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Formación de estrellas
LH 95.jpg
Clases de objetos
Conceptos teóricos

Una nube molecular , a veces llamada guardería estelar (si la formación de estrellas se está produciendo dentro), es un tipo de nube interestelar , cuya densidad y tamaño permiten la formación de moléculas, más comúnmente hidrógeno molecular (H 2 ). Esto contrasta con otras áreas del medio interestelar que contienen predominantemente gas ionizado .

El hidrógeno molecular es difícil de detectar por observaciones infrarrojas y de radio, por lo que la molécula más a menudo utilizado para determinar la presencia de H 2 es monóxido de carbono (CO). Se cree que la relación entre la luminosidad del CO y la masa de H 2 es constante, aunque existen razones para dudar de esta suposición en las observaciones de algunas otras galaxias . [1]

Dentro de las nubes moleculares hay regiones con mayor densidad, donde reside mucho polvo y muchos núcleos de gas, llamados grumos. Estos grupos son el comienzo de la formación de estrellas si las fuerzas gravitacionales son suficientes para provocar el colapso del polvo y el gas. [2]

Ocurrencia [ editar ]

Nube molecular Barnard 68 , aproximadamente a 500 ly de distancia y 0,5 ly de diámetro

Dentro de la Vía Láctea , las nubes de gas molecular representan menos del uno por ciento del volumen del medio interestelar (ISM), sin embargo, también es la parte más densa del medio, que comprende aproximadamente la mitad de la masa total de gas en el interior del Sol . órbita galáctica. La mayor parte del gas molecular está contenido en un anillo entre 3,5 y 7,5 kiloparsecs (11.000 y 24.000 años luz ) desde el centro de la Vía Láctea (el Sol está a unos 8,5 kiloparsecs del centro). [3] Los mapas de CO a gran escala de la galaxia muestran que la posición de este gas se correlaciona con los brazos espirales de la galaxia. [4]El hecho de que el gas molecular se presente predominantemente en los brazos espirales sugiere que las nubes moleculares deben formarse y disociarse en una escala de tiempo inferior a 10 millones de años, el tiempo que tarda el material en pasar a través de la región del brazo. [5]

La nube molecular Circinus tiene una masa alrededor de 250.000 veces la del Sol. [6]

Verticalmente al plano de la galaxia, el gas molecular habita en el estrecho plano medio del disco galáctico con una altura de escala característica , Z , de aproximadamente 50 a 75 parsecs, mucho más delgado que el atómico cálido ( Z de 130 a 400 parsecs) y cálido. componentes gaseosos ionizados ( Z alrededor de 1000 parsecs) del ISM . [7] La excepción a la distribución de gas ionizado son las regiones H II , que son burbujas de gas ionizado caliente creadas en nubes moleculares por la intensa radiación emitida por estrellas masivas jóvenes. y como tales tienen aproximadamente la misma distribución vertical que el gas molecular.

Esta distribución de gas molecular se promedia a grandes distancias; sin embargo, la distribución del gas a pequeña escala es muy irregular y la mayor parte se concentra en nubes discretas y complejos de nubes. [3]

Tipos de nube molecular [ editar ]

Nubes moleculares gigantes [ editar ]

En unos pocos millones de años, la luz de las estrellas brillantes habrá evaporado esta nube molecular de gas y polvo. La nube se ha desprendido de la nebulosa Carina . Las estrellas recién formadas son visibles cerca, sus imágenes enrojecidas por la luz azul que se dispersan preferentemente por el polvo omnipresente. Esta imagen abarca unos dos años luz y fue tomada por el Telescopio Espacial Hubble en 1999.
Parte de la nube molecular de Tauro [8]

Un vasto conjunto de gas molecular que tiene más de 10 mil veces la masa del Sol [9] se llama nube molecular gigante ( GMC ). Los GMC tienen alrededor de 15 a 600 años luz de diámetro (5 a 200 parsecs) y masas típicas de 10 mil a 10 millones de masas solares. [10] Mientras que la densidad promedio en la vecindad solar es de una partícula por centímetro cúbico, la densidad promedio de un GMC es de cien a mil veces mayor. Aunque el Sol es mucho más denso que un GMC, el volumen de un GMC es tan grande que contiene mucha más masa que el Sol. La subestructura de un GMC es un patrón complejo de filamentos, láminas, burbujas y grumos irregulares. [5]

Los filamentos son realmente omnipresentes en la nube molecular. Los filamentos moleculares densos se fragmentarán en núcleos unidos gravitacionalmente, la mayoría de los cuales se convertirán en estrellas. La acumulación continua de gas, la flexión geométrica y los campos magnéticos pueden controlar la forma detallada de fragmentación de los filamentos. En los filamentos supercríticos, las observaciones han revelado cadenas cuasi-periódicas de núcleos densos con un espaciado de 0,15 parsec comparable al ancho interno del filamento. [11]

