Міжзоряна хмара — Вікіпедія

Ця стаття не містить посилань на джерела. Ви можете допомогти поліпшити цю статтю, додавши посилання на надійні (авторитетні) джерела. Матеріал без джерел може бути піддано сумніву та вилучено. (грудень 2016)

Міжзоряна хмара — область газу, плазми і пилу в нашій та інших галактиках. Іншими словами, міжзоряна хмара є більш щільною ділянкою, ніж в середньому область міжзоряного середовища. Залежно від густини, розміру і температури даної хмари, водень в ній може бути нейтральним (області Н I), іонізованим (H II) або молекулярним (молекулярні хмари). Нейтральні та іонізовані хмари іноді також називають дифузними хмарами, в той час як молекулярні хмари іноді також називають хмарами високої густини.

Аналіз складу міжзоряних хмар відбувається шляхом вивчення електромагнітного випромінювання, яке ми отримуємо від них. Великі радіотелескопи сканують небо у певних діапазонах частот електромагнітного випромінювання, які належать спектрам молекул. Деякі міжзоряні хмари холодні і, як правило, випромінюють на великих довжинах хвиль. У гарячих хмарах, часто виникають іони з безлічі елементів, спектри яких можна побачити у видимому і ультрафіолетовому світлі.

До недавнього часу вважалось, що темпи реакцій в міжзоряних хмарах відбуваються дуже повільно. Проте, у спектрах були виявлені органічні молекули (формальдегід, метанол, вініловий спирт), які ніяк не очікувалось знайти в цих умовах. Реакції, необхідні для створення таких речовин відомі тільки при набагато більш високих температурах і тиску. Той факт, що вони були знайдені вказує, що ці хімічні реакції в міжзоряних хмарах відбуваються швидше, ніж вважалось. Ці реакції вивчаються в експерименті CRESU.

Міжзоряні хмари також забезпечують середовище для вивчення присутності і пропорції металів в космосі. Наявність і співвідношення цих елементів може допомогти в розробці теорій про механізми їх створення, особливо коли їх пропорції не узгоджуються з тими, які очікуються отримати від зірок в результаті злиття, і, таким чином, запропонувати альтернативні способи, такі як розщеплення космічних променів.

Ці міжзоряні хмари мають швидкість вищу, ніж можна пояснити обертанням Чумацького Шляху. За визначенням, ці хмари повинні мати локальну швидкість vlsr більшу, ніж 90 км с⁻¹. Їх спостерігають в основному в лінії 21 см нейтрального водню. Такі хмари мають більш низьку частину важких елементів, ніж зазвичай для міжзоряних хмар в Чумацькому Шляху.

Згідно теорій, хмари високої швидкості містять в себе елементи, що залишилися від формування нашої галактики, або з'явились там завдяки припливній взаємодії інших галактик або членів Місцевої групи. Прикладом останнього є Магеллановий потік.

Хмари високої швидкості ідентифікуються з префіксом HVC.