때론 별들의 양성소(별의 형태가 이안에서 발생할때)로 불리는 분자운(分子雲, molecular cloud)은 성간 구름의 한 형태로 그 밀도와 크기가 분자의 형태로 구성되어있는데 그중 대부분이 수소분자이다. 이 점이 대부분이 이온화된 가스로 구성된 성간 중심의 다른 부분과 차이점이다.
| 항성 형성 |
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| 천체 부류 |
| 이론적 개념 |
수소 분자는 적외선과 전파관측으로 발견하기 어려운데, 그래서 이 분자들을 발견하기 위해서 자주 사용되는 것이 일산화탄소이다. 탄소광도와 H2질량사이에 비율이 일정한 것으로 보이는데,비록 이 말들이 다른 은하의 관측자료로 사실이라고 가정한 것으로 의혹이 있다.
<발생> 은하 안에 분자운이 성간물질중 1퍼센트 정도를 차지하는 것으로 추정된다. 그러나 그것은 또한 태양계의 궤도에 가스 질량 내부에 성간물질의 조밀한 부분에 대략 반정도 구성하고 있다. 분자운의 대량 고리(태양은 중심으로부터 약 8.5킬로파섹)는 은하의 중심에서 2.5~705킬로파섹(11000~24000광년) 사이에 포함된다. 은하의 대량의 일산화탄소 지도는 이 분자들이 은하의 나선팔을 구성하는데 연관성이 있는 것을 보여준다. 이 분자 가스가 주로 나선 팔의 분자운에서 발생하고 10만년보다 짧은 시간 간격을 분리된다(나선팔 부분을 통과하는데 걸리는시간)는 것을 암시한다. 은하의 행성의 수직으로 분자가스는 독특한 스케일 높이Z에 따듯한 분자(Z에서 130~400파섹)보다 더 얇은 대략 50~75파섹의 은하디스크의 좁은 중간면에 분포하고 이온화된 ISM의 이온화된 가스성분을 데운다. 이온화 가스에 대한 한 예외는 H II영역인데, 이 부분은 어린 큰 별이 낸 분자운안에 생성된 격렬한 전파로 인해 생긴 분자운에 생성된 뜨거운 이온화된 가스의 거품이고 보통 그것들은 대략적으로 분자운같이 수직적인 분포를 가진다.이 분자운의 분포는 결국 더 큰 거리의 평균이 되었다. 하지만 작은 규모의 가스 분포는 구름의 복잡성과 별개의 구름에서 크게 불규칙적이다.
분자운의 종류
거대 분자운
거대 분자운은 태양 질량에 대략 103~107배에 달하는 질량을 가진 방대한 분자가스 집합체이다.(GMC) 거대분자운들은 직경이 15~600광년에 달한다(5~200파섹). 태양 근처에서의 조밀도는 입방센치미터당 한개의 분자 정도이지만 GMC의 평균 조밀도는 수백에서 수천배 더 크다. 비록 태양이 GMC보다 조밀도가 더 클지라도 GMC의 부피는 너무 방대해 태양에 비해 더 많은 질량을 가지고 있다. GMC의 기본 구조는 필라멘트,시트,거품, 불규칙한 덩쿨모양의 복합체 구조로 되어있다.필라맨트와 덩쿨형태의 분자운의 밀집 부분은 분자 코어이라고 하는데, 가운데 가장 밀집된 분자코어는 조밀 분자 코어라고 칭하고 입방 센치미터당 10000~1000000개의 분자를 초과하는 조밀도를 가진다. 관측에 의하면 전형적인 분자 코어들은 CO(일산화탄소)를 데리고 다니며 흔적을 남기고 조밀 분자 코어들은 암모니아를 데리고 다니며 흔적을 남긴다. 분자코어내의 먼지의 응집은 보통 배경별에서 오는 빛을 차단하기에 충분해서 어두운 성운으로 보이는 실루엣이 나타난다. GMC들은 대단히 커서 한 지역의 GMC는 별자리의 중요한 부분을 가릴수 있는데, 그래서 일반인들은 종종 그 별자리의 이름이나 e.g,오리온 분자운이나 황소자리 분자운을 물어본다. 이러한 고정된 GMC들은 굴드 벨트와 동시에 태양의 주위에 고리처럼 존재한다.은하에 존재하는 분자운들의 가장 큰 컬렉션은 반경이 120파섹정도의 은하 중심에 존재하는 비대칭 고리로 이 분자운 고리의 가장 큰 구성 요소는 궁수자리 B2 복합체이다. 궁수자리 지역은 호학적으로 풍부하고 천문학자가 성간 공간에서 새로운 분자를 찾기 위한 포본으로 종종 사용된다.
작은 분자운
태양의 질량보다 수백배 적은 물질들로 이루어진 중력으로 묶인 고립된 작은 분자운들은 Bok globules라 불린다. 작은 분자운들의 조밀한 부분은 GMC안에 발견된 분자코어들과 대응하고 종종 같은 연구에 포함된다.
높은 위도에 확산된 분자운
1984년 IRAS에서 새로운 종류의 분산된 분자운을 발견했다. 이것들은 분산된 필라멘트의 구름으로 은하위도의 높은 곳에서 발견된다. 이 구름들은 보통 입방센치미터당 30개 정도의 밀도를 가진다.
과정
별의 형성
별의 형성은 오로지 분자운 안에서 일어난다. 높은 밀도와 낮은 온도를 가진 분자운에서 일어나는 당연한 현상이다. 하지만 중력이 분자운내에 과도하게 작용하면 내부의 압력이 밖으로 작용하는 힘을 방해하여 분자운이 붕괴될 수도 있다. 이 현상은 관측된 흔적이며 큰 별이 생성되는 구름은 그것들 안의 중력(별이나 행성이나 은하들)만큼의 크기로 생성되도록 한정한다. 이 흔적들은 궤도 속도와 같은 방식의 CO석폭의 크기가 휘몰아치는 속도에서 발생된 사건에서 온 것이다.
물리적 이해
분자운의 물리적 특징은 불완전하게 이해되고 많은 논쟁이 있다. 분자운 내부의 운동들은 추위와 자기를 가진 가스들의 힘에 의해 결정되고 이 거센 운동들은 높은 초음속이지만 자기 폭풍의 속도와 비교된다. 이 상태는 빠른 에너지의 상실이나 에너지의 꾸준한 재주입, 전반적인 붕괴의 하나를 조건으로 한다고 유추된다. 같은 시간에 분자운들은 몇가지 과정(대부분 중성자별의 영향-그들의 구성물질중 중요한 부분에서 탄생되 별들)으로 인해 붕괴된다고 알려졌다. 분자운 특히 거대 분자운들은 보통 천문학이 해결해야할 과제의 중심이다.
같이 보기
- 학문
- 우주진
- 증발하는 기체 구상체 (Evaporating gaseous globule)
- 성간 얼음 (Interstellar ice)
- 성간매질과 별주위외피층의 목록 (List of interstellar and circumstellar molecules)
- 성운
- 오리온자리 분자운 복합체 (Orion Molecular Cloud Complex)
- 태양계의 형성과 진화
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