Una nube molecular , a veces llamada vivero estelar (si en su interior se está formando una estrella ), es un tipo de nube interestelar cuya densidad y tamaño permiten la formación de nebulosas de absorción , la formación de moléculas (más comúnmente hidrógeno molecular , H 2 ) 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 utiliza con más frecuencia para determinar la presencia de H 2 es el monóxido de carbono (CO). Se cree que la relación entre la luminosidad del CO y la masa del H 2 es constante, aunque existen razones para dudar de esta suposición en las observaciones de algunas otras galaxias. [1]
Dentro de las nubes moleculares hay regiones con mayor densidad, donde reside mucho polvo y muchos núcleos de gas, llamados cúmulos. Estos cúmulos son el comienzo de la formación de estrellas si las fuerzas gravitacionales son suficientes para hacer que el polvo y el gas colapsen. [2]
La historia del descubrimiento de las nubes moleculares está estrechamente relacionada con el desarrollo de la radioastronomía y la astroquímica . Durante la Segunda Guerra Mundial , en una pequeña reunión de científicos, Henk van de Hulst informó por primera vez que había calculado que el átomo de hidrógeno neutro debería transmitir una señal de radio detectable . [3] Este descubrimiento fue un paso importante hacia la investigación que eventualmente conduciría a la detección de nubes moleculares.
Una vez terminada la guerra, y conscientes de las observaciones radioastronómicas pioneras realizadas por Jansky y Reber en los EE. UU., los astrónomos holandeses reutilizaron las antenas en forma de plato que corrían a lo largo de la costa holandesa que alguna vez fueron utilizadas por los alemanes como un sistema de radar de advertencia y las modificaron para convertirlas en radiotelescopios , iniciando la búsqueda de la firma del hidrógeno en las profundidades del espacio. [3] [4]
El átomo de hidrógeno neutro está formado por un protón con un electrón en su órbita. Tanto el protón como el electrón tienen una propiedad de espín. Cuando el estado de espín cambia de un estado paralelo a uno antiparalelo, que contiene menos energía, el átomo se deshace del exceso de energía irradiando una línea espectral a una frecuencia de 1420,405 MHz . [3]
Esta frecuencia se conoce generalmente como la línea de 21 cm , en referencia a su longitud de onda en la banda de radio . La línea de 21 cm es la firma del HI y hace que el gas sea detectable para los astrónomos en la Tierra. El descubrimiento de la línea de 21 cm fue el primer paso hacia la tecnología que permitiría a los astrónomos detectar compuestos y moléculas en el espacio interestelar. [3]
En 1951, dos grupos de investigación descubrieron casi simultáneamente la emisión de radio procedente del hidrógeno neutro interestelar. Ewen y Purcell informaron de la detección de la línea de 21 cm en marzo de 1951. Utilizando el radiotelescopio del Observatorio Kootwijk, Muller y Oort informaron de la detección de la línea de emisión de hidrógeno en mayo de ese mismo año. [4]
Una vez detectada la línea de emisión de 21 cm, los radioastrónomos comenzaron a cartografiar la distribución del hidrógeno neutro en la Vía Láctea . Van de Hulst, Muller y Oort, con la ayuda de un equipo de astrónomos de Australia, publicaron el mapa Leiden-Sydney del hidrógeno neutro en el disco galáctico en 1958 en la revista Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . Este fue el primer mapa del hidrógeno neutro del disco galáctico y también el primer mapa que mostraba la estructura del brazo espiral en su interior. [4]
Tras el trabajo de detección de hidrógeno atómico de van de Hulst, Oort y otros, los astrónomos comenzaron a utilizar regularmente radiotelescopios, esta vez buscando moléculas interestelares . En 1963, Alan Barrett y Sander Weinred en el MIT encontraron la línea de emisión de OH en el remanente de supernova Cassiopeia A. Esta fue la primera detección de radio de una molécula interestelar en longitudes de onda de radio. [1] Rápidamente siguieron más detecciones de OH interestelar y en 1965, Harold Weaver y su equipo de radioastrónomos en Berkeley , identificaron líneas de emisión de OH provenientes de la dirección de la Nebulosa de Orión y en la constelación de Cassiopeia . [4]
En 1968, Cheung, Rank, Townes, Thornton y Welch detectaron la radiación de líneas de inversión de NH₃ en el espacio interestelar. Un año después, Lewis Snyder y sus colegas encontraron formaldehído interestelar . También en el mismo año, George Carruthers logró identificar el hidrógeno molecular . Las numerosas detecciones de moléculas en el espacio interestelar ayudarían a allanar el camino hacia el descubrimiento de las nubes moleculares en 1970. [4]
El hidrógeno es la especie de átomo más abundante en las nubes moleculares y, en las condiciones adecuadas, formará la molécula de H2. A pesar de su abundancia, la detección del H2 resultó difícil . Debido a su molécula simétrica, las moléculas de H2 tienen modos rotacionales y vibracionales débiles, lo que las hace prácticamente invisibles a la observación directa.
