

역사

성간 먼지와 수소 가스에 의한 분자 구름의 형태는 약 46억 년 전 태양계의 형성과 연관성을 추적합니다.

발생.

분자 구름 바너드 68, 약 500 리 거리, 지름 0.5 리

은하수 내에서, 분자 가스 구름은 성간 매질 부피의 1% 미만을 차지하지만, 또한 매질에서 가장 밀도가 높은 부분으로, 태양 은하 궤도에 있는 총 가스 질량의 약 절반을 포함합니다.분자 가스의 대부분은 은하수 중심으로부터 3.5~7.5킬로파섹(11,000~24,000광년) 사이의 고리에 포함되어 있습니다(태양은 [3]중심으로부터 약 8.5킬로파섹 떨어져 있습니다).이 은하의 대규모 CO 지도는 이 가스의 위치가 [4]은하의 나선팔과 관련이 있음을 보여줍니다.분자 가스가 나선팔에서 주로 발생한다는 것은 분자 구름이 형성되고 분리되어야 한다는 것을 암시합니다. 이는 물질이 팔 [5]영역을 통과하는 데 걸리는 시간인 1,000만 년보다 짧은 시간 범위입니다.

순환 분자 구름의 질량은 태양의 [6]약 25만 배입니다.

은하의 평면에 수직으로, 분자 가스는 [7]ISM의 따뜻한 원자(Z 130~400 파섹)와 따뜻한 이온화(Z 약 1000 파섹) 가스 성분보다 훨씬 얇은 특징적인 눈금 높이인 약 50~75 파섹의 좁은 은하 원반의 중간 평면에 살고 있습니다.이온화 가스 분포의 예외는 H II 영역입니다. HII 영역은 젊은 질량이 큰 별들이 방출하는 강한 방사선에 의해 분자 구름에서 생성된 뜨거운 이온화 가스의 기포이며 분자 가스와 거의 같은 수직 분포를 가집니다.

분자 가스의 이러한 분포는 먼 거리에 걸쳐 평균화되어 있지만, 가스의 소규모 분포는 대부분 개별 구름과 구름 [3]복합체에 집중되어 있어 매우 불규칙하다.

분자 구름의 종류

거대 분자 구름

몇 백만 년 안에 밝은 별에서 나오는 빛은 가스와 먼지로 이루어진 분자 구름을 비등시켜 버릴 것입니다.구름은 용골 성운에서 분리되었다.새로 형성된 별들은 근처에서 볼 수 있으며, 푸른 빛으로 붉게 물든 그들의 이미지는 퍼베이시브 먼지에 의해 우선적으로 산란됩니다.이 이미지는 약 2광년에 걸쳐 1999년 허블 우주 망원경에 의해 촬영되었다.
황소자리 분자[8] 구름의 일부

태양의[9] 10,000배 이상의 질량을 가진 거대한 분자 가스 집합체를 거대 분자 구름(GMC)이라고 합니다. GMC의 지름은 약 15에서 600 광년(5에서 200 파섹)이며, 일반적인 질량은 1만에서 1천만 태양 [10]질량의 질량을 가집니다.태양 근처의 평균 밀도는 입방 센티미터 당 1개의 입자인 반면, GMC의 평균 밀도는 100배에서 1,000배입니다.비록 태양이 GMC보다 훨씬 밀도가 높지만, GMC의 부피는 너무 커서 태양보다 훨씬 더 많은 질량을 포함합니다.GMC의 하부구조는 필라멘트, 시트, 버블 및 불규칙한 [5]덩어리의 복잡한 패턴입니다.

필라멘트는 분자 구름 어디에나 존재합니다.고밀도 분자 필라멘트는 중력에 의해 결합되는 중심핵으로 조각날 것이며, 그 대부분은 별들로 진화할 것이다.가스, 기하학적 굽힘 및 자기장의 지속적인 부착은 필라멘트의 세부적인 조각화 방식을 제어할 수 있습니다.초임계 필라멘트에서 관측 결과 필라멘트 내부 [11]폭과 동등한 0.15파섹의 간격을 가진 고밀도 코어의 준주기적 사슬이 밝혀졌다.

