Núvol molecular
| Formació estel·lar |
 |
| Classes d'objectes |
| Conceptes teòrics |
Un núvol molecular, també conegut com a viver estel·lar si hi ha formació estel·lar al seu interior, és un tipus de núvol interestel·lar en què la seva densitat i mida permet la formació de molècules, majoritàriament hidrogen molecular (H₂).
L'hidrogen molecular és difícil de detectar en observacions d'ones de ràdio i infraroges, per això la molècula que més s'usa per a determinar la presència de H₂ és el CO (monòxid de carboni). La relació entre la lluminositat del CO i la massa de l' H₂ es creu que és constant, encara que hi ha raons per a dubtar d'aquesta assumpció en observacions fetes en algunes altres galàxies.[1]
Existència[modifica]
En la nostra pròpia galàxia, hi ha una quantitat de gas molecular que representa l'1% del volum del medi interestel·lar, no obstant això és també la més densa del medi, i comprèn aproximadament una meitat del total de la massa gasosa interior de l'òrbita galàctica del Sol. El bulb de gas molecular està contingut en un anell entre 3.5 i 7.5 quiloparsecs del centre de la galàxia (el Sol es troba a uns f 8.5 quiloparsecs del centre).[2] Els mapes a gran escala del monòxid de carboni de la galàxia mostren que la posició d'aquest gas té correlació amb els braços espirals de la galàxia.[3] Aquest gas molecular es produeix predominantment en els braços espirals, per tant els núvols moleculars s'han de formar i dissociar en una escala de temps inferior a 10 milions d'anys, el temps que triga la matèria a passar a través de la regió del braç.[4]
Verticalment, el gas molecular habita l'estret pla mitjà del disc galàctic amb una característica escala d'altura, Z, d'aproximadament 50–75 parsecs, molt més prima que el medi atòmic (Z=130–400 pc) i el medi interestel·lar (Z=1000 pc) gasós ionitzat.[5] L'excepció a la distribució del gas ionitzat són les regions HII, que són bombolles de gas calent ionitzat creades en núvols moleculars per la intensa radiació donada per les estrelles joves massives i, com a tals, tenen aproximadament la mateixa distribució vertical que el gas molecular.
La distribució del gas molecular és uniforme al llarg de grans distàncies; no obstant això, la distribució del gas a petita escala és altament irregular i es troba concentrat majoritàriament en núvols discrets i núvols complexos.[2]
Tipus de núvols moleculars[modifica]
Núvols moleculars gegants (GMC)[modifica]
Grans agrupacions de gas molecular amb masses de 104–10⁶ vegades la massa del Sol s'anomenen núvols moleculars gegants. Els núvols poden arribar a desenes de parsecs de diàmetre i tenir una densitat mitjana de 10²–10³ partícules per centímetre cúbic (la densitat mitjana de les proximitats del Sol és d'una partícula per centímetre cúbic). Les subestructures d'aquests núvols són agrupacions complexes en forma de filaments, làmines, bombolles i cúmuls irregulars.[4]
Les parts més denses dels filaments i cúmuls s'anomenen cors moleculars, mentre que els cors moleculars més densos s'anomenen cors moleculars densos i tenen densitats superiors a 104–10⁶ partícules per centímetre cúbic. S'ha observat que els cors moleculars tenen traces de monòxid de carboni, mentre els cors densos tenen traces d'amoníac. La concentració de pols dels cors moleculars normalment és suficient per a blocar la llum de les estrelles del fons; és per això que distingim la seva silueta com nebuloses fosques.[6]
Els núvols moleculars gegants són tan grans que els locals poden cobrir una fracció significactiva d'una constel·lació; és per això que molt sovint s'anomenen amb el nom d'aquesta constel·lació, per exemple núvol molecular d'Orió o el núvol molecular de Taure. Aquests núvols moleculars gegants es troben organitzats al voltant del Sol en forma d'anell anomenat cinturó de Gould.[7] L'agrupació de núvols moleculars més massius de la galàxia, el complex Sagitari B2, forma un anell al voltant del centre galàctic d'un radi de 120 parsecs. La regió de Sagitari és químicament rica i sovint s'usa com a exemple pels astrònoms a la recerca de noves molècules en l'espai interestel·lar.[8]
Núvols moleculars petits[modifica]
Els petits núvols molecular aïllats gravitacionalment amb masses inferiors a uns centenars de vegades la massa del Sol s'anomenen glòbuls de Bok. Les parts més denses del petits núvols moleculars són equivalents als cors moleculars trobats als núvols moleculars gegants i sovint s'inclouen en els mateixos estudis.
