Молекулярное облако , иногда называемое звездным питомником (если внутри происходит звездообразование ), представляет собой тип межзвездного облака , плотность и размер которого позволяют абсорбционные туманности , образование молекул (чаще всего молекулярного водорода , H 2 ) и образование областей H II . Это контрастирует с другими областями межзвездной среды , которые содержат преимущественно ионизированный газ .
Молекулярный водород трудно обнаружить методами инфракрасных и радионаблюдений, поэтому для определения присутствия H 2 чаще всего используют молекулу оксида углерода (CO). Соотношение между светимостью CO и массой H 2 считается постоянным, хотя есть основания усомниться в этом предположении при наблюдениях некоторых других галактик . [1]
Внутри молекулярных облаков есть области с более высокой плотностью, где находится много пыли и газовых ядер, называемые сгустками. Эти сгустки являются началом звездообразования, если гравитационные силы достаточны, чтобы вызвать коллапс пыли и газа. [2]
История открытия молекулярных облаков тесно связана с развитием радиоастрономии и астрохимии . Во время Второй мировой войны на небольшом собрании учёных Хенк ван де Хюлст впервые сообщил, что рассчитал, что нейтральный атом водорода должен передавать обнаруживаемый радиосигнал . [3] Это открытие стало важным шагом на пути к исследованиям, которые в конечном итоге привели к обнаружению молекулярных облаков.
После окончания войны, зная о новаторских радиоастрономических наблюдениях, проведенных Янским и Ревером в США, голландские астрономы перепрофилировали антенны в форме тарелки, проложенные вдоль голландского побережья, которые когда-то использовались немцами в качестве радиолокационной системы предупреждения, и модифицировали в радиотелескопы , начав поиск водородной сигнатуры в глубинах космоса. [3] [4]
Нейтральный атом водорода состоит из протона , на орбите которого находится электрон . И протон, и электрон обладают свойством спина. Когда состояние спина переходит из параллельного состояния в антипараллельное, которое содержит меньше энергии, атом избавляется от избыточной энергии, излучая спектральную линию на частоте 1420,405 МГц . [3]
Эта частота обычно известна как линия 21 см , что означает ее длину волны в радиодиапазоне . Линия длиной 21 см является признаком HI и позволяет астрономам обнаружить этот газ на Земле. Открытие линии длиной 21 см стало первым шагом на пути к технологии, которая позволит астрономам обнаруживать соединения и молекулы в межзвездном пространстве. [3]
В 1951 году две исследовательские группы почти одновременно обнаружили радиоизлучение межзвездного нейтрального водорода. Юэн и Перселл сообщили об обнаружении линии длиной 21 см в марте 1951 года. С помощью радиотелескопа обсерватории Кутвейк Мюллер и Оорт сообщили об обнаружении эмиссионной линии водорода в мае того же года. [4]
Как только была обнаружена эмиссионная линия длиной 21 см, радиоастрономы начали картировать распределение нейтрального водорода в Галактике Млечный Путь . Ван де Хюлст, Мюллер и Оорт при поддержке группы астрономов из Австралии опубликовали в 1958 году в «Ежемесячных уведомлениях Королевского астрономического общества» Лейденско-Сиднейскую карту нейтрального водорода в галактическом диске . Это была первая карта галактического диска с нейтральным водородом , а также первая карта, показывающая структуру спиральных рукавов внутри него. [4]
После работ ван де Хюльста, Оорта и других по обнаружению атомарного водорода астрономы стали регулярно использовать радиотелескопы, на этот раз в поисках межзвездных молекул . В 1963 году Алан Барретт и Сандер Вайнред из Массачусетского технологического института обнаружили эмиссионную линию OH в остатке сверхновой Кассиопеи А. Это было первое радиообнаружение межзвездной молекулы на радиоволнах. [1] Вскоре последовали новые межзвездные обнаружения OH, и в 1965 году Гарольд Уивер и его команда радиоастрономов в Беркли определили линии излучения OH, исходящие со стороны туманности Ориона и в созвездии Кассиопеи . [4]
В 1968 году Ченг, Ранк, Таунс, Торнтон и Уэлч обнаружили излучение инверсионной линии NH₃ в межзвездном пространстве. Год спустя Льюис Снайдер и его коллеги обнаружили межзвездный формальдегид . Также в том же году Джорджу Каррутерсу удалось идентифицировать молекулярный водород . Многочисленные открытия молекул в межзвездном пространстве помогли проложить путь к открытию молекулярных облаков в 1970 году. [4]
Водород — наиболее распространенный вид атомов в молекулярных облаках, и при правильных условиях он образует молекулу H 2 . Несмотря на его обилие, обнаружение H 2 оказалось затруднительным. Благодаря своей симметричной молекуле молекулы H 2 обладают слабыми вращательными и колебательными модами, что делает их практически невидимыми для прямого наблюдения.
