Una nube molecular , a veces llamada vivero estelar (si en su interior se está formando estrellas ), es un tipo de nube interestelar , cuya densidad y tamaño permiten nebulosas de absorción , la formación de moléculas (más comúnmente hidrógeno molecular , H2 ) 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 de radio y infrarrojos, por lo que la molécula más utilizada 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 hay 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 residen mucho polvo y muchos núcleos de gas, llamados cúmulos. Estos grupos son el comienzo de la formación de estrellas si las fuerzas gravitacionales son suficientes para provocar el colapso del polvo y el gas. [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 que terminó 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 recorrían la costa holandesa que alguna vez fueron utilizadas por los alemanes como sistema de radar de advertencia y modificaron 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 propiedad de espín. Cuando el estado de espín pasa de una condición paralela a una condición antiparalela, que contiene menos energía, el átomo elimina el exceso de energía irradiando una línea espectral a una frecuencia de 1420,405 MHz . [3]
Esta frecuencia se conoce generalmente como línea de 21 cm , en referencia a su longitud de onda en la banda de radio . La línea de 21 cm es la firma de 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 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 que se detectó la línea de emisión de 21 cm, los radioastrónomos comenzaron a mapear la distribución neutra del hidrógeno de 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 Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . Este fue el primer mapa de hidrógeno neutro del disco galáctico y también el primer mapa que muestra la estructura del brazo espiral en su interior. [4]
Tras el trabajo de van de Hulst, Oort y otros sobre la detección del hidrógeno atómico, los astrónomos comenzaron a utilizar radiotelescopios con regularidad, esta vez en busca de 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 por radio de una molécula interestelar en longitudes de onda de radio. [1] Rápidamente siguieron más detecciones interestelares de OH y, en 1965, Harold Weaver y su equipo de radioastrónomos en Berkeley identificaron líneas de emisiones de OH provenientes de la dirección de la Nebulosa de Orión y en la constelación de Casiopea . [4]
En 1968, Cheung, Rank, Townes, Thornton y Welch detectaron radiación de línea de inversión de NH₃ en el espacio interestelar. Un año después, Lewis Snyder y sus colegas encontraron formaldehído interestelar . También ese 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 H 2 . A pesar de su abundancia, la detección de H 2 resultó difícil. Debido a su molécula simétrica, las moléculas de H 2 tienen modos de rotación y vibración 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 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 de rotación y su estructura asimétrica. El CO pronto se convirtió en el principal marcador de las nubes donde se produce la formación de estrellas. [4]
En 1970, Penzias y su equipo detectaron rápidamente CO en otros lugares cercanos al centro galáctico , incluida la nube molecular gigante identificada como Sagitario B2 , a 390 años luz del centro galáctico, lo que la convirtió en la primera detección de una nube molecular en la historia. [4] Este equipo recibiría más tarde 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 que se han detectado más de 10.000 nubes moleculares desde el descubrimiento de Sagitario B2. [5]
Dentro de la Vía Láctea , las nubes de gas molecular representan menos del uno por ciento del volumen del medio interestelar (ISM), pero también son la parte más densa del mismo. La mayor parte del gas molecular está contenida en un anillo a 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 produzca predominantemente en los brazos espirales sugiere que las nubes moleculares deben formarse y disociarse en una escala de tiempo inferior a 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 en el estrecho plano medio del disco galáctico con una altura de escala característica , Z , de aproximadamente 50 a 75 pársecs, mucho más delgada que la atómica cálida ( Z de 130 a 400 pársecs) y cálida. Componentes gaseosos ionizados ( Z alrededor de 1000 parsecs) del ISM . [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 jóvenes masivas ; 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 a pequeña escala del gas es muy 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 termina efectivamente la nube, 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. [12]
El polvo cósmico y la radiación ultravioleta emitida por las estrellas son factores clave que determinan no sólo la densidad del gas y de la columna, sino también la composición molecular de una nube. El polvo proporciona protección al gas molecular del interior, evitando la disociación por la radiación ultravioleta. La disociación causada por los fotones ultravioleta es el principal mecanismo para transformar el material molecular de nuevo al estado atómico dentro de la nube. [13] 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. [14]
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 de gran tamaño conocidas como hidrocarburos aromáticos policíclicos . [13]
La densidad a través de una nube molecular está fragmentada y sus regiones generalmente se pueden clasificar en grupos y núcleos. Los grupos forman la subestructura más grande de la nube y tienen un tamaño promedio de 1 pieza . Los grupos son los precursores de los cúmulos de estrellas , aunque no todos los grupos acabarán formando estrellas. Los núcleos son mucho más pequeños (en un factor de 10) y tienen densidades más altas. Los núcleos están ligados gravitacionalmente y sufren un colapso durante la formación de estrellas . [11]