Núvols moleculars difusos de latituds altes[modifica]
El 1984, l'IRAS identificà un nou tipus de núvol molecular difús.[9] Es tractava de núvols difusos filamentosos visibles a altes latituds galàctiques (mirant enfora del pla del disc galàctic). Aquests núvols tindrien una densitat típica de 30 partícules per centímetre cúbic.[10]
Processos[modifica]
Formació estel·lar[modifica]
Es pensa que la creació d'estels succeeix exclusivament dins els núvols moleculars. Això és una conseqüència natural de la seva baixa temperatura i alta densitat, ja que la força gravitacional que actua per a produir el col·lapse del núvol excedeix la pressió interna que l'evita. A més, s'ha observat que els grans núvols on es formen estrelles es troben confinats per la seva pròpia gravetat (com estrelles, planetes i galàxies) més que per una pressió externa (com els núvols del cel).
Física[modifica]
La física del núvols moleculars no es troba gaire desenvolupada i és causa de debats. Els moviments interns venen produïts per turbulències de gas magnetitzat fred, per al qual els moviments turbulents són altament supersònics però comparables a les velocitats de pertorbacions magnètiques. Es pensa que aquest estat perd energia ràpidament, i necessita o un total esfondrament o una reinjecció constant d'energia. Al mateix temps, se sap que els núvols són discontinus, possiblement pels efectes d'estrelles massives, abans que una part significant de la seva massa s'hagi convertit en estrelles.
Els núvols moleculars, i especialment els gegants, alberguen sovint màsers astronòmics.
Referències[modifica]
 |
A Wikimedia Commons hi ha contingut multimèdia relatiu a: Núvol molecular |
- ↑ Craig Kulesa. «Overview: Molecular Astrophysics and Star Formation». Research Projects. Arxivat de l'original el 2012-06-19. [Consulta: 12 octubre 2008].
- ↑ 2,0 2,1 Ferriere, D. «The Interstellar Environment of our Galaxy.». Reviews of Modern Physics, 73, 4, 2001, pàg. 1031–1066. DOI: 10.1103/RevModPhys.73.1031.
- ↑ Dame et al «A composite CO survey of the entire Milky Way». Astrophysical Journal, 322, 1987, pàg. 706–720. DOI: 10.1086/165766.
- ↑ 4,0 4,1 Williams, J. P.; Blitz, L.; McKee, C. F., (2000). "The Structure and Evolution of Molecular Clouds: from Clumps to Cores to the IMF". Protostars and Planets IV: 97, Tucson: University of Arizona Press
- ↑ Cox, D. «The Three-Phase Interstellar Medium Revisited». Annual Reviews of Astronomy and Astrophysics, 43, 2005, pàg. 337.
- ↑ Di Francesco, J., et al (2006). "An Observational Perspective of Low-Mass Dense Cores I: Internal Physical and Chemical Properties". Protostars and Planets V
- ↑ Grenier (2004). "The Gould Belt, star formation, and the local interstellar medium". The Young Universe Electronic preprint Arxivat 2020-12-02 a Wayback Machine.
- ↑ «Sagittarius B2 and its Line of Sight». Arxivat de l'original el 2007-03-12. [Consulta: 12 octubre 2008].
- ↑ Low et al «Infrared cirrus - New components of the extended infrared emission». Astrophysical Journal, 278, 1984, pàg. L19. DOI: 10.1086/184213.
- ↑ Gillmon, K., and Shull, J.M. «Molecular Hydrogen in Infrared Cirrus». Astrophysical Journal, 636, 2006, pàg. 908–915. DOI: 10.1086/498055.
Vegeu també[modifica]
| Nebulosa visible | |
|---|---|
| Nebulosa preestel·lar | |
| Nebulosa estel·lar | |
| Nebulosa postestel·lar | |
| Núvols | |
| Morfologia | |
| Llistes de nebuloses |
|