Las partes más densas de los filamentos y grupos se denominan "núcleos moleculares", mientras que los núcleos moleculares más densos se denominan "núcleos moleculares densos" y tienen densidades superiores a 10 4 a 10 6 partículas por centímetro cúbico. Observacionalmente, los núcleos moleculares típicos se trazan con CO y los núcleos moleculares densos se trazan con amoníaco . La concentración de polvo dentro de los núcleos moleculares normalmente es suficiente para bloquear la luz de las estrellas de fondo para que aparezcan en silueta como nebulosas oscuras . [12]

Las GMC son tan grandes que las "locales" pueden cubrir una fracción significativa de una constelación; por lo tanto, a menudo se les conoce con el nombre de esa constelación, por ejemplo, la Nube Molecular de Orión (OMC) o la Nube Molecular de Tauro (TMC). Estos GMC locales están dispuestos en un anillo en la vecindad del Sol coincidiendo con el Cinturón de Gould . [13] La colección más masiva de nubes moleculares de la galaxia forma un anillo asimétrico alrededor del centro galáctico en un radio de 120 parsecs; el componente más grande de este anillo es el complejo Sagitario B2 . La región de Sagitario es químicamente rica y, a menudo, los astrónomos la utilizan como ejemplo en busca de nuevas moléculas en el espacio interestelar. [14]

Distribución de gas molecular en 30 galaxias fusionadas. [15]

Pequeñas nubes moleculares [ editar ]

Artículo principal: glóbulo de Bok

Las pequeñas nubes moleculares aisladas unidas gravitacionalmente con masas inferiores a unos pocos cientos de veces la del Sol 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 GMC y, a menudo, se incluyen en los mismos estudios.

Nubes moleculares difusas de alta latitud [ editar ]

Artículo principal: cirro infrarrojo

En 1984, IRAS identificó un nuevo tipo de nube molecular difusa. [16] Estas eran nubes filamentosas difusas que son visibles en altas latitudes galácticas . Estas nubes tienen una densidad típica de 30 partículas por centímetro cúbico. [17]

Procesos [ editar ]

Estrellas jóvenes dentro y alrededor de la nube molecular Cepheus B. La radiación de una estrella masiva y brillante está destruyendo la nube (de arriba a abajo en esta imagen) mientras simultáneamente desencadena la formación de nuevas estrellas. [18]

Formación estelar [ editar ]

Artículo principal: formación de estrellas

La formación de estrellas ocurre exclusivamente dentro de las nubes moleculares. Esta es una consecuencia natural de sus bajas temperaturas y altas densidades, porque la fuerza gravitacional que actúa para colapsar la nube debe superar las presiones internas que están actuando "hacia afuera" para evitar un colapso. Existe evidencia observada de que las grandes nubes formadoras de estrellas están confinadas en gran medida por su propia gravedad (como estrellas, planetas y galaxias) en lugar de por la presión externa. La evidencia proviene del hecho de que las velocidades "turbulentas" inferidas de la escala de ancho de línea de CO de la misma manera que la velocidad orbital (una relación virial ).

Física [ editar ]

El cúmulo de estrellas Serpens South está incrustado en una nube molecular filamentosa, que se ve como una cinta oscura que pasa verticalmente a través del cúmulo. Esta nube ha servido como banco de pruebas para estudios de estabilidad molecular de nubes. [19]

La física de las nubes moleculares es poco conocida y muy debatida. Sus movimientos internos están gobernados por la turbulencia en un gas magnetizado frío, para el cual los movimientos turbulentos son altamente supersónicos pero comparables a las velocidades de las perturbaciones magnéticas. Se cree que este estado pierde energía rápidamente, lo que requiere un colapso general o una reinyección constante de energía. Al mismo tiempo, se sabe que las nubes son interrumpidas por algún proceso, probablemente los efectos de estrellas masivas, antes de que una fracción significativa de su masa se convierta en estrellas.

Las nubes moleculares, y especialmente las GMC, suelen ser el hogar de los máseres astronómicos .

Ver también [ editar ]

  • Acreción (astrofísica)
  • Astroquímica
  • Astrofísica atómica y molecular
  • Polvo cósmico
  • Cosmoquímica
  • Glóbulo gaseoso en evaporación
  • Formación y evolución del sistema solar.
  • Hielo interestelar
  • Lista de moléculas interestelares y circunestelares
  • Nebulosa
  • Complejo de nubes moleculares de Orion
  • Nube molecular de perseo

Referencias [ editar ]

