Nube molecular

Na Galipedia, a Wikipedia en galego.
Unha nube molecular de gas e po.

Unha nube molecular é unha rexión extensa no interior dunha galaxia na que a densidade de materia é suficientemente alta, e a temperatura suficientemente baixa, para que exista hidróxeno molecular (H2). Pola súa carencia de dipolo eléctrico, o H2 frío non é observable directamente, pero outras moléculas que existen nas nubes moleculares si o son. O máis abundante despois do H2 é o monóxido de carbono (CO), que é facilmente observable en ondas milimétricas. Centos doutras moléculas foron observadas en nubes moleculares.

As nubes moleculares son especialmente importantes en formación estelar. O nacemento das estrelas ocorre cando rexións dunha nube molecular sofren unha inestabilidade gravitacional que as leva a contraerse. Xeralmente as nubes moleculares son tan extensas e masivas que se fragmentan ata formar un elevado número de protoestrelas.

Actualmente son as estruturas galácticas coñecidas de maior tamaño, con masas de ata 1 millón de veces a do Sol.

Ocorrencia[editar | editar a fonte]

Dentro de nosa propia galaxia, a cantidade de gas molecular é de menos do un por cento do volume do medio interestelar (ISM), pero tamén é a parte máis densa do medio que abarca aproximadamente a metade da masa de gas total do interior da órbita galáctica do Sol. A maior parte do gas molecular atópase nun anel de entre 3,5 a 7,5 quiloparsecs do centro da galaxia (o Sol esta a uns 8,5 quiloparsecs do centro). Os mapas a gran escala de monóxido de carbono da galaxia mostran que a posición deste gas se correlaciona cos brazos espirales da galaxia. Que o gas molecular atópese predominantemente nos brazos espirales suxire que as nubes moleculares deben formarse e disolverse nunha escala de tempo non superior a 10 millóns de anos, o tempo que tarda a materia en pasar a través da rexión do brazo.

Verticalmente ao plano da galaxia, o gas molecular habita no plano medio estreito do disco galáctico cunha altura de escala característica, Z, de aproximadamente 50 a 75 parsec, moito máis delgado que a morna atómico (Z = 130 a 400 pc) e quente ionizado (Z = 1000 pc ) os compoñentes gaseosos da IGS. A excepción á distribución de gas ionizado son as rexións HII que están nas burbullas de gas quente ionizado creado en nubes moleculares pola intensa radiación emitida por estrelas masivas novas e, como tales, teñen aproximadamente a mesma distribución vertical que o gas molecular. Esta distribución do gas molecular é bastante regular si téñense en conta distancias grandes, con todo a distribución a pequena escala é altamente irregular coa maior parte concentrada nas minchas discretas e complexos de nubes.

Tipos de nubes moleculares[editar | editar a fonte]

Nubes moleculares xigantes (GMC polas súas siglas en inglés)[editar | editar a fonte]

Parte do Cinto Molecular de Taurus.[1]

Os conxuntos de gas molecular con masas de 104 a 106 veces a masa do sol son chamados nubes moleculares xigantes (GMC). As nubes poden chegar a medir decenas de parsecs de diámetro e teñen unha densidade media de 102 a 103 partículas por centímetro cúbico (a densidade media na veciñanza solar é unha partícula por centímetro cúbico). A subestructura xacente dentro destas nubes está formada por un patrón complexo de filamentos, follas, burbullas e grupos irregulares. Ás partes máis densas dos filamentos e grupos chamanse "núcleos moleculares", os núcleos moleculares máis densos son chamados "núcleos moleculares densos" e teñen densidades de 104 a 106 partículas por centímetro cúbico. Observacionalmente os núcleos moleculares trázanse con monóxido de carbono e os núcleos densos con amoníaco. A concentración de po nos núcleos moleculares é normalmente suficientemente grande como para bloquear a luz das estrelas en cuxa traxectoria interpoñense de tal forma que ofrecen o aspecto de siluetas de nebulosas escuras. As GMC son tan grandes que as "locais" poden chegar a cubrir unha parte importante dunha constelación de tal xeito que son referidas a miúdo polo nome desa constelación, por exemplo, a Nube Molecular de Orión (OMC) ou a nube molecular Tauro (TMC). Estes GMC locais están dispostos nun anel próximo ao sol que coincide co Cinto de Gould[2] O grupo máis masivo de nubes moleculares na galaxia forma un anel asimétrico ao redor do centro galáctico nun radio de 120 parsecs, o compoñente máis grande deste anel é o complexo de Sagitario B2. A rexión de Sagitario é químicamente rica e é utilizado a miúdo como muestrario polos astrónomos en busca de novas moléculas no espazo interestelar.

Nubes Moleculares Pequenas[editar | editar a fonte]

Illadas e unidas gravitacionalmente, ás pequenas nubes moleculares con masas inferiores a uns cantos centos de veces a masa do Sol chámaselles glóbulos de Bok. As partes máis densas das pequenas nubes moleculares son equivalentes aos núcleos moleculares que se atopan nas GMC e inclúense a miúdo nos mesmos estudos.

Nubes moleculares difusas de alta latitude[editar | editar a fonte]

En 1984 o IRAS (Satélite Astronómico infravermello) identificou un novo tipo de nube molecular difusa.[3] Trátase de nubes difusas filamentosas que son visibles a altas latitudes galácticas (afastadas verticalmente do plano horizontal que forma o disco galáctico). Estas nubes teñen unha densidad típica de 30 partículas por centímetro cúbico.[4]

Procesos[editar | editar a fonte]

A formación de estrelas[editar | editar a fonte]

Imaxe composta que mostra estrelas novas na nube molecular de Cefeo B e ao redor dela.

A formación de estrelas prodúcese exclusivamente dentro das nubes moleculares. Isto é unha consecuencia natural das súas baixas temperaturas e altas densidades, xa que a forza gravitatoria que fai que a nube colapse debe superar as presións internas que actúan «cara a fóra», tratando de evitar un colapso. Tamén hai probas de que as grandes nubes onde se produce a formación de estrelas mantéñense unidas, en gran medida, pola súa propia gravidade (como ocorre coas estrelas, planetas e galaxias) máis que pola presión externa (como sucede coas nubes no ceo). A evidencia provén do feito de que as velocidades «turbulentas» que se infiren do ancho da liña de CO varían da mesma forma que a velocidade orbital (unha relación virial).

Notas[editar | editar a fonte]

  1. "APEX Turns its Eye to Dark Clouds in Taurus". ESO Press Release. Consultado o 17 February 2012. 
  2. Grenier (2004). "The Gould Belt, star formation, and the local interstellar medium". The Young Universe.  Electronic preprint
  3. Low; et al. (1984). "Infrared cirrus – New components of the extended infrared emission". Astrophysical Journal 278: L19. Bibcode:1984ApJ...278L..19L. doi:10.1086/184213. 
  4. Gillmon, K. & Shull, J.M. (2006). "Molecular Hydrogen in Infrared Cirrus". Astrophysical Journal 636 (2): 908–915. arXiv:astro-ph/0507587. Bibcode:2006ApJ...636..908G. doi:10.1086/498055. 

Véxase tamén[editar | editar a fonte]

Commons
Wikimedia Commons ten máis contidos multimedia na categoría: Nube molecular

Outros artigos[editar | editar a fonte]

Ligazóns externas[editar | editar a fonte]