Решение этой проблемы пришло, когда Арно Пензиас , Кейт Джеффертс и Роберт Уилсон обнаружили CO в области звездообразования в туманности Омега . Оксид углерода гораздо легче обнаружить, чем H2, из -за его энергии вращения и асимметричной структуры. Вскоре CO стал основным индикатором облаков, в которых происходит звездообразование. [4]
В 1970 году Пензиас и его команда быстро обнаружили CO в других местах, близких к галактическому центру , включая гигантское молекулярное облако, идентифицированное как Стрелец B2 , в 390 световых годах от галактического центра, что сделало это первым обнаружением молекулярного облака в истории. [4] Эта команда позже получила Нобелевскую премию по физике за открытие микроволнового излучения в результате Большого взрыва .
Из-за их ключевой роли исследования этих структур со временем только увеличились. В статье, опубликованной в 2022 году, сообщается о более чем 10 000 молекулярных облаков, обнаруженных с момента открытия Стрельца B2. [5]
В пределах Млечного Пути облака молекулярного газа составляют менее одного процента объема межзвездной среды (МЗС), но при этом являются самой плотной ее частью. Основная часть молекулярного газа содержится в кольце на расстоянии от 3,5 до 7,5 килопарсеков (от 11 000 до 24 000 световых лет ) от центра Млечного Пути (Солнце находится на расстоянии около 8,5 килопарсеков от центра). [6] Крупномасштабные карты CO галактики показывают, что положение этого газа коррелирует со спиральными рукавами галактики. [7] Тот факт, что молекулярный газ встречается преимущественно в спиральных рукавах, позволяет предположить, что молекулярные облака должны образовываться и диссоциировать за период менее 10 миллионов лет — время, необходимое материалу для прохождения через область рукавов. [8]
Перпендикулярно плоскости галактики молекулярный газ населяет узкую срединную плоскость галактического диска с характерной масштабной высотой Z примерно от 50 до 75 парсеков, что намного тоньше теплого атомного газа ( Z от 130 до 400 парсеков) и теплого газа. ионизированные ( Z около 1000 парсек) газообразные компоненты МЗС . [10] Исключением из распределения ионизированного газа являются области H II , которые представляют собой пузыри горячего ионизированного газа, созданные в молекулярных облаках интенсивным излучением, испускаемым молодыми массивными звездами ; и поэтому они имеют примерно такое же вертикальное распределение, как и молекулярный газ.
