[轉貼] 分子雲

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分子雲是星際雲的一種，它的密度和大小允許分子──最常見的是氫分子(H2)──的形成。

氫分子很難被直接偵測到。通常是利用一氧化碳(CO)偵測氫分子。一氧化碳輻射的光度與分子氫質量的比例幾乎是常數。不過在對其牠星系的觀測中有理由懷疑這樣的假設。


出現場所

在我們自己的銀河系中，分子氣體在星際物質中佔不到百分之一的體積，但牠依然是在太陽環繞銀河中心公轉軌道以內最密集，並且佔有大約一半質量的氣體。這些分子氣體大多在距離銀河中心3.5至7.5千秒差距的環形區域中(太陽距離中心大約是8.5千秒差距)。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。 這些分子氣體主要出現在旋臂上，表明分子雲形成和消散的時間應該少於一千萬年，因為這是物質穿越旋臂所要花費的時間。

在垂直方向上，分子氣體位於厚度大約在50–75 秒差距的狹窄的銀河盤面中層，比同屬於ISM的溫暖的原子雲(Z=130-400pc)和熱的游離氣體(Z=1000pc)薄許多。在游離氣體的空間分佈中，氫游離區的分佈是一個例外。氫游離區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，在垂直方向上分佈的厚度與分子氣體相近。

分子氣體的在大尺度上的分佈是平滑的，但小尺度上的分佈極不規則，大多集中於孤立的分子雲和分子雲復合體之中。


分子雲的類型

巨分子雲(GMCs)

巨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。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個粒子(在太陽附近是平均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。

密度最高的絲狀體和團塊部分稱為「分子雲核」，而密度最高的分子雲核，就稱為「稠密分子雲核」，密度可以高達每立方公分104–106個粒子。在觀測上，可以用一氧化碳搜尋分子雲核，用氨搜尋稠密分子雲核。集中在分子雲核的塵埃會阻擋背景的星光，造成星際消光的效果形成暗星雲。

我們「本地」的巨分子雲通常在其所在天區的星座範圍內佔有明顯的位置，因此經常會用星座命名，例如獵戶座分子雲(OMC)或是金牛座分子雲(TMC)。這些分子雲圍繞著太陽成為一個環形的陣列，稱為古爾德帶。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，是天文學家在星際空間中尋找新分子的良好標本。


小分子雲

孤立的、引力束縛的，質量在數百個太陽質量以下的小分子雲稱為包克球。在這種小分子雲中密度最高的區域與在巨分子雲的分子雲核等價，因此常出現在同樣研究之中。


高銀緯彌散分子雲

在1984年，紅外線天文衛星（IRAS）証認了一種新型的彌散分子雲。 這些彌散成絲狀的雲在高銀緯的地區(離開銀河盤面的空間)可觀測到，雲氣中每立方公分大約有30顆粒子。


程序

恆星形成

據我們所知，在目前的宇宙中，新誕生的恆星完全都是在分子雲中被製造出來的， 這是牠們在適當的低溫和高壓下的自然結果，因為導致塌縮的引力可以超出抗拒塌縮的內部壓強。觀測證據也表明，巨大的、正在形成恆星的雲在很大程度上是被牠們自身的引力束縛的(如同恆星、行星和星系)，而不是由外部壓力束縛(像地球大氣層中的雲彩那樣)。這證據源於從一氧化碳(CO)譜線寬度推測出的湍流速度與軌道速率成比例（均功關係）。


物理性質

分子雲的物理性質很難理解並且仍有爭議，牠們的內部運動由寒冷和磁化氣體的湍流所控制。大質量分子雲湍流的運動遠超過音速，但是可與磁場擾動的速度相比。這種狀態被認為會迅速失去能量，不是會整體塌縮就是具有穩定的能量回注。同時，在分子雲大部分的質量形成恆星之前，牠們也會被一些過程瓦解──最可能是大質量恆星的作用。

分子雲，特別是巨分子雲通常也是天文邁射(astronomical masers)的來源。