Nuvens Moleculares e Regiões de Formação Estelar

Nuvens moleculares frias e densas são os berçários das estrelas, onde a gravidade supera o suporte e o gás colapsa em novas estrelas e sistemas planetários.

Definition

Nuvens moleculares são regiões frias e densas do meio interestelar onde o hidrogênio é predominantemente molecular e protegido da luz estelar; regiões de formação estelar são as partes dessas nuvens onde a autogravidade supera o suporte interno e o gás colapsa para formar estrelas.

Scope

Este tópico abrange a estrutura e as propriedades das nuvens moleculares gigantes, as relações de escala entre seu tamanho, largura de linha e densidade, os papéis da gravidade, turbulência e campos magnéticos na regulação do colapso, o critério de Jeans para instabilidade e a sequência pela qual núcleos densos formam protoestrelas.

Core questions

• Quais são as propriedades físicas e a estrutura das nuvens moleculares gigantes?
• O que estabelece as condições sob as quais uma nuvem se torna gravitacionalmente instável?
• Como a turbulência e os campos magnéticos regulam a formação estelar?
• Como um núcleo denso colapsa para formar uma protoestrela?

Key theories

Relações de escala de Larson

Larson descobriu que as nuvens moleculares obedecem a relações que ligam seu tamanho, dispersão de velocidade interna e densidade, evidência de que a turbulência supersônica e a estrutura de quase-equilíbrio governam as nuvens.

Instabilidade gravitacional e colapso

Quando a autogravidade de uma nuvem excede o suporte da pressão térmica, turbulência e campos magnéticos, estabelecido por critérios como a massa de Jeans, ela colapsa para formar estrelas.

Colapso protostelar de dentro para fora

Shu e colaboradores descreveram como um núcleo denso colapsa de dentro para fora, construindo uma protoestrela central cercada por um disco de acreção e um envelope em queda.

Clinical relevance

As nuvens moleculares são os locais imediatos de toda a formação de estrelas e planetas, portanto, compreendê-las conecta o meio interestelar à origem das estrelas, sistemas planetários e ao enriquecimento químico das galáxias.

History

A detecção de moléculas interestelares, especialmente monóxido de carbono no início da década de 1970, revelou as nuvens moleculares gigantes como o reservatório dominante de gás denso. As relações de escala de Larson de 1981 e a teoria de colapso de Shu de 1987 enquadraram como essas nuvens formam estrelas, um quadro posteriormente enriquecido por estudos de turbulência e suporte magnético.

Key figures

• Frank Shu
• Richard Larson
• Christopher McKee
• Eve Ostriker

Seminal works

• larson1981
• shu1987
• mckee2007

Frequently asked questions

Por que as estrelas se formam em nuvens moleculares e não em outros lugares?

As estrelas precisam de gás muito frio e denso para colapsar sob a gravidade. As nuvens moleculares são as partes mais frias e densas do meio interestelar, protegidas da luz estelar disruptiva, então são os únicos lugares onde o gás pode se acumular e colapsar em estrelas.

Se as nuvens moleculares são principalmente moléculas de hidrogênio, por que são estudadas usando monóxido de carbono?

O hidrogênio molecular é difícil de detectar diretamente porque emite pouco nas temperaturas frias das nuvens. O monóxido de carbono, uma molécula traço, irradia facilmente e traça de forma confiável o hidrogênio, sendo usado como um proxy para mapear o gás molecular.