ผลต่างระหว่างรุ่นของ "เมฆโมเลกุล"
เนื้อหาที่ลบ เนื้อหาที่เพิ่ม
ล โรบอต เพิ่ม: ar, cs, fi, ko, pl, sv ลบ: el, hu แก้ไข: tr |
ล แทนที่คำอัตโนมัติ (-[[ภาพ: +[[ไฟล์:) ด้วยบอต |
||
| บรรทัด 1: | บรรทัด 1: | ||
[[ |
[[ไฟล์:Molecular.cloud.arp.750pix.jpg|thumb|250px|กลุ่มเมฆใน[[เนบิวลาคารินา]]ซึ่งถูกแสงดาวเป็นเวลาหลายล้านปีจนมีอุณหภูมิสูงมากและแตกตัวออกจากเนบิวลา ใกล้ๆ กันจะเห็นดาวฤกษ์สว่างอยู่ใกล้ๆ ภาพของเมฆกลายเป็นสีแดงเพราะกระบวนการขจัดแสงน้ำเงินเพื่อลดความฟุ้งของฝุ่นในภาพ ภาพนี้ถ่ายโดย[[กล้องโทรทรรศน์อวกาศฮับเบิล]]ในปี ค.ศ. 1999]] |
||
'''เมฆโมเลกุล''' ({{lang-en|Molecular Cloud}}) คือเมฆระหว่างดวงดาวชนิดหนึ่งที่มีความหนาแน่นมากและมีขนาดใหญ่พอจะทำให้เกิดการก่อตัวของโมเลกุลได้ โดยมากจะเป็นโมเลกุลของ[[ไฮโดรเจน]] (H2) บางครั้งก็เรียกว่า "อนุบาลดาวฤกษ์" ({{lang-en|stellar nursery}}) ในกรณีที่มีการก่อตัวของ[[ดาวฤกษ์]]อยู่ภายใน |
'''เมฆโมเลกุล''' ({{lang-en|Molecular Cloud}}) คือเมฆระหว่างดวงดาวชนิดหนึ่งที่มีความหนาแน่นมากและมีขนาดใหญ่พอจะทำให้เกิดการก่อตัวของโมเลกุลได้ โดยมากจะเป็นโมเลกุลของ[[ไฮโดรเจน]] (H2) บางครั้งก็เรียกว่า "อนุบาลดาวฤกษ์" ({{lang-en|stellar nursery}}) ในกรณีที่มีการก่อตัวของ[[ดาวฤกษ์]]อยู่ภายใน |
||
รุ่นแก้ไขเมื่อ 00:06, 29 เมษายน 2553
เมฆโมเลกุล (อังกฤษ: Molecular Cloud) คือเมฆระหว่างดวงดาวชนิดหนึ่งที่มีความหนาแน่นมากและมีขนาดใหญ่พอจะทำให้เกิดการก่อตัวของโมเลกุลได้ โดยมากจะเป็นโมเลกุลของไฮโดรเจน (H2) บางครั้งก็เรียกว่า "อนุบาลดาวฤกษ์" (อังกฤษ: stellar nursery) ในกรณีที่มีการก่อตัวของดาวฤกษ์อยู่ภายใน
การตรวจจับโมเลกุลไฮโดรเจนโดยการสังเกตการณ์อินฟราเรดหรือการสังเกตการณ์คลื่นวิทยุจะทำได้ยากมาก ดังนั้นการตรวจจับมักใช้การสำรวจความมีอยู่ของ H2 โดยอาศัย CO (คาร์บอนมอนอกไซด์) โดยถือว่าสัดส่วนระหว่างการสะท้อนแสงของ CO กับมวล H2 เป็นค่าคงที่ แม้ว่าหลักการของสมมุติฐานนี้จะยังเป็นที่สงสัยอยู่ในการสังเกตการณ์ดาราจักรแห่งอื่นๆ[1]
อ้างอิง
- ↑ Craig Kulesa. "Overview: Molecular Astrophysics and Star Formation". Research Projects. เก็บข้อมูลเมื่อ 7 กันยายน 2005.
 | บทความดาราศาสตร์นี้ยังเป็นโครง คุณสามารถช่วยวิกิพีเดียได้โดยการเพิ่มเติมข้อมูล |