Nuvem molecular - Molecular cloud

Uma nuvem molecular , às vezes chamada de berçário estelar (se a formação de estrelas estiver ocorrendo dentro), é um tipo de nuvem interestelar , cuja densidade e tamanho permitem nebulosas de absorção , a formação de moléculas (mais comumente hidrogênio molecular , H 2 ) e a formação de regiões H II . Isso está em contraste com outras áreas do meio interestelar que contêm gás predominantemente ionizado .

O hidrogênio molecular é difícil de detectar por observações de infravermelho e rádio, então a molécula mais usada para determinar a presença de H 2 é o monóxido de carbono (CO). A razão entre a luminosidade do CO e a massa de H 2 é considerada constante, embora haja razões para duvidar dessa suposição em observações de algumas outras galáxias .

Dentro das nuvens moleculares estão regiões com densidade mais alta, onde residem muita poeira e muitos núcleos de gás, chamados de aglomerados. Esses aglomerados são o início da formação de estrelas se as forças gravitacionais forem suficientes para causar o colapso da poeira e do gás.

História

A forma de nuvens moleculares por poeira interestelar e gás hidrogênio traça suas ligações com a formação do sistema solar , aproximadamente 4,6 bilhões de anos atrás.

Ocorrência

Nuvem molecular Barnard 68 , a cerca de 500 ly de distância e 0,5 ly de diâmetro

Dentro da Via Láctea , as nuvens de gás molecular respondem por menos de um por cento do volume do meio interestelar (ISM), mas também é a parte mais densa do meio, compreendendo cerca de metade da massa total do gás no interior do Sol . órbita galáctica. A maior parte do gás molecular está contido em um anel entre 3,5 e 7,5 kiloparsecs (11.000 e 24.000 anos-luz ) do centro da Via Láctea (o Sol está a cerca de 8,5 kiloparsecs do centro). Mapas de CO em grande escala da galáxia mostram que a posição desse gás se correlaciona com os braços espirais da galáxia. O fato de o gás molecular ocorrer predominantemente nos braços espirais sugere que as nuvens moleculares devem se formar e se dissociar em uma escala de tempo menor que 10 milhões de anos - o tempo que leva para o material passar pela região do braço.

A nuvem molecular Circinus tem uma massa cerca de 250.000 vezes a do sol.

Verticalmente ao plano da galáxia, o gás molecular habita o plano médio estreito do disco galáctico com uma altura de escala característica , Z , de aproximadamente 50 a 75 parsecs, muito mais fino que o atômico quente ( Z de 130 a 400 parsecs) e quente componentes gasosos ionizados ( Z em torno de 1000 parsecs) do ISM . A exceção à distribuição de gás ionizado são as regiões H II , que são bolhas de gás ionizado quente criadas em nuvens moleculares pela intensa radiação emitida por estrelas massivas jovens e, como tal, têm aproximadamente a mesma distribuição vertical que o gás molecular.

Essa distribuição de gás molecular é calculada em grandes distâncias; no entanto, a distribuição em pequena escala do gás é altamente irregular, com a maior parte concentrada em nuvens discretas e complexos de nuvens.

Tipos de nuvem molecular

Nuvens moleculares gigantes

Dentro de alguns milhões de anos, a luz das estrelas brilhantes terá evaporado esta nuvem molecular de gás e poeira. A nuvem se separou da nebulosa Carina . Estrelas recém-formadas são visíveis nas proximidades, suas imagens avermelhadas pela luz azul sendo preferencialmente dispersas pela poeira penetrante. Esta imagem mede cerca de dois anos-luz e foi obtida pelo Telescópio Espacial Hubble em 1999.
Parte da Nuvem Molecular Taurus

Uma vasta assembléia de gás molecular que tem mais de 10 mil vezes a massa do Sol é chamada de nuvem molecular gigante ( GMC ). GMCs têm cerca de 15 a 600 anos-luz (5 a 200 parsecs) de diâmetro, com massas típicas de 10 mil a 10 milhões de massas solares. Enquanto a densidade média na vizinhança solar é de uma partícula por centímetro cúbico, a densidade média de um GMC é cem a mil vezes maior. Embora o Sol seja muito mais denso do que um GMC, o volume de um GMC é tão grande que contém muito mais massa do que o Sol. A subestrutura de um GMC é um padrão complexo de filamentos, folhas, bolhas e aglomerados irregulares.