필라멘트와 덩어리의 밀도가 가장 높은 부분은 "분자 코어"라고 불리는 반면, 가장 밀도가 높은 분자 코어는 "밀도 분자 코어"라고 불리며 입방 센티미터 당 10-10개6 이상의4 입자를 가지고 있습니다.관찰적으로 전형적인 분자 코어는 CO로 추적되고, 고밀도 분자 코어는 암모니아로 추적됩니다.분자핵 내의 먼지의 농도는 보통 배경별의 빛을 차단하기에 충분하여 실루엣에서 어두운 [12]성운으로 보입니다.

GMC는 매우 커서 "국소" GMC가 별자리의 상당한 부분을 덮을 수 있습니다. 따라서 GMC는 종종 오리온 분자 구름이나 황소자리 분자 구름과 같은 별자리의 이름으로 언급됩니다.이 지역 GMC들은 굴드 [13]벨트와 동시에 태양 근처의 고리 모양으로 배열되어 있습니다.은하에서 가장 거대한 분자 구름 집합은 반경 120파섹의 은하 중심 주위에 비대칭 고리를 형성합니다. 이 고리의 가장 큰 구성 요소는 궁수자리 B2 복합체입니다.궁수자리 지역은 화학적으로 풍부하고 종종 성간 [14]공간에서 새로운 분자를 찾는 천문학자들의 예로 사용됩니다.

30개의 병합 [15]은하에서 분자 가스의 분포.

소분자 구름

주요 기사:보크 구상체

질량이 태양의 수백 배 미만인 고립된 중력에 묶여 있는 작은 분자 구름을 Bok globals라고 합니다.작은 분자 구름의 밀도가 가장 높은 부분은 GMC에서 발견된 분자 코어와 동일하며 종종 동일한 연구에 포함됩니다.

고위도 확산 분자 구름

주요 기사:적외선 권선

1984년[clarification needed] IRAS는 새로운 유형의 확산 분자 [16]구름을 발견했다.이것들은 은하 위도가 높은 곳에서 볼 수 있는 확산 필라멘트 구름이었다.이 구름들은 입방 센티미터 [17]당 30개의 입자의 전형적인 밀도를 가지고 있습니다.

과정

젊은 별들은 분자 구름 세페우스 B에 있습니다.하나의 밝고 무거운 별에서 나오는 방사선이 구름을 파괴하는 동시에 새로운 [18]별의 형성을 촉발하고 있습니다.

별의 형성

주요 기사:별의 형성

별의 형성은 오로지 분자 구름 안에서만 일어난다.구름의 붕괴를 막기 위해 구름을 붕괴시키는 중력이 "밖으로" 작용하는 내부 압력을 초과해야 하기 때문에 이것은 낮은 온도와 높은 밀도의 자연스러운 결과입니다.별을 형성하는 큰 구름은 외부의 압력이 아닌 스스로의 중력(별, 행성, 은하 등)에 의해 크게 제한된다는 증거가 관찰되었습니다.그 증거는 CO 선폭에서 추정된 "격동적인" 속도가 궤도 속도(바이러스 관계)와 같은 방식으로 측정된다는 사실에서 나온다.

물리

세르펜스 남쪽 성단은 성단을 수직으로 통과하는 어두운 리본처럼 보이는 실 모양의 분자 구름에 포함되어 있습니다.이 구름은 분자 구름의 [19]안정성에 대한 연구를 위한 테스트베드 역할을 해왔다.

분자 구름의 물리학은 잘 이해되지 않고 많은 논란이 되고 있다.그들의 내부 운동은 차갑고 자화된 가스 속의 난류에 의해 지배되는데, 난류 운동은 매우 초음속이지만 자기 교란의 속도에 필적합니다.이 상태는 에너지가 빠르게 손실되어 전체적인 붕괴 또는 지속적인 에너지 재주입이 필요할 것으로 생각됩니다.동시에, 구름은 질량의 상당 부분이 별이 되기 전에 어떤 과정(대부분 질량이 큰 별의 영향)에 의해 교란되는 것으로 알려져 있습니다.

분자 구름, 특히 GMC는 종종 천문 매저들의 고향이다.

분자 구름 복합체 목록

가이아가 본 은하수는 흰색으로 표시된 눈에 띄는 분자 구름 복합체와 검은색으로 표시된 눈에 띄는 별 구름입니다.

「 」를 참조해 주세요.

레퍼런스

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외부 링크

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