Такое распределение молекулярного газа усредняется на больших расстояниях; однако мелкомасштабное распределение газа крайне неравномерно: большая его часть сосредоточена в отдельных облаках и облачных комплексах. [6]
Молекулярные облака обычно имеют плотность межзвездной среды от 10 до 30 см -3 и составляют примерно 50% общего межзвездного газа в галактике . [11] Большая часть газа находится в молекулярном состоянии . Визуальные границы молекулярного облака — это не то место, где облако фактически заканчивается, а место, где молекулярный газ быстро превращается в атомарный газ, образуя «оболочки» массы, создавая впечатление края структуры облака. Сама структура обычно неправильная и нитевидная. [12]
Космическая пыль и ультрафиолетовое излучение, испускаемое звездами, являются ключевыми факторами, определяющими не только плотность газа и столба, но и молекулярный состав облака. Пыль обеспечивает защиту молекулярного газа внутри, предотвращая диссоциацию под действием ультрафиолетового излучения. Диссоциация, вызванная УФ-фотонами, является основным механизмом преобразования молекулярного материала обратно в атомное состояние внутри облака. [13] Молекулярный состав в области молекулярного облака может быстро меняться из-за изменений в поле излучения, движения и возмущений пыли. [14]
Большая часть газа, составляющего молекулярное облако, представляет собой молекулярный водород , причем окись углерода является вторым наиболее распространенным соединением. [11] Молекулярные облака также обычно содержат другие элементы и соединения. Астрономы наблюдали присутствие соединений с длинной цепью, таких как метаноловые , этанольные и бензольные кольца , а также их нескольких гидридов . Также были обнаружены большие молекулы, известные как полициклические ароматические углеводороды . [13]
Плотность молекулярного облака фрагментирована, и его области обычно можно разделить на сгустки и ядра. Сгустки образуют более крупную подструктуру облака, средний размер которых составляет 1 шт . Сгустки являются предшественниками звездных скоплений , хотя не каждое сгусток в конечном итоге образует звезды. Ядра намного меньше (в 10 раз) и имеют более высокую плотность. Ядра гравитационно связаны и претерпевают коллапс во время формирования звезд . [11]
С астрономической точки зрения молекулярные облака — это недолговечные структуры, которые либо разрушаются, либо претерпевают серьезные структурные и химические изменения примерно через 10 миллионов лет своего существования. Об их короткой продолжительности жизни можно судить по диапазону возраста связанных с ними молодых звезд (от 10 до 20 миллионов лет), что соответствует внутренним временным масштабам молекулярных облаков. [14]
Прямые наблюдения звезд T Тельца внутри темных облаков и звезд OB в областях звездообразования соответствуют этому предсказанному возрастному диапазону. Тот факт, что OB-звезды возрастом более 10 миллионов лет не имеют вокруг себя значительного количества облачного материала, по-видимому, позволяет предположить, что большая часть облаков после этого времени рассеялась. Отсутствие большого количества замороженных молекул внутри облаков также предполагает недолговечность структуры. Некоторые астрономы предполагают, что молекулы никогда не замерзали в очень больших количествах из-за турбулентности и быстрого перехода между атомным и молекулярным газом. [14]
Из-за их короткого срока жизни следует, что молекулярные облака постоянно собираются и разрушаются. Рассчитывая скорость формирования звезд в нашей галактике, астрономы могут предположить, какое количество межзвездного газа собирается в звездообразующие молекулярные облака в нашей галактике. Скорость объединения массы в звезды составляет примерно 3 M ☉ в год. Только 2% массы молекулярного облака собирается в звезды, что дает количество 150 M ☉ газа, собирающегося в молекулярных облаках Млечного Пути в год. [14] [15]
Астрономы предложили два возможных механизма формирования молекулярных облаков. Рост облаков за счет столкновений и гравитационной нестабильности в слое газа распространился по всей галактике. Модели теории столкновений показали, что она не может быть основным механизмом формирования облаков из-за очень длительного периода времени, необходимого для формирования молекулярного облака, превышающего среднюю продолжительность жизни таких структур. [15] [14]
Главным механизмом, вероятно, будет гравитационная неустойчивость. Те регионы, где больше газа, будут оказывать большую гравитационную силу на соседние регионы и притягивать окружающий материал. Этот дополнительный материал увеличивает плотность, увеличивая их гравитационное притяжение. Математические модели гравитационной неустойчивости в газовом слое предсказывают время формирования в пределах расчетного времени образования облака. [15] [14]
Как только молекулярное облако наберет достаточную массу, самые плотные области структуры начнут разрушаться под действием силы тяжести, создавая звездообразующие скопления. Этот процесс очень разрушительен для самого облака. Как только звезды образуются, они начинают ионизировать части облака вокруг себя за счет своего тепла. Затем ионизированный газ испаряется и рассеивается в образованиях, называемых « потоками шампанского ». [16] Этот процесс начинается, когда примерно 2% массы облака превращается в звезды. Известно также, что звездные ветры способствуют рассеиванию облаков. Цикл образования и разрушения облаков замыкается, когда рассеянный звездами газ снова охлаждается и гравитационной неустойчивостью втягивается в новые облака. [14]
Звездообразование включает коллапс самой плотной части молекулярного облака, фрагментируя коллапсирующую область на более мелкие сгустки. Эти сгустки объединяют больше межзвездного материала, плотность которого увеличивается за счет гравитационного сжатия. Этот процесс продолжается до тех пор, пока температура не достигнет точки, при которой может произойти синтез водорода. [17] При горении водорода выделяется достаточно тепла, чтобы противостоять гравитации, создавая гидростатическое равновесие . На этом этапе формируется протозвезда , которая продолжит агрегировать газ и пыль из облака вокруг себя.