La solución a este problema llegó cuando Arno Penzias , Keith Jefferts y Robert Wilson identificaron el CO en la región de formación estelar de la Nebulosa Omega . El monóxido de carbono es mucho más fácil de detectar que el H2 debido a su energía rotacional y su estructura asimétrica. El CO pronto se convirtió en el principal trazador de las nubes donde se produce la formación estelar. [4]
En 1970, Penzias y su equipo detectaron rápidamente CO en otras localizaciones cercanas al centro galáctico , incluida la nube molecular gigante identificada como Sagitario B2 , a 390 años luz del centro galáctico, convirtiéndose en la primera detección de una nube molecular en la historia. [4] Este equipo recibiría posteriormente el premio Nobel de física por su descubrimiento de la emisión de microondas del Big Bang .
Debido a su papel fundamental, la investigación sobre estas estructuras no ha hecho más que aumentar con el tiempo. Un artículo publicado en 2022 informa de que se han detectado más de 10 000 nubes moleculares desde el descubrimiento de Sagitario B2. [5]
En 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 mismo. La mayor parte del gas molecular está contenido 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). [6] 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. [7] El hecho de 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 más corta que 10 millones de años, el tiempo que tarda el material en pasar a través de la región del brazo. [8]
Perpendicularmente al plano de la galaxia, el gas molecular habita el estrecho plano medio del disco galáctico con una altura de escala característica , Z , de aproximadamente 50 a 75 parsecs, mucho más delgada que los componentes gaseosos atómicos cálidos ( Z de 130 a 400 parsecs) e ionizados cálidos ( Z alrededor de 1000 parsecs) del medio interestelar . [10] Las excepciones a la distribución del 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 del gas a pequeña escala es altamente irregular y la mayor parte se concentra en nubes discretas y complejos de nubes. [6]
Las nubes moleculares suelen tener densidades medias interestelares de 10 a 30 cm -3 y constituyen aproximadamente el 50% del gas interestelar total de una galaxia . [11] La mayor parte del gas se encuentra en estado molecular . Los límites visuales de una nube molecular no son donde la nube termina efectivamente, sino donde el gas molecular cambia a gas atómico en una transición rápida, formando "envolturas" de masa, dando la impresión de un borde a la estructura de la nube. La estructura en sí es generalmente irregular y filamentosa. [8]
El polvo cósmico y la radiación ultravioleta emitida por las estrellas son factores clave que determinan no solo la densidad de los gases y las columnas, sino también la composición molecular de una nube. El polvo protege al gas molecular en su interior, impidiendo la disociación por la radiación ultravioleta. La disociación causada por los fotones UV es el principal mecanismo para transformar el material molecular de nuevo al estado atómico dentro de la nube. [12] El contenido molecular en una región de una nube molecular puede cambiar rápidamente debido a la variación en el campo de radiación y al movimiento y perturbación del polvo. [13]
La mayor parte del gas que constituye una nube molecular es hidrógeno molecular , siendo el monóxido de carbono el segundo compuesto más común. [11] Las nubes moleculares también suelen contener otros elementos y compuestos. Los astrónomos han observado la presencia de compuestos de cadena larga como metanol , etanol y anillos de benceno y sus diversos hidruros . También se han detectado moléculas grandes conocidas como hidrocarburos aromáticos policíclicos . [12]
La densidad a lo largo de una nube molecular está fragmentada y sus regiones pueden clasificarse generalmente en cúmulos y núcleos. Los cúmulos forman la subestructura más grande de la nube, con un tamaño promedio de 1 pc . Los cúmulos son los precursores de los cúmulos estelares , aunque no todos los cúmulos eventualmente formarán estrellas. Los núcleos son mucho más pequeños (por un factor de 10) y tienen densidades más altas. Los núcleos están ligados gravitacionalmente y pasan por un colapso durante la formación estelar . [11]