En términos astronómicos, las nubes moleculares son estructuras de vida corta que se destruyen o sufren importantes cambios estructurales y químicos aproximadamente 10 millones de años después de su existencia. Su corta vida útil se puede inferir del rango de edad de las estrellas jóvenes asociadas con ellas, de 10 a 20 millones de años, lo que coincide con las escalas de tiempo internas de las nubes moleculares. [14]
La observación directa de estrellas T Tauri dentro de nubes oscuras y estrellas OB en regiones de formación estelar coincide con este lapso 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 vida corta. 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. [14]
Debido a su corta vida útil, las nubes moleculares se ensamblan 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 de formación de estrellas en nuestra galaxia. La tasa de masa que se ensambla en estrellas es de aproximadamente 3 M ☉ por año. Sólo el 2% de la masa de una nube molecular se ensambla en estrellas, lo que da la cantidad de 150 M ☉ de gas que se ensamblan en las nubes moleculares de la Vía Láctea por año. [14] [15]
Los astrónomos han sugerido dos posibles mecanismos para la formación de nubes moleculares. El crecimiento de las nubes por colisión e inestabilidad gravitacional en la capa de gas se extendió por toda la galaxia. Los modelos de la teoría de la colisión han demostrado que no puede ser el mecanismo principal para la formación de nubes debido a la muy larga escala de tiempo que se necesitaría para formar una nube molecular, más allá de la vida útil promedio de tales estructuras. [15] [14]
Es probable que la inestabilidad gravitacional sea el mecanismo principal. Aquellas regiones con más gas ejercerán una mayor fuerza gravitacional sobre sus regiones vecinas y atraerán el material circundante. Este material extra aumenta la densidad, aumentando 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 estimada para la formación de nubes. [15] [14]
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 propia nube. Una vez que se forman las estrellas, comienzan a ionizar partes 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 '. [16] 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 la inestabilidad gravitacional lo atrae hacia nuevas nubes. [14]
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 su densidad por contracción gravitacional. Este proceso continúa hasta que la temperatura alcanza un punto en el que puede ocurrir la fusión del hidrógeno. [17] La quema de hidrógeno genera suficiente calor para empujar contra la gravedad, creando un equilibrio hidrostático . En esta etapa, se forma una protoestrella que 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 (a 140 pc o 430 ly de distancia), lo que la convierte en un objeto excelente para recopilar datos sobre la relación entre las nubes moleculares y la formación estelar. Incrustadas en la nube molecular de Tauro se encuentran las estrellas T Tauri . Se trata de una clase de estrellas variables que se encuentran en una etapa temprana de desarrollo estelar y que aún acumulan gas y polvo de la nube que las rodea. La observación de las 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 alejado mucho 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. [17]
Un vasto conjunto de gas molecular que tiene más de 10 mil veces la masa del Sol [19] se llama nube molecular gigante ( GMC ). Los GMC tienen alrededor de 15 a 600 años luz (5 a 200 pársecs) de diámetro, con masas típicas de 10 mil a 10 millones de masas solares. [20] Mientras que la densidad media en la vecindad del Sol es de una partícula por centímetro cúbico, la densidad volumétrica media de un GMC es entre diez y mil veces mayor. Aunque el Sol es mucho más denso que un GMC, el volumen de un GMC es tan grande que contiene mucha más masa que el Sol. La subestructura de un GMC es un patrón complejo de filamentos, láminas, burbujas y grupos irregulares. [8]
Los filamentos son verdaderamente omnipresentes en la nube molecular. Los densos filamentos moleculares se fragmentarán en núcleos unidos gravitacionalmente, la mayoría de los cuales evolucionarán hasta convertirse en estrellas. La acumulación continua de gas, la flexión geométrica y los campos magnéticos pueden controlar la forma detallada de fragmentación de los filamentos. En filamentos supercríticos, las observaciones han revelado cadenas cuasi periódicas de núcleos densos con una separación de 0,15 pársec comparable al ancho interior del filamento. [21] Una fracción sustancial de filamentos contenía núcleos preestelares y protoestelares, lo que respalda el importante papel de los filamentos en la formación de núcleos unidos gravitacionalmente. [22]
Las partes más densas de los filamentos y grupos 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 del fondo, de modo que aparezcan en silueta como nebulosas oscuras . [23]
Los GMC son tan grandes que los locales pueden cubrir una fracción significativa de una constelación; por lo tanto, a menudo se les denomina con el nombre de esa constelación, por ejemplo, la nube molecular de Orión (OMC) o la nube molecular de Tauro (TMC). Estos GMC locales están dispuestos en un anillo en la vecindad del Sol coincidiendo con el Cinturón de Gould . [24] La colección más masiva de nubes moleculares de la galaxia forma un anillo asimétrico alrededor del centro galáctico en un radio de 120 pársecs; el componente más grande de este anillo es el complejo B2 de Sagitario . La región de Sagitario es químicamente rica y los astrónomos la utilizan a menudo como ejemplo en busca de nuevas moléculas en el espacio interestelar. [25]
Pequeñas nubes moleculares aisladas unidas gravitacionalmente con masas inferiores a unos pocos cientos de veces la del Sol se denominan glóbulos de Bok . Las partes más densas de las pequeñas nubes moleculares son equivalentes a los núcleos moleculares que se encuentran en las GMC y, a menudo, se incluyen en los mismos estudios.
En 1984, IRAS [ se necesita aclaración ] identificó un nuevo tipo de nube molecular difusa. [27] Estas eran nubes filamentosas difusas que son visibles en altas latitudes galácticas . Estas nubes tienen una densidad típica de 30 partículas por centímetro cúbico. [28]
