ענן מולקולרי

ערפילית בליעה Barnard 68 היא למעשה ענן מולקולרי

ענן מולקולרי הוא אזור של ענן בין-כוכבי, שהצפיפות והגודל שלו מאפשרים היווצרות של מולקולות, מימן מולקולרי הוא הנפוץ ביותר.

עננים מולקולריים שוכנים בעיקר בזרועות הספירליות של גלקסיות לולייניות, והם קיימים בגדלים מגוונים המגיעים למאות שנות אור.

היווצרות הענן

ענן מולקולרי נוצר כאשר ישנו ריכוז גבוה של חומר בין כוכבי (מימן והליום בחלל) באזור אחד. ככלל, לחץ הגז בענן מונע דחיסה שלו לדרגה הדרושה ליצירת פרוטו כוכב. אם מתרחש אירוע הגורם לדחיסה משמעותית של חומר הענן - כדוגמת גל הלם של סופרנובה סמוכה, או התנגשות בענן אחר - נדחס הענן מעבר לסף הדרוש ליצירת כיסים של חומר שידחס בהשפעת כבידת עצמו. כל כיס שכזה מהווה פרוטו-כוכב, ממנו ייווצר כוכב אחד לפחות. בשלב זה מכונה אותו חלק בענן בו מתהווים קדם־כוכבים "פעוטון כוכבים".

ענן מולקולרי נוצר מערפיליות, שרידי סופר נובות, או מרוחות סולריות.

קישורים חיצוניים

מדיה וקבצים בנושא ענן מולקולרי בוויקישיתוף

• ענן מולקולרי, באתר אנציקלופדיה בריטניקה (באנגלית)

מחזור החיים של כוכב (לא בקנה מידה)

$_{\mathrm {M} _{\bigodot }}$ = מסת שמש, כ־‎2 x 1030 ‏ק"ג מסת כוכב בעת היווצרותו: מסה קטנה מאד - פחות מ־$_{\mathrm {M} _{\bigodot }}$ 0.08 לערך, מסה קטנה - בטווח $_{\mathrm {M} _{\bigodot }}$ 0.08 - 0.4 לערך, מסה בינונית - בטווח $_{\mathrm {M} _{\bigodot }}$ 0.4 - 8 לערך (לאחר הקריסה המסה קטנה, פחות מ־$_{\mathrm {M} _{\bigodot }}$ 1.44 לערך), מסה גדולה - לפחות $_{\mathrm {M} _{\bigodot }}$ 8 לערך (לאחר הקריסה המסה היא לפחות $_{\mathrm {M} _{\bigodot }}$ 1.44 לערך) הערה: במצבים בהם כוכב מסוים סופח אליו מסה - הוא עשוי לעבור למחזור חיים של מסה גבוהה יותר. לדוגמה: אם ננס לבן במערכת זוגית סופח אליו חומר מבן זוגו, המגדילה אותו מעבר לגבול צ'נדראסקאר ($_{\mathrm {M} _{\bigodot }}$ 1.44), הוא יכול לעבור סופרנובה מסוג Ia שבסופה ייווצר כוכב נייטרונים (במקום ננס שחור).