En términos astronómicos, las nubes moleculares son estructuras de corta duración que se destruyen o sufren importantes cambios estructurales y químicos aproximadamente a los 10 millones de años de existencia. Su corta duración de vida se puede inferir del rango de edad de las estrellas jóvenes asociadas con ellas, de 10 a 20 millones de años, que coincide con las escalas de tiempo internas de las nubes moleculares. [13]
La observación directa de estrellas T Tauri dentro de nubes oscuras y estrellas OB en regiones de formación estelar coincide con este intervalo de edad previsto. El hecho de que las estrellas OB de más de 10 millones de años no tengan una cantidad significativa de material de nubes a su alrededor parece sugerir que la mayor parte de la nube se dispersa después de este tiempo. La falta de grandes cantidades de moléculas congeladas dentro de las nubes también sugiere una estructura de corta duración. Algunos astrónomos proponen que las moléculas nunca se congelaron en cantidades muy grandes debido a la turbulencia y la rápida transición entre gas atómico y molecular. [13]
Debido a su corta vida, las nubes moleculares se forman y destruyen constantemente. Al calcular la velocidad a la que se forman las estrellas en nuestra galaxia, los astrónomos pueden sugerir la cantidad de gas interestelar que se acumula en las nubes moleculares formadoras de estrellas en nuestra galaxia. La tasa de masa que se acumula en estrellas es de aproximadamente 3 M ☉ por año. Solo el 2% de la masa de una nube molecular se acumula en estrellas, lo que da la cifra de 150 M ☉ de gas que se acumulan en las nubes moleculares de la Vía Láctea por año. [13] [14]
Los astrónomos han sugerido dos posibles mecanismos para la formación de nubes moleculares: el crecimiento de las nubes por colisión y la inestabilidad gravitacional en la capa de gas que se extiende por toda la galaxia. Los modelos de la teoría de la colisión han demostrado que no puede ser el mecanismo principal de formación de nubes debido al larguísimo tiempo que se necesitaría para formar una nube molecular, más allá de la vida media de dichas estructuras. [14] [13]
Es probable que la inestabilidad gravitacional sea el mecanismo principal. Las regiones con más gas ejercerán una mayor fuerza gravitacional sobre sus regiones vecinas y atraerán el material circundante. Este material adicional aumenta la densidad, lo que aumenta su atracción gravitacional. Los modelos matemáticos de inestabilidad gravitacional en la capa de gas predicen un tiempo de formación dentro de la escala de tiempo para el tiempo estimado de formación de nubes. [14] [13]
Una vez que una nube molecular reúne suficiente masa, las regiones más densas de la estructura comenzarán a colapsar bajo la gravedad, creando cúmulos de formación de estrellas . Este proceso es altamente destructivo para la nube misma. Una vez que se forman las estrellas, comienzan a ionizar porciones de la nube a su alrededor debido a su calor. El gas ionizado luego se evapora y se dispersa en formaciones llamadas " flujos de champán ". [15] Este proceso comienza cuando aproximadamente el 2% de la masa de la nube se ha convertido en estrellas. También se sabe que los vientos estelares contribuyen a la dispersión de las nubes. El ciclo de formación y destrucción de nubes se cierra cuando el gas dispersado por las estrellas se enfría nuevamente y es atraído hacia nuevas nubes por la inestabilidad gravitacional. [13]
La formación de estrellas implica el colapso de la parte más densa de la nube molecular, fragmentando la región colapsada en grupos más pequeños. Estos grupos agregan más material interestelar, aumentando en densidad por contracción gravitacional. Este proceso continúa hasta que la temperatura alcanza un punto donde puede ocurrir la fusión del hidrógeno. [16] La quema de hidrógeno luego genera suficiente calor para empujar contra la gravedad, creando equilibrio hidrostático . En esta etapa, se forma una protoestrella y continuará agregando gas y polvo de la nube que la rodea.