  1. ^ Craig Kulesa. "Descripción general: astrofísica molecular y formación estelar" . Proyectos de investigación . Consultado el 7 de septiembre de 2005 .
  2. ^ Astronomía (PDF) . Universidad de Rice . 2016. p. 761. ISBN  978-1938168284 - a través de Open Stax.
  3. ↑ a b Ferriere, D. (2001). "El entorno interestelar de nuestra galaxia". Reseñas de Física Moderna . 73 (4): 1031–1066. arXiv : astro-ph / 0106359 . Código Bibliográfico : 2001RvMP ... 73.1031F . doi : 10.1103 / RevModPhys.73.1031 . S2CID 16232084 . 
  4. ^ Dame; et al. (1987). "Un estudio compuesto de CO de toda la Vía Láctea" (PDF) . Revista astrofísica . 322 : 706–720. Código Bibliográfico : 1987ApJ ... 322..706D . doi : 10.1086 / 165766 . hdl : 1887/6534 .
  5. ^ a b Williams, JP; Blitz, L .; McKee, CF (2000). "La estructura y evolución de las nubes moleculares: de cúmulos a núcleos al FMI". Protoestrellas y planetas IV . Tucson: Prensa de la Universidad de Arizona. pag. 97. arXiv : astro-ph / 9902246 . Código Bibliográfico : 2000prpl.conf ... 97W .
  6. ^ "Anuncio de nacimiento violento de una estrella infantil" . Imagen de la semana de la ESA / Hubble . Consultado el 27 de mayo de 2014 .
  7. ^ Cox, D. (2005). "El medio interestelar trifásico revisado". Revista anual de astronomía y astrofísica . 43 (1): 337–385. Código bibliográfico : 2005ARA & A..43..337C . doi : 10.1146 / annurev.astro.43.072103.150615 .
  8. ^ "APEX vuelve su ojo a las nubes oscuras en Tauro" . Comunicado de prensa de ESO . Consultado el 17 de febrero de 2012 .
  9. ^ Véase, por ejemplo, Fukui, Y .; Kawamura, A. (2010). "Nubes moleculares en galaxias cercanas". Revista anual de astronomía y astrofísica . 48 : 547–580. Código bibliográfico : 2010ARA & A..48..547F . doi : 10.1146 / annurev-astro-081309-130854 .
  10. ^ Murray, N. (2011). "Eficiencias de formación estelar y vida de las nubes moleculares gigantes en la Vía Láctea". El diario astrofísico . 729 (2): 133. arXiv : 1007.3270 . Código bibliográfico : 2011ApJ ... 729..133M . doi : 10.1088 / 0004-637X / 729/2/133 . S2CID 118627665 . 
  11. ^ Zhang, Guo-Yin; André, Ph .; Men'shchikov, A .; Wang, Ke (1 de octubre de 2020). "Fragmentación de filamentos formadores de estrellas en la nebulosa en forma de X de la nube molecular de California" . Astronomía y Astrofísica . 642 : A76. arXiv : 2002.05984 . doi : 10.1051 / 0004-6361 / 202037721 . ISSN 0004-6361 . 
  12. ^ Di Francesco, J .; et al. (2006). "Una perspectiva de observación de núcleos densos de baja masa I: propiedades físicas y químicas internas". Protoestrellas y planetas V . arXiv : astro-ph / 0602379 . Código bibliográfico : 2007prpl.conf ... 17D .
  13. ^ Grenier (2004). "El cinturón de Gould, la formación de estrellas y el medio interestelar local". El universo joven . arXiv : astro-ph / 0409096 . Código bibliográfico : 2004astro.ph..9096G . Preimpresión electrónica
  14. ^ Sagitario B2 y su línea de visión. Archivado el 12 de marzo de 2007 en la Wayback Machine.
  15. ^ "Orígenes violentos de las galaxias del disco sondeadas por ALMA" . www.eso.org . Observatorio Europeo Austral . Consultado el 17 de septiembre de 2014 .
  16. ^ Bajo; et al. (1984). "Cirrus infrarrojos - Nuevos componentes de la emisión infrarroja extendida". Revista astrofísica . 278 : L19. Código bibliográfico : 1984ApJ ... 278L..19L . doi : 10.1086 / 184213 .
  17. ^ Gillmon, K. y Shull, JM (2006). "Hidrógeno molecular en cirros infrarrojos". Revista astrofísica . 636 (2): 908–915. arXiv : astro-ph / 0507587 . Código Bibliográfico : 2006ApJ ... 636..908G . doi : 10.1086 / 498055 . S2CID 18995587 . 
  18. ^ "Chandra :: Álbum de fotos :: Cepheus B :: 12 de agosto de 2009" .
  19. ^ Friesen, RK; Bourke, TL; Francesco, J. Di; Gutermuth, R .; Myers, PC (2016). "La fragmentación y estabilidad de la estructura jerárquica en Serpens Sur". El diario astrofísico . 833 (2): 204. arXiv : 1610.10066 . Código Bibliográfico : 2016ApJ ... 833..204F . doi : 10.3847 / 1538-4357 / 833/2/204 . ISSN 1538-4357 . S2CID 118594849 .  

Enlaces externos [ editar ]

  • Nube molecular en la Encyclopædia Britannica