Nube molecular

Una nube molecular , a veces también llamada cuna estelar (en caso de que en ella nazcan estrellas ), es un tipo de nube interestelar cuya densidad y tamaño permiten que se formen moléculas , generalmente hidrógeno (H 2 ), en ella.

El hidrógeno molecular es difícil de detectar utilizando observaciones infrarrojas o de radio, por lo que se utiliza otra molécula, CO ( monóxido de carbono ) , para determinar la presencia de H 2 . Se cree que la relación entre la luminosidad del CO y la masa del H 2 permanece constante, aunque hay razones para dudar de que esto sea cierto en algunas galaxias [1] [2] .

El tamaño y la masa significativos de la nube molecular conducen al efecto de inestabilidad gravitacional , debido a que la densidad de la materia dentro de la nube se vuelve desigual. En áreas con mayor densidad, bajo ciertas condiciones, la sustancia comienza a converger. El acercamiento puede adquirir tal fuerza y ​​velocidad que se produzca un colapso gravitatorio , que puede dar lugar a la formación de una nueva estrella [3] .

Observaciones

Dentro de nuestra galaxia , la cantidad de gas molecular es menos del uno por ciento del volumen del medio interestelar . Al mismo tiempo, este es su componente más denso, que incluye aproximadamente la mitad de toda la masa de gas dentro de la órbita galáctica del Sol . La mayor parte del gas molecular está contenido en un anillo molecular entre 3,5 y 7,5 kiloparsecs del centro de la galaxia (el Sol está a 8,5 kiloparsecs del centro). [cuatro]

Los mapas a gran escala de la distribución del monóxido de carbono en nuestra galaxia muestran que la posición de este gas se correlaciona con sus brazos espirales. [5] El hecho de que el gas molecular resida principalmente en los brazos espirales es inconsistente con el hecho de que las nubes moleculares deben formarse y desintegrarse en un corto período de tiempo, menos de 10 millones de años, el tiempo que tarda la materia en atravesar la región de el brazo. [6]

Si tomamos la sección vertical, el gas molecular ocupa el estrecho plano medio del disco galáctico con una escala característica de altura , Z , de aproximadamente 50-75 parsecs, mucho más delgado que el atómico cálido ( Z = 130-400 pc) y cálido. ionizado ( Z = 1000 pc) componentes gaseosos medio interestelar . [7] Las regiones H II son excepciones a la distribución de gas ionizado porque son burbujas de gas ionizado caliente creadas en nubes moleculares por la intensa radiación emitida por estrellas masivas jóvenes y, por lo tanto, tienen aproximadamente la misma distribución vertical que el gas molecular.

Esta suave distribución de gas molecular se promedia en grandes distancias, pero la distribución a pequeña escala del gas es muy irregular y se concentra principalmente en nubes discretas y complejos de nubes. [cuatro]

Tipos de nubes moleculares

Nubes moleculares gigantes

Vastas regiones de gas molecular con masas de 10 4 -10 6 masas solares se denominan nubes moleculares gigantes (OMG). Las nubes pueden alcanzar decenas de parsecs de diámetro y tener una densidad media de 10²-10³ partículas por centímetro cúbico (la densidad media cerca del Sol es una partícula por centímetro cúbico). La subestructura dentro de estas nubes consiste en redes complejas de filamentos, láminas, burbujas y bultos irregulares. [6]

Las partes más densas de hilos y grumos se denominan "núcleos moleculares" y los núcleos moleculares con densidad máxima (más de 10 4 -10 6 partículas por centímetro cúbico), respectivamente, "núcleos moleculares densos". En las observaciones, los núcleos moleculares se asocian con monóxido de carbono y los núcleos densos con amoníaco. La concentración de polvo dentro de los núcleos moleculares suele ser suficiente para absorber la luz de estrellas distantes de modo que aparezcan como nebulosas oscuras . [ocho]