Одной из наиболее изученных областей звездообразования является молекулярное облако Тельца из-за его непосредственной близости к Земле (140 пк или 430 св. лет), что делает его отличным объектом для сбора данных о взаимосвязи между молекулярными облаками и звездообразованием. В молекулярном облаке Тельца находятся звезды Т Тельца . Это класс переменных звезд , находящихся на ранней стадии звездного развития и все еще собирающих газ и пыль из облаков вокруг себя. Наблюдения за областями звездообразования помогли астрономам разработать теории звездной эволюции . Многие звезды типов O и B наблюдались в молекулярных облаках или очень близко к ним. Поскольку эти типы звезд принадлежат к популяции I (возраст некоторых менее 1 миллиона лет), они не могли уйти далеко от места своего рождения. Многие из этих молодых звезд находятся внутри облачных скоплений, что позволяет предположить, что звезды формируются внутри них. [17]
Огромное скопление молекулярного газа, масса которого более чем в 10 тысяч раз превышает массу Солнца [19], называется гигантским молекулярным облаком ( ГМО ). GMC имеют диаметр от 15 до 600 световых лет (от 5 до 200 парсеков) и типичную массу от 10 тысяч до 10 миллионов солнечных масс. [20] В то время как средняя плотность в окрестностях Солнца составляет одну частицу на кубический сантиметр, средняя плотность ГМС в сто-тысячу раз ниже. Хотя Солнце намного плотнее, чем ГМО, объем ГМО настолько велик, что оно содержит гораздо большую массу, чем Солнце. Подструктура GMC представляет собой сложную структуру из нитей, листов, пузырьков и комков неправильной формы. [8]
Нити действительно повсеместно распространены в молекулярном облаке. Плотные молекулярные нити распадутся на гравитационно связанные ядра, большая часть которых превратится в звезды. Непрерывная аккреция газа, геометрическое искривление и магнитные поля могут контролировать детальный характер фрагментации нитей. В сверхкритических нитях наблюдения выявили квазипериодические цепочки плотных сердцевин с расстоянием между ними 0,15 парсека, сравнимым с внутренней шириной нити. [21] Значительная часть нитей содержала предзвездные и протозвездные ядра, что подтверждает важную роль нитей в формировании гравитационно-связанного ядра. [22]
Самые плотные части нитей и сгустков называются молекулярными ядрами, а самые плотные молекулярные ядра называются плотными молекулярными ядрами и имеют плотность от 10 4 до 10 6 частиц на кубический сантиметр. Типичные молекулярные ядра прослеживаются с помощью CO, а плотные молекулярные ядра — с помощью аммиака . Концентрация пыли внутри молекулярных ядер обычно достаточна, чтобы блокировать свет фоновых звезд, так что их силуэты выглядят как темные туманности . [23]
ГМО настолько велики, что локальные могут охватывать значительную часть созвездия; поэтому их часто называют по имени этого созвездия, например, молекулярное облако Ориона (OMC) или молекулярное облако Тельца (TMC). Эти локальные ГМО выстроены в кольцо в окрестностях Солнца, совпадающее с поясом Гулда . [24] Самое массивное скопление молекулярных облаков в галактике образует асимметричное кольцо вокруг центра галактики радиусом 120 парсеков; Самый крупный компонент этого кольца — комплекс Стрельца B2 . Регион Стрельца богат химически и часто используется в качестве образца астрономами, ищущими новые молекулы в межзвездном пространстве. [25]
Изолированные гравитационно-связанные небольшие молекулярные облака с массой менее нескольких сотен масс Солнца называются глобулами Бока . Самые плотные части небольших молекулярных облаков эквивалентны молекулярным ядрам, обнаруженным в ГМК, и часто включаются в те же исследования.
В 1984 году IRAS [ требуется разъяснение ] идентифицировал новый тип диффузного молекулярного облака. [27] Это были диффузные нитевидные облака, которые видны в высоких галактических широтах . Эти облака имеют типичную плотность 30 частиц на кубический сантиметр. [28]
