nube molecular

History

A mediados del siglo XX, los astrónomos supusieron que la materia interestelar se acumula en grumos densos que dan origen a las estrellas. En los años 1970, las observaciones en radio del monóxido de carbono (CO) permitieron detectar directamente por primera vez las gigantescas nubes moleculares en nuestra Galaxia.

How it works

La gravedad atrae lentamente la materia de la nube hacia el centro. Si en alguna región se acumula masa suficiente, la atracción gravitatoria supera la presión interna y el grumo comienza a contraerse cada vez más rápido. Finalmente, en su centro la temperatura se vuelve tan alta que se inician las reacciones nucleares: se enciende una estrella.

History

A mediados del siglo XX, los astrónomos supusieron que la materia interestelar se acumula en grumos densos que dan origen a las estrellas. En los años 1970, las observaciones en radio del monóxido de carbono (CO) permitieron detectar directamente por primera vez las gigantescas nubes moleculares en nuestra Galaxia.

How it works

La gravedad atrae lentamente la materia de la nube hacia el centro. Si en alguna región se acumula masa suficiente, la atracción gravitatoria supera la presión interna y el grumo comienza a contraerse cada vez más rápido. Finalmente, en su centro la temperatura se vuelve tan alta que se inician las reacciones nucleares: se enciende una estrella.

History

La primera indicación de la existencia de moléculas en el medio interestelar fue la detección de CH y CN en espectros ópticos (1937). En 1970, con el descubrimiento de la emisión de CO en la longitud de onda de 2,6 mm, comenzó el cartografiado sistemático de nubes moleculares. En 1975, Fred Hoyle y sus colaboradores publicaron un modelo de evolución química de las nubes. Grandes muestreos entre 1980 y 2000 (FCRAO, Bell Labs 7-m) revelaron miles de nubes en la Vía Láctea. Los interferómetros modernos (ALMA) de alta resolución han mostrado una compleja estructura filamentaria y discos alrededor de protoestrellas.

How it works

La dinámica se controla mediante el equilibrio entre la gravedad, la presión térmica, el campo magnético y la turbulencia. La estabilidad se determina por el criterio de Jeans: si la masa de un grumo de gas es mayor que la masa de Jeans M_J ∝ T^{3/2} ρ^{-1/2}, éste colapsa. La contracción se acelera, la nube se fragmenta en multitud de grumos y se forma un cúmulo estelar. Durante la compresión se libera energía gravitatoria; una parte se convierte en calor y otra en energía del campo magnético y energía cinética de los flujos. Cuando en el centro de la protoestrella la temperatura alcanza ~10⁷ K, comienza la combustión nuclear del hidrógeno. Las estrellas recién nacidas ionizan el gas circundante (creando regiones H II) y, mediante el viento estelar y la radiación, dispersan los restos de la nube.

Open problems & fun facts

Cómo se inicia exactamente el colapso: el papel de la turbulencia y las ondas de choque de supernovas.; Origen de las moléculas orgánicas complejas en los núcleos preestelares fríos (química preestelar).; Detección de discos protoestelares en las fases más tempranas y su relación con la formación de planetas.

💡 En la nube Sagitario B2 se ha encontrado formiato de etilo, la sustancia que da a las frambuesas su aroma; así que en algunas regiones el cosmos realmente 'huele' a bayas.