檢視分子雲的原始碼

[[File:分子雲.jpg|230px|thumb|有框|右|分子雲。[https://darkmatterdarkenergy.com/tag/molecular-clouds/ 原圖鏈接]]]
'''分子雲'''（[[英語]]：'''Molecular cloud''' 或 '''Stellar nursery'''），是[[星際雲]]的一種，主要是由[[氣體]]和固態[[微塵]]所組成。分子雲中存在大量[[塵埃]]和許多氣體核，稱為團塊。如果重力足以引起塵埃和氣體坍塌，則這些團塊是[[恆星]]形成的開始。其規模沒有一定的範圍，直徑最大可超過100[[光年]]，總質量可達[[太陽]]的 106 倍。
==概述==
===星際介質中最寒冷密集的分子===
分子雲主要以氫分子形式存在的粉塵和氣體，是星際介質中最冷與最密集的雲。分子雲（最大的分子雲被稱為巨分子雲）的典型溫度約為10開爾文，密度高達10平方個粒子/立方公分，質量範圍從幾到超過一百萬個太陽質量，直徑從20到200帕秒。恆星的形成僅發生在分子雲內，觀測表明它們主要位於螺旋星系盤和不規則星系的活動區域內。
===發出更長的毫米波輻射===
由於分子雲既冷又暗，因此我們無法在可見光下直接觀察它們。較靠近的背景可能會映襯著明亮的[[星雲]]或背景恆星，但大多數物體將是無法檢測到的，因為通過星際消光，可以看到它們的遠處明亮背景物體會變暗。但是，分子雲確實會發出更長的毫米波輻射，這些輻射可以穿過星際介質而不會受到影響。就像[[原子]]中的[[電子]]只能以特定的能級存在並且在它們從一種能級轉換到另一種能級時需要吸收或釋放能量一樣，分子只能以一定的速率旋轉和振動。具體而言，當分子改變其旋轉狀態時，必須吸收或發射能量，且能量差較小，對應於毫米波長。<ref>[https://astronomy.swin.edu.au/cosmos/m/Molecular+Cloud 分子雲 Molecular Cloud]COSMOS-SAO天文學百科全書</ref>
===星際雲===
分子雲是一種類型的[[星雲]]，[[密度]]和大小，其中允許分子的形成，最常見的分子氫（H<small><small>2</small></small>）。這與星際介質的其他主要包含電離氣體的區域相反。分子雲主要的組成的氫分子溫度大致上在10~20 K之間，平均密度約在100 個分子∕立方公分左右。分子雲內部的緻密核（dense cores），密度更可達到10的6次方個分子/立方公分。因為分子雲的密度非常高，重力的作用較為明顯，尤其緻密核更是恆星星團的誕生地。分子雲的規模有大有小，最大的巨分子雲（giant molecular clouds, GMCs）總質量可上達10的七次方太陽質量，也就是10的34次方公噸。分子雲是宇宙物質分布中一個很特殊的態，佔了整體空間中不到1%，卻是許多物理現象交互作用的所在。<ref>[http://scimonth.blogspot.com/2018/05/blog-post_49.html 星星的搖籃-分子雲]科學月刊</ref>

==組成物質==
===氫分子===
氫分子很難通過[[紅外線]]和無線電觀測來檢測，因此最常用於確定H<small><small>2</small></small>存在的[[分子]]是[[一氧化碳]]（CO）。在銀河系中，氫分子氣體在星際物質中佔不到百分之一的體積，但它依然是在[[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。

氫分子（H<small><small>2</small></small>）是分子雲中最普遍的組成物質之一。根據估計，每1立方公分的分子雲內大約有104個氫分子；而在物質較密集的區域（如分子雲的核心），1cm3 內的氫分子則約有105個。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。

===核融合合成元素===
除了氫以外，分子雲內亦有不少經由核融合合成出的元素。這些元素是多數恆星的主要組成物質，因此分子雲同時也是恆星——甚至是行星系的誕生場所，如太陽系就是其一。

==出現場所==
在銀河系中，分子氣體在星際物質中佔不到百分之一的體積，但它依然是在太陽環繞[[銀河系]]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。

===氫游離區===
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布中，氫游離區的分布是一個例外。氫游離區是在分子雲中被新生成的大質量恆星強烈輻射激發所形成的熱離子氣泡，在垂直方向上分布的厚度與分子氣體相近。分子氣體的在大尺度上的分布是平滑的，但小尺度上的分布極不規則，大多集中於孤立的分子雲和分子雲複合體之中。分子氣體的在大尺度上的分布是平滑的，但小尺度上的分布極不規則，大多集中於孤立的分子雲和分子雲複合體之中。

==類型==
===巨分子雲===
分子雲，特別是巨分子雲，通常也是天文物理邁射（astronomical masers）的來源。巨分子雲（GMCs）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。
===分子雲核===
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]]。

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）認證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。

==過程==
===分子雲創造恆星===
目前[[宇宙]]新誕生的恆星完全都是在分子雲中被製造出來的，這是它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]]在很大程度上是被它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，它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，它們也會被一些過程瓦解──最可能是大質量恆星的作用。

==參考資料==
{{reflist}}

[[Category:300 科學總論]]
[[Category:320 天文學總論]]
[[Category:323 天體；天象]]