Nube molecular
Una nube molecular, a veces denominada vivero estelar (si se está formando una estrella en su interior), es un tipo de nube interestelar, cuya densidad y tamaño permiten la absorción nebulosas, la formación de moléculas (más comúnmente hidrógeno molecular, H2), y la formación de regiones H II. Esto contrasta con otras áreas del medio interestelar que contienen predominantemente gas ionizado.
El hidrógeno molecular es difícil de detectar mediante observaciones infrarrojas y de radio, por lo que la molécula que se usa con más frecuencia para determinar la presencia de H2 es el monóxido de carbono (CO). Se cree que la relación entre la luminosidad del CO y la masa del H2 es constante, aunque existen razones para dudar de esta suposición en las observaciones de algunas otras galaxias.
Dentro de las nubes moleculares hay regiones con mayor densidad, donde residen mucho polvo y muchos núcleos de gas, llamados cúmulos. Estos cúmulos son el comienzo de la formación de estrellas si las fuerzas gravitatorias son suficientes para hacer que el polvo y el gas colapsen.
Historia
La forma de las nubes moleculares por el polvo interestelar y el gas de hidrógeno rastrea sus vínculos con la formación del Sistema Solar, hace aproximadamente 4600 millones de años.
Ocurrencia
Dentro de la Vía Láctea, las nubes de gas molecular representan menos del uno por ciento del volumen del medio interestelar (ISM), pero también es la parte más densa del medio, que comprende aproximadamente la mitad de la masa total de gas del interior del Órbita galáctica del Sol. La mayor parte del gas molecular está contenida en un anillo entre 3,5 y 7,5 kiloparsecs (11.000 y 24.000 años luz) del centro de la Vía Láctea (el Sol está a unos 8,5 kiloparsecs del centro). 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. 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.
Verticalmente al plano de la galaxia, el gas molecular habita el angosto plano medio del disco galáctico con una altura de escala característica, Z, de aproximadamente 50 a 75 parsecs, mucho más delgado que el átomo atómico cálido (Z de 130 a 400 parsecs) y componentes gaseosos ionizados calientes (Z alrededor de 1000 parsecs) del ISM. 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 en grandes distancias; sin embargo, la distribución a pequeña escala del gas es muy irregular y la mayor parte se concentra en nubes discretas y complejos de nubes.
Tipos de nubes moleculares
Nubes moleculares gigantes
Un vasto conjunto de gas molecular que tiene más de 10 mil veces la masa del Sol se denomina nube molecular gigante (GMC). Los GMC tienen alrededor de 15 a 600 años luz (5 a 200 parsecs) de diámetro, con masas típicas de 10 mil a 10 millones de masas solares. Mientras que la densidad media en la vecindad solar es de una partícula por centímetro cúbico, la densidad media 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.
Los filamentos son verdaderamente ubicuos en la nube molecular. Los filamentos moleculares densos se fragmentarán en núcleos ligados 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 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.
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 104 a 106 partículas por centímetro cúbico. Observacionalmente, los núcleos moleculares típicos se rastrean con CO y los núcleos moleculares densos se rastrean 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.
Los GMC son tan grandes que "local" unos pueden cubrir una fracción significativa de una constelación; por lo tanto, a menudo se los denomina con el nombre de esa constelación, p. 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. La colección más masiva de nubes moleculares en 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 rica desde el punto de vista químico y, a menudo, los astrónomos la utilizan como ejemplo para buscar nuevas moléculas en el espacio interestelar.
Pequeñas nubes moleculares
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
En 1984, IRAS identificó un nuevo tipo de nube molecular difusa. Estas eran nubes filamentosas difusas que son visibles en latitudes galácticas altas. Estas nubes tienen una densidad típica de 30 partículas por centímetro cúbico.
Procesos
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 exceder las presiones internas que actúan 'hacia afuera'. para evitar un colapso. Hay evidencia observada de que las grandes nubes formadoras de estrellas están confinadas en gran medida por su propia gravedad (como estrellas, planetas y galaxias) más que por la presión externa. La evidencia proviene del hecho de que el "turbulento" velocidades deducidas de la escala de ancho de línea de CO de la misma manera que la velocidad orbital (una relación virial).
Física
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, muy 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.
Lista de complejos de nubes moleculares
- Gran Rift
- Serpens-Aquila Rift
- complejo de nube Rho Ophiuchi
- Corona Australis nube molecular
- Musca–Chamaeleonis nube molecular
- Vela Molecular Ridge
- Complejo de nube molecular de Orión
- Nube molecular Taurus
- Nube molecular Perseus
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