Межзвездные облака молекулярного водорода

Классификация и физические характеристики молекулярных облаков

Молекулярные облака представляют собой наиболее плотные и холодные фазы межзвёздной среды, где водород находится преимущественно в молекулярной форме (H₂). Эти облака являются ключевыми регионами звездообразования. Их температура обычно составляет 10–30 К, а плотности варьируются от 10² до 10⁶ частиц на см³. Типичные размеры молекулярных облаков достигают десятков парсеков, а массы могут превышать 10⁶ масс Солнца.

Выделяют два основных типа молекулярных облаков:

  • Гигантские молекулярные облака (ГМО) — массивные структуры, содержащие большую часть молекулярного водорода Галактики. Размеры ГМО составляют от 10 до 100 пк, массы — от 10⁴ до 10⁶ M☉. Они состоят из многочисленных плотных ядер, в которых рождаются звёзды.
  • Мелкие молекулярные облака — менее массивные и компактные, часто не проявляют активного звездообразования.

Химический состав и молекулярная эмиссия

Основной компонент — молекулярный водород (H₂), который не излучает в радиодиапазоне при низких температурах. Поэтому прямое обнаружение H₂ невозможно. Основным индикатором присутствия молекулярного газа служит излучение молекул CO (угарный газ), особенно линия J=1→0 на длине волны 2,6 мм. Концентрация CO примерно на 4–5 порядков ниже, чем H₂, но благодаря высокой эффективности излучения эта молекула широко используется для картирования молекулярных облаков.

Помимо CO, в молекулярных облаках обнаружены десятки других молекул — от простых (OH, CN, HCN, CS) до сложных органических соединений (формальдегид, метанол, этанол и др.). Их присутствие указывает на богатую химическую эволюцию в условиях низких температур и высокой плотности.

Структура и фрагментация

Молекулярные облака имеют сложную и иерархическую структуру: от глобального масштаба — вытянутых или филаментарных структур, — до мелких плотных ядер и конденсаций. Эта фрактальная организация отражает влияние турбулентности, гравитации и магнитных полей. Типичным элементом структуры являются:

  • Филаменты — вытянутые структуры протяжённостью в десятки парсеков и толщиной порядка 0,1 пк. Наблюдения спутника Herschel показали, что филаменты являются универсальной формой организации плотного газа и играют ключевую роль в процессе звездообразования.
  • Плотные ядра — области повышенной плотности (n > 10⁴ см⁻³), в которых может начаться гравитационное сжатие и формирование протозвёзд.

Роль гравитации, турбулентности и магнитных полей

Равновесие в молекулярных облаках определяется сложным взаимодействием нескольких физических процессов:

  • Гравитационное сжатие — в отсутствие противодействующих сил газ начинает коллапсировать, формируя звёзды. При превышении массы над критическим значением (масса Джинса), гравитационная нестабильность приводит к началу коллапса.
  • Турбулентность — облака характеризуются сверхзвуковыми скоростями турбулентных движений (порядка нескольких км/с), которые могут как подавлять, так и стимулировать локальное сжатие.
  • Магнитные поля — наблюдения поляризации показывают, что магнитные поля организованы вдоль филаментов и могут препятствовать быстрому гравитационному коллапсу, передавая угловой момент и регулируя темп звездообразования.

Массовая спектральная функция и законы масштабов

Наблюдения показывают, что распределение масс плотных ядер в молекулярных облаках подчиняется степенному закону, аналогичному начальному распределению масс звёзд (IMF). Это даёт основания предполагать, что формирование звёзд начинается с фрагментации облака, а не только в процессе аккреции.

Связь между размером и дисперсией скоростей (закон Ларсона) выражается как:

σv ∝ Rα,

где α ≈ 0, 5. Это указывает на наличие масштабной турбулентности, поддерживающей облака от немедленного гравитационного коллапса.

Пылевые компоненты и инфракрасное излучение

Пыль в молекулярных облаках играет важную роль в их термодинамике и химии:

  • экранирует молекулы от разрушения ультрафиолетовым излучением,
  • способствует образованию H₂ на поверхности пылевых зёрен,
  • переизлучает поглощённое излучение в ИК-диапазоне, что делает облака видимыми в тепловом ИК.

Инфракрасные наблюдения выявляют тёплую пыль в областях активного звездообразования, а также позволяют локализовать плотные ядра, невидимые в оптическом диапазоне.

Облака и звездообразование

Процессы звездообразования начинаются в самых плотных частях молекулярных облаков. Основные стадии включают:

  1. Гравитационное сжатие ядра,
  2. Образование протозвезды и аккреционного диска,
  3. Формирование звёздного ветра и струй (джетов),
  4. Дисперсия окрестного газа под действием излучения и ветров молодой звезды.

Крупные скопления звёзд, такие как рассеянные скопления (например, Pleiades), формируются в массивных облаках. Однако звёзды с высокой массой (O и B-спектральных классов) оказывают разрушительное воздействие на окружающий газ — фотоэвапорация, ударные волны от сверхновых, излучение — что ограничивает продолжительность звездообразования.

Наблюдательные методы исследования

Изучение молекулярных облаков осуществляется с использованием широкого набора инструментов:

  • Радиоастрономия — наблюдения линий CO, HCN, NH₃ и других молекул;
  • Инфракрасная астрономия — выявление пылевых структур и молодых звёзд;
  • Микроволновые линии — зондирование плотных и холодных регионов;
  • Поляриметрия — изучение направленности магнитных полей;
  • Рентген и ультрафиолет — анализ воздействия горячих звёзд на окружающий газ.

Наземные радиотелескопы (ALMA, IRAM) и космические обсерватории (Spitzer, Herschel) существенно продвинули наше понимание тонкой структуры облаков, химического состава и динамики.

Эволюция и разрушение молекулярных облаков

Срок жизни молекулярных облаков составляет порядка 10–30 млн лет. За это время в них могут происходить несколько эпизодов звездообразования, пока остаточное излучение и механическое воздействие новорождённых звёзд не разрушат облако. Прекращение звездообразования может быть вызвано:

  • фотодиссоциацией молекул под действием УФ-излучения,
  • механическим выдуванием газа звёздными ветрами и сверхновыми,
  • внутренней динамической нестабильностью и дисперсией.

Понимание этих процессов позволяет более точно описывать эволюцию галактик, так как звёздное население напрямую связано с молекулярной фазой межзвёздной среды.

Оглавление