ぶんし‐うん【分子雲】
分子雲
出典: フリー百科事典『ウィキペディア(Wikipedia)』 (2023/07/03 08:19 UTC 版)
分子雲[1] (molecular cloud[1]) または星間分子雲[2] (interstellar molecular cloud[1]) は、主に水素分子 (H2) からなる星間ガス雲のこと。分子雲の中でも特に密度の濃い分子雲コアは星が誕生する母体となる[3]。
注釈
出典
- ^ a b c “分子雲”. 天文学辞典. 日本天文学会 (2018年3月9日). 2019年4月9日閲覧。
- ^ “星間分子雲”. 天文学辞典. 日本天文学会 (2018年3月12日). 2019年4月9日閲覧。
- ^ 土橋一仁 2008, p. 41.
- ^ 土橋一仁 2008, p. 39.
- ^ Craig Kulesa. “Overview: Molecular Astrophysics and Star Formation”. Research Projects. 2019年4月9日閲覧。
- ^ a b Ferrière, Katia M. (2001). “The interstellar environment of our galaxy”. Reviews of Modern Physics 73 (4): 1031-1066. arXiv:astro-ph/0106359. Bibcode: 2001RvMP...73.1031F. doi:10.1103/RevModPhys.73.1031. ISSN 0034-6861.
- ^ Dame, T. M.; Ungerechts, H.; Cohen, R. S.; de Geus, E. J.; Grenier, I. A.; May, J.; Murphy, D. C.; Nyman, L.-A. et al. (1987). “A composite CO survey of the entire Milky Way”. The Astrophysical Journal 322: 706. doi:10.1086/165766. ISSN 0004-637X.
- ^ a b Williams, J. P.; Blitz, L.; McKee, C. F. (2000). "The Structure and Evolution of Molecular Clouds: from Clumps to Cores to the IMF". Protostars and Planets IV. Tucson: University of Arizona Press. p. 97. arXiv:astro-ph/9902246. Bibcode:2000prpl.conf...97W。
- ^ Cox, Donald P. (2005). “The Three-Phase Interstellar Medium Revisited”. Annual Review of Astronomy and Astrophysics 43 (1): 337-385. doi:10.1146/annurev.astro.43.072103.150615. ISSN 0066-4146.
- ^ Grenier, Isabelle A. (2004). "The Gould Belt, star formation, and the local interstellar medium". The Young Local Universe. arXiv:astro-ph/0409096. Bibcode:2004astro.ph..9096G。
- ^ Sagittarius B2 and its Line of Sight Archived 2007年3月12日, at the Wayback Machine.
- ^ a b c d e 土橋一仁 2008, p. 42.
- ^ 土橋一仁 2009, p. 42.
- ^ 土橋一仁 2008, pp. 41–42.
- ^ Di Francesco, J.,; et al. (2006). "An Observational Perspective of Low-Mass Dense Cores I: Internal Physical and Chemical Properties". Protostars and Planets V.
- ^ Low, F. J. et al. (1984). “Infrared cirrus - New components of the extended infrared emission”. The Astrophysical Journal 278: L19. Bibcode: 1984ApJ...278L..19L. doi:10.1086/184213. ISSN 0004-637X.
- ^ Gillmon, Kristen et al. (2006). “Molecular Hydrogen in Infrared Cirrus”. The Astrophysical Journal 636 (2): 908-915. arXiv:astro-ph/0507587. Bibcode: 2006ApJ...636..908G. doi:10.1086/498055. ISSN 0004-637X.
- ^ 「徹底図解 宇宙のしくみ」、新星出版社、2006年、p107
分子雲
出典: フリー百科事典『ウィキペディア(Wikipedia)』 (2020/06/20 04:59 UTC 版)
へびつかい座ρ星の周りには、大きな分子雲が広がっている。この分子雲は、へびつかい座ρ分子雲と呼ばれており、この分子雲の詳しい科学観測が始まった時、観測の基準としてへびつかい座ρ星が参照されたことによる。へびつかい座ρ分子雲は、ガスと塵でからできている星雲で、へびつかい座ρ星もまた、その分子雲の中に埋もれている。太陽系から特に近い星形成領域の一つであり、赤緯からして南北どちらの半球からでも観測できるので、全天でも特に観測が容易な星形成領域となっている。 へびつかい座ρ星は、その周囲にガスや塵が豊富にあるため、それによって恒星からの光が吸収・散乱され、恒星本来の明るさよりも暗くなってみえる。どの程度暗くなるかを表す指標となる星間減光(AV)は、へびつかい座ρ星系においては1.40等級から1.50等級と測定されている。また、ガスや塵は、波長の短い光をより散乱しやすいので、大量のガスや塵の中を透過してきた光は、実際よりも赤く見える。この星間赤化の指標となる色指数(EB-V)は、へびつかい座ρ星系では概ね0.44から0.47である。
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分子雲
出典: フリー百科事典『ウィキペディア(Wikipedia)』 (2021/04/12 16:48 UTC 版)
天体物理学における光蒸発の最も明白な兆候の一つは、明るい恒星がその内部で生まれる際の分子雲の侵食構造に見られる。ハッブル宇宙望遠鏡を用いたわし星雲のHII領域の観測では、高密度な分子雲とHII領域の境界における形態や成層した電離構造は、光蒸発によって駆動される流れの光電離の観点からよく説明されることが分かっている。
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