分子云
分子云（英语：Molecular cloud 或 Stellar nursery）是星际云的一种，主要是由气体和固态微尘所组成。其规模没有一定的范围，直径最大可超过100光年，总质量可达太阳的 106 倍[1]。
氢分子（H2）是分子云中最普遍的组成物质之一。根据估计，每 1cm3 的分子云内大约有 104 个氢分子；而在物质较密集的区域（如分子云的核心），1cm3 内的氢分子则约有 105 个。除了氢以外，分子云内亦有不少经由核聚变合成出的元素。这些元素是多数恒星的主要组成物质，因此分子云同时也是恒星——甚至是行星系的诞生场所，如太阳系就是其一[1]。
氢分子很难被直接侦测到。通常是利用一氧化碳（CO）侦测氢分子。一氧化碳辐射的光度与分子氢质量的比例几乎是常数。不过在对其他星系的观测中有理由怀疑这样的假设。[2]
| 恒星形成 |
 |
| 天体分类 |
| 理论的观念 |
| 相关学门 |
 恒星主题
|
出现场所
编辑在银河系中，分子气体在星际介质中占不到百分之一的体积，但它依然是在太阳环绕银河中心公转轨道以内最密集，并且占有大约一半质量的气体。这些分子气体大多在距离银河中心3.5至7.5千秒差距的环形区域中（太阳距离中心大约是8.5千秒差距）。[3]对本星系的大尺度一氧化碳成图表明，这种气体出现的位置和本星系的旋臂相关。[4]这些分子气体主要出现在旋臂上，表明分子云形成和消散的时间应该少于一千万年，因为这是物质穿越旋臂所要花费的时间。[5]
在垂直方向上，分子气体位于厚度大约在50–75秒差距的狭窄的银河盘面中层，比同属于ISM的温暖的原子云（Z=130-400pc）和热的电离气体（Z=1000pc）薄许多。[6]在电离气体的空间分布中，电离氢区的分布是一个例外。电离氢区是在分子云中被年轻的大质量恒星强烈辐射激发所形成的热离子气泡，在垂直方向上分布的厚度与分子气体相近。
分子气体的在大尺度上的分布是平滑的，但小尺度上的分布极不规则，大多集中于孤立的分子云和分子云复合体之中。[3]
分子云的类型
编辑巨分子云
编辑巨分子云（GMCs）是大量分子气体的集合体，质量介于104–106倍太阳质量。云气的直径可以达到数十个秒差距，密度则在每立方公分102–103个粒子（在太阳附近是平均每立方公分一个粒子）。在这些云气内的次结构有复杂的形式，包括丝状体、片状、气泡和不规则的团块等。 [5]
密度最高的丝状体和团块部分称为“分子云核”，而密度最高的分子云核，就称为“稠密分子云核”，密度可以高达每立方公分104–106个粒子。在观测上，可以用一氧化碳搜寻分子云核，用氨搜寻稠密分子云核。集中在分子云核的尘埃会阻挡背景的星光，造成星际消光的效果形成暗星云。 [7]
我们“本地”的巨分子云通常在其所在天区的星座范围内占有明显的位置，因此经常会用星座命名，例如猎户座分子云（OMC）或是金牛座分子云（TMC）。这些分子云围绕着太阳成为一个环形的阵列，称为古尔德带。[8]在银河系内质量最大的分子云是人马座B2，在距离银河中心120秒差距处形成一道环。人马座的区域含有丰富的化学元素，是天文学家在星际空间中寻找新分子的良好标本。[9]
小分子云
编辑孤立的、引力束缚的，质量在数百个太阳质量以下的小分子云称为包克球。在这种小分子云中密度最高的区域与在巨分子云的分子云核等价，因此常出现在同样研究之中。
高银纬弥散分子云
编辑在1984年，红外线天文卫星（IRAS）证认了一种新型的弥散分子云。 [10]这些弥散成丝状的云在高银纬的地区（离开银河盘面的空间）可观测到，云气中每立方公分大约有30颗粒子。[11]
过程
编辑恒星形成
编辑据我们所知，在目前的宇宙中，新诞生的恒星完全都是在分子云中被制造出来的，这是它们在适当的低温和高压下的自然结果，因为导致塌缩的引力可以超出抗拒塌缩的内部压强。观测证据也表明，巨大的、正在形成恒星的云在很大程度上是被它们自身的引力束缚的（如同恒星、行星和星系），而不是由外部压力束缚（像地球大气层中的云彩那样）。这证据源于从一氧化碳（CO）谱线宽度推测出的湍流速度与轨道速率成比例（维里定理）。
物理性质
编辑分子云的物理性质很难理解并且仍有争议，它们的内部运动由寒冷和磁化气体的湍流所控制。大质量分子云湍流的运动远超过音速，但是可与磁场扰动的速度相比。这种状态被认为会迅速失去能量，不是会整体塌缩就是具有稳定的能量回输。同时，在分子云大部分的质量形成恒星之前，牠们也会被一些过程瓦解──最可能是大质量恒星的作用。
分子云，特别是巨分子云通常也是天文物理迈射（astronomical masers）的来源。
相关条目
编辑参考文献
编辑- ^ 1.0 1.1 赤谷拓和. 太陽系的誕生與演化（太陽系 誕生と進化）. 牛顿科学杂志. 2014年10月, 84: 32–119. ISSN 1018-5445.-{太陽系 誕生と進化}-Category:含有日語的條目）&rft.au=赤谷拓和&rft.date=2014-10&rft.genre=article&rft.issn=1018-5445&rft.jtitle=牛頓科學雜誌&rft.pages=32-119&rft.volume=84&rft_val_fmt=info:ofi/fmt:kev:mtx:journal" class="Z3988">
- ^ Craig Kulesa. Overview: Molecular Astrophysics and Star Formation. Research Projects. [September 7]. （原始内容存档于2016-03-03）.
- ^ 3.0 3.1 Ferriere, D. The Interstellar Environment of our Galaxy.. Reviews of Modern Physics. 2001, 73 (4): 1031–1066.
- ^ Dame; et al. A composite CO survey of the entire Milky Way. Astrophysical Journal. 1987, 322: 706–720.
- ^ 5.0 5.1 Williams, J. P.; Blitz, L.; McKee, C. F.,. The Structure and Evolution of Molecular Clouds: from Clumps to Cores to the IMF. Protostars and Planets IV. Tucson: University of Arizona Press: 97. 2000.
- ^ Cox, D. 2005, The Three-Phase Interstellar Medium Revisited, Annual Reviews of Astronomy and Astrophysics, 43, 337-85
- ^ Di Francesco, J.; et al. An Observational Perspective of Low-Mass Dense Cores I: Internal Physical and Chemical Properties. Protostars and Planets V. 2006.
- ^ Grenier. The Gould Belt, star formation, and the local interstellar medium. The Young Universe. 2004. （[//web.archive.org/web/20201202074541/http://uk.arxiv.org/abs/astro-ph/0409096 页面存档备份，存于互联网档案馆） Electronic preprint
- ^ Sagittarius B2 and its Line of Sight. [2006-12-15]. （原始内容存档于2007-03-12）.
- ^ Low; et al. Infrared cirrus - New components of the extended infrared emission. Astrophysical Journal. 1984, 278: L19–L22.
- ^ Gillmon, K., and Shull, J.M. Molecular Hydrogen in Infrared Cirrus. Astrophysical Journal. 2006, 636: 908–915.
外部链接
编辑
- 《大英百科全书》中的条目：Molecular cloud（英文）