Os filamentos são realmente onipresentes na nuvem molecular. Filamentos moleculares densos se fragmentarão em núcleos gravitacionalmente ligados, a maioria dos quais evoluirá para estrelas. A acumulação contínua de gás, curvatura geométrica e campos magnéticos podem controlar a forma de fragmentação detalhada dos filamentos. Em filamentos supercríticos, as observações revelaram cadeias quase periódicas de núcleos densos com espaçamento de 0,15 parsec comparável à largura interna do filamento.

As partes mais densas dos filamentos e aglomerados são chamados de "núcleos moleculares", enquanto os núcleos moleculares mais densos são chamados de "núcleos moleculares densos" e têm densidades superiores a 10 4 a 10 6 partículas por centímetro cúbico. Observacionalmente, núcleos moleculares típicos são traçados com CO e núcleos moleculares densos são traçados com amônia . A concentração de poeira dentro dos núcleos moleculares é normalmente suficiente para bloquear a luz das estrelas de fundo para que apareçam em silhueta como nebulosas escuras .

Os GMCs são tão grandes que os "locais" podem cobrir uma fração significativa de uma constelação; assim, eles são frequentemente chamados pelo nome dessa constelação, por exemplo, Nuvem Molecular de Órion (OMC) ou Nuvem Molecular de Taurus (TMC). Esses GMCs locais estão dispostos em um anel na vizinhança do Sol, coincidindo com o Cinturão de Gould . A coleção mais massiva de nuvens moleculares na galáxia forma um anel assimétrico em torno do centro galáctico em um raio de 120 parsecs; o maior componente deste anel é o complexo de Sagitário B2 . A região de Sagitário é quimicamente rica e frequentemente usada como um exemplo por astrônomos em busca de novas moléculas no espaço interestelar.

Distribuição de gás molecular em 30 galáxias em fusão.

Pequenas nuvens moleculares

Pequenas nuvens moleculares isoladas gravitacionalmente ligadas com massas menos do que algumas centenas de vezes a do Sol são chamadas de glóbulos de Bok . As partes mais densas de pequenas nuvens moleculares são equivalentes aos núcleos moleculares encontrados em GMCs e frequentemente são incluídas nos mesmos estudos.

Nuvens moleculares difusas de alta latitude

Em 1984, o IRAS identificou um novo tipo de nuvem molecular difusa. Estas eram nuvens filamentosas difusas que são visíveis em altas latitudes galácticas . Essas nuvens têm uma densidade típica de 30 partículas por centímetro cúbico.

Processos

Estrelas jovens dentro e ao redor da nuvem molecular Cepheus B. A radiação de uma estrela massiva e brilhante está destruindo a nuvem (de cima para baixo nesta imagem) enquanto simultaneamente desencadeia a formação de novas estrelas.

Formação de estrelas

A formação de estrelas ocorre exclusivamente dentro de nuvens moleculares. Esta é uma consequência natural de suas baixas temperaturas e altas densidades, porque a força gravitacional que atua para colapsar a nuvem deve exceder as pressões internas que estão agindo "para fora" para evitar um colapso. Há evidências observadas de que as grandes nuvens formadoras de estrelas estão confinadas em grande parte por sua própria gravidade (como estrelas, planetas e galáxias) e não por pressão externa. A evidência vem do fato de que as velocidades "turbulentas" inferidas da escala da largura de linha do CO da mesma maneira que a velocidade orbital (uma relação virial ).

Física

O aglomerado de estrelas de Serpens South está embutido em uma nuvem molecular filamentar, vista como uma fita escura passando verticalmente pelo aglomerado. Esta nuvem serviu como um teste para estudos de estabilidade de nuvem molecular.

A física das nuvens moleculares é mal compreendida e muito debatida. Seus movimentos internos são governados pela turbulência em um gás frio magnetizado , para o qual os movimentos turbulentos são altamente supersônicos, mas comparáveis ​​às velocidades das perturbações magnéticas. Acredita-se que esse estado perde energia rapidamente, exigindo um colapso geral ou uma reinjeção constante de energia. Ao mesmo tempo, sabe-se que as nuvens são interrompidas por algum processo - provavelmente os efeitos de estrelas massivas - antes que uma fração significativa de sua massa se torne estrelas.

Nuvens moleculares, e especialmente GMCs, são freqüentemente o lar de masers astronômicos .

Veja também

Referências

links externos