Los OGM son tan grandes que localmente pueden cubrir una parte importante de la constelación, en relación con lo cual se los menciona con la mención de esta constelación, por ejemplo, la Nube de Orión o la Nube de Tauro . Estos OGM locales se alinean en un anillo alrededor del sol llamado Cinturón de Gould . [9] La colección más masiva de nubes moleculares en la galaxia, el complejo Sagittarius B2 , forma un anillo alrededor del centro galáctico dentro de un radio de 120 parsecs. La región de la constelación de Sagitario es rica en elementos químicos y suele ser utilizada como referencia por los astrónomos que buscan nuevas moléculas en el espacio interestelar. [diez]

Pequeñas nubes moleculares

Las pequeñas nubes moleculares aisladas unidas gravitacionalmente con masas inferiores a unos pocos cientos de masas solares se denominan glóbulos de Bok. Las partes más densas de las nubes moleculares pequeñas son equivalentes a los núcleos moleculares que se encuentran en las nubes moleculares gigantes y, a menudo, se incluyen en los mismos estudios.

Nubes moleculares difusas de alta latitud

En 1984, IRAS identificó un nuevo tipo de nube molecular difusa. [11] Eran nubes filamentosas difusas que son visibles en latitudes galácticas altas (asomando desde el plano del disco galáctico). Estas nubes tenían una densidad típica de 30 partículas por centímetro cúbico. [12]

Véase también

Notas

  1. ↑ Craig Kulesa. Descripción general: astrofísica molecular y formación estelar . Proyectos de Investigación . Consultado el 7 de septiembre de 2005. Archivado desde el original el 4 de julio de 2012.
  2. ↑ Wiebe, Dimitri . FAQ: Evolución de las nubes protoestelares. 7 hechos sobre la formación estelar , PostNauka: Astronomy , editorial PostNauka (24 de mayo de 2013). Archivado desde el original el 25 de octubre de 2018. Consultado el 24 de octubre de 2018.
  3. ↑ Astronomía . - Universidad Rice , 2016. - Pág. 761. - ISBN 978-1938168284 .
  4. ↑ 1 2 Ferriere, D. El entorno interestelar de nuestra galaxia  // Reseñas de física moderna  : revista  . - 2001. - vol. 73 , núm. 4 . - P. 1031-1066 . -doi : 10.1103 / RevModPhys.73.1031 .
  5. ↑ Dame et al. Una encuesta de CO compuesta de toda la Vía Láctea  //  The Astrophysical Journal  : revista. - Ediciones IOP , 1987. - Vol. 322 . - Pág. 706-720 . -doi : 10.1086/ 165766 .
  6. ↑ 12 Williams , JP; Blitz, L.; McKee, CF, (2000). "La estructura y evolución de las nubes moleculares: de grupos a núcleos al IMF". Protoestrellas y Planetas IV . Tucson: Prensa de la Universidad de Arizona. pags. 97. Parámetro obsoleto utilizado |coauthors=( ayuda )
  7. ↑ Cox, D.  El medio interestelar trifásico revisitado  // Reseñas anuales de astronomía y astrofísica : diario. - 2005. - vol. 43 . - Pág. 337 .
  8. ↑ Di Francesco, J.; et al. (2006). "Una perspectiva observacional de núcleos densos de baja masa I: propiedades físicas y químicas internas". Protoestrellas y Planetas V.
  9. ↑ Grenier (2004). "El cinturón de Gould, la formación estelar y el medio interestelar local". El Universo Joven . Preimpresión electrónica Archivado el 2 de diciembre de 2020 en Wayback Machine .
  10. ↑ Sagitario B2 y su línea de visión (enlace inaccesible) . Consultado el 8 de noviembre de 2008. Archivado desde el original el 12 de marzo de 2007. 
  11. ↑ Low et al. Cirro infrarrojo: nuevos componentes de la emisión infrarroja extendida  (inglés)  // The Astrophysical Journal  : revista. - Ediciones IOP , 1984. - Vol. 278 . — P.L19 . -doi : 10.1086/ 184213 .
  12. ↑ Gillmon, K. y Shull, JM Molecular Hydrogen in Infrared Cirrus  //  The Astrophysical Journal  : journal. - Ediciones IOP , 2006. - Vol. 636 . - Pág. 908-915 . -doi : 10.1086/ 498055 .

Enlaces

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