Una de las regiones de formación estelar más estudiadas es la nube molecular de Tauro debido a su proximidad a la Tierra (140 pc o 430 ly de distancia), lo que la convierte en un excelente objeto para recopilar datos sobre la relación entre las nubes moleculares y la formación estelar. Incrustadas en la nube molecular de Tauro hay estrellas T Tauri . Se trata de una clase de estrellas variables en una etapa temprana de desarrollo estelar y que aún acumulan gas y polvo de la nube que las rodea. La observación de regiones de formación estelar ha ayudado a los astrónomos a desarrollar teorías sobre la evolución estelar . Se han observado muchas estrellas de tipo O y B en nubes moleculares o muy cerca de ellas. Dado que estos tipos de estrellas pertenecen a la población I (algunas tienen menos de 1 millón de años), no pueden haberse movido lejos de su lugar de nacimiento. Muchas de estas estrellas jóvenes se encuentran incrustadas en cúmulos de nubes, lo que sugiere que las estrellas se forman en su interior. [16]
Una vasta masa de gas molecular que tiene más de 10 mil veces la masa del Sol [18] se denomina nube molecular gigante ( GMC ). Las GMC tienen un diámetro de entre 15 y 600 años luz (5 a 200 parsecs), con masas típicas de entre 10 mil y 10 millones de masas solares. [19] Mientras que la densidad media en la vecindad solar es de una partícula por centímetro cúbico, la densidad de volumen media de una GMC es de unas diez a mil veces mayor. Aunque el Sol es mucho más denso que una GMC, el volumen de una GMC es tan grande que contiene mucha más masa que el Sol. La subestructura de una GMC es un patrón complejo de filamentos, láminas, burbujas y grumos irregulares. [8]
Los filamentos son verdaderamente omnipresentes en la nube molecular. Los filamentos moleculares densos se fragmentarán en núcleos ligados gravitacionalmente, la mayoría de los cuales evolucionarán en estrellas. La acumulación continua de gas, la curvatura geométrica y los campos magnéticos pueden controlar la forma detallada de fragmentación de los filamentos. En filamentos supercríticos, las observaciones han revelado cadenas cuasiperiódicas de núcleos densos con un espaciamiento de 0,15 parsec comparable al ancho interno del filamento. [20] Una fracción sustancial de filamentos contenía núcleos preestelares y protoestelares, lo que respalda el importante papel de los filamentos en la formación de núcleos ligados gravitacionalmente. [21] Estudios recientes han sugerido que las estructuras filamentosas en las nubes moleculares juegan un papel crucial en las condiciones iniciales de la formación de estrellas y el origen del FMI estelar. [22]
Las partes más densas de los filamentos y grumos se denominan núcleos moleculares, mientras que los núcleos moleculares más densos se denominan núcleos moleculares densos y tienen densidades superiores a 10 4 a 10 6 partículas por centímetro cúbico. Los núcleos moleculares típicos se trazan con CO y los núcleos moleculares densos se trazan con amoníaco . La concentración de polvo dentro de los núcleos moleculares normalmente es suficiente para bloquear la luz de las estrellas de fondo, de modo que aparecen en silueta como nebulosas oscuras . [23]
Las GMC son tan grandes que las locales pueden cubrir una fracción significativa de una constelación; por lo tanto, a menudo se las conoce por el nombre de esa constelación, por ejemplo, la nube molecular de Orión (OMC) o la nube molecular de Tauro (TMC). Estas GMC locales están dispuestas en un anillo en la vecindad del Sol que coincide con el Cinturón de Gould . [24] 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 en química y los astrónomos la usan a menudo como ejemplo en la búsqueda de nuevas moléculas en el espacio interestelar. [25]
Las nubes moleculares pequeñas unidas gravitacionalmente y aisladas 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 nubes moleculares pequeñas y, a menudo, se incluyen en los mismos estudios.
En 1984, el IRAS [ aclaración necesaria ] identificó un nuevo tipo de nube molecular difusa. [27] Se trataba de nubes filamentosas difusas que son visibles en altas latitudes galácticas . Estas nubes tienen una densidad típica de 30 partículas por centímetro cúbico. [28]
