Nor interstelar

De la Wikipedia, enciclopedia liberă.
Salt la navigare Salt la căutare
Peste 200 de stele nou formate sunt prezente în norul cunoscut sub numele de NGC 604 în galaxia triunghiului . Aceste stele radiază gaze cu lumină ultravioletă energetică, ionizând atomi și creând vaste cavități în interiorul norului.

Norul interstelar este termenul generic atribuit acumulărilor de gaz și praf prezente în interiorul unei galaxii ; cu alte cuvinte, este o regiune nebulară în care densitatea materiei este mai mare decât media mediului interstelar . [1]

În funcție de densitatea, dimensiunea și valorile temperaturii unui nor dat, hidrogenul conținut în acesta poate lua diferite forme: neutru ( Regiunea HI ), ionizat ( Regiunea H II ) sau molecular ( nor molecular ). Norii de hidrogen neutru și ionizat sunt denumiți de obicei nori difusi , în timp ce nori moleculari sunt denumiți nori densi .

Distribuție

Un detaliu al galaxiei Vortex care prezintă diferiți nori interstelali rezemându-se de brațele spirale , inclusiv diferite regiuni H II (în roz) și nori de praf întunecați , locurile alese pentru procesele de formare a stelelor. HST - NASA /ESA .

O galaxie spirală tipică, cum ar fi Calea Lactee , conține cantități mari de mediu interstelar, care este dispus în principal de-a lungul brațelor care delimitează spirala, unde cea mai mare parte a materiei care o constituie, este transmisă aici datorită mișcării de rotație a galaxiei, [2] pot forma structuri difuze . Situația se schimbă pe măsură ce continuăm de-a lungul secvenței Hubble , până la cele mai mici cantități de materie prezente în mediul interstelar al galaxiilor eliptice ; [3] în consecință, pe măsură ce cantitatea de mediu interstelar este redusă, se elimină posibilitatea unor structuri nebulare difuze, cu excepția cazului în care galaxia deficitară dobândește material din alte galaxii cu care interacționează în cele din urmă. [4]

Tipuri

În raport cu unii parametri fizici, cum ar fi densitatea, dimensiunea și temperatura , hidrogenul conținut în nori se poate prezenta sub diferite forme, făcând posibilă distincția diferitelor tipuri de nori interstelari.

Regiunile HI

Pictogramă lupă mgx2.svg Același subiect în detaliu: regiunea HI .

Regiunile HI ( regiunea acca prime ) sunt formate în principal din hidrogen neutru monoatomic (HI); emit o cantitate extrem de redusă de radiație electromagnetică , cu excepția emisiilor din banda de 21 cm (1420 MHz) , tipică H I. În apropierea fronturilor de ionizare , în care regiunile HI se ciocnesc cu fronturile de gaz ionizat în expansiune (cum ar fi un Regiunea H II ), acestea din urmă se aprind într-o măsură mai mare decât în ​​condiții normale. Gradul de ionizare al unei regiuni HI este foarte scăzut și corespunde cu aproximativ 10 −4 , adică o particulă din 10 000. [5]

Cartarea emisiilor la lungimile de undă H I cu un radiotelescop este o tehnică larg utilizată pentru a determina structura unei galaxii spirale și pentru a defini perturbațiile gravitaționale dintre galaxiile care interacționează .

Regiunile HI includ nori de mare viteză , [6] care, prin definiție, au un v lsr (adică viteza de repaus standard locală ) mai mare de 90 km / s . [7]

Nori moleculari

Pictogramă lupă mgx2.svg Același subiect în detaliu: nor molecular .
Nebuloasa capului de cal , o coloană mare de hidrogen molecular și praf întunecat care se suprapune strălucirii IC 434 , ambele fac parte din complexul Orion .

Norii moleculari sunt nori interstelali caracterizați prin valori de densitate și temperatură care permit agregarea atomilor de hidrogen să formeze hidrogen molecular , H 2 . [1] Norii moleculari sunt locul ales pentru nașterea noilor stele . [8]

Deoarece hidrogenul molecular este dificil de detectat prin infraroșii și radio de observare , molecula cea mai frecvent utilizată pentru a determina prezența H2 este monoxidul de carbon (CO), cu care este în mod normal , într - un raport de 10 000: 1 sau 10 000 de molecule de H 2 pe moleculă de CO. [9] Relația dintre luminozitatea CO și masa H 2 este mai mult sau mai puțin constantă, deși unele observații din anumite galaxii pun îndoială asupra acestei presupuneri. [9]

Într-o galaxie spirală tipică precum Calea Lactee , gazul molecular reprezintă mai puțin de 1% din volumul mediului interstelar, chiar dacă constituie porțiunea cu densitate mai mare. [10]

Categoria norilor moleculari include nebuloasele întunecate , norii uriași , globulele lui Bok și norii cirus în infraroșu . [10]

Regiunile H II

Pictogramă lupă mgx2.svg Același subiect în detaliu: Regiunea H II .
Imagine făcută detelescopul spațial Spitzer care descrie regiunile centrale ale nebuloasei Tarantula , cea mai mare regiune H II a grupului local .

Regiunile H II (a doua regiune acca) în locul norilor de hidrogen sunt ionizate (H II) de radiația ultravioletă emisă de stelele tinere, albastre și calde (de tipurile OB , colțul superior al diagramei HR ) care se formează la interiorul lor. [11] Din acest motiv, ele sunt, de asemenea, clasificate ca o nebuloasă de emisie . Prezența unei regiuni H II este un indiciu al formării stelelor în curs. [12]

Mărimea unei regiuni H II este determinată atât de cantitatea de gaz prezentă, cât și de strălucirea stelelor O și B: cu cât sunt mai strălucitoare, cu atât este mai mare regiunea H II. Diametrul său este în general de ordinul câtorva ani lumină . Se găsesc în brațele spirale ale galaxiilor , deoarece în ele se formează majoritatea stelelor. Acestea se numără printre cele mai mari și mai vizibile caracteristici ale brațelor galaxiilor spirale și au fost, de asemenea, dezvăluite în galaxiile cu redshift ridicat. [13]

În lumina vizibilă , acestea se caracterizează prin culoarea lor roșie, cauzată de linia puternică de emisie a hidrogenului a 656,3 nm ( linia H-α ). Pe lângă hidrogen există, într-o măsură mai mică, și alte specii atomice; în special, se observă frecvent liniile interzise de oxigen , azot și sulf . [14]

Regiunile H II sunt destul de scurte, în termeni astronomici: dependente de stelele tinere și mari care furnizează energia necesară, devin invizibile după moartea acestor stele, iar stelele cu masă mare au o durată de viață de câteva milioane de ani. , sau cel mult câteva zeci. [11] [15]

Formare

Detaliu al regiunii H II cunoscută sub numele de Nebuloasa Carina ; în partea de sus a coloanelor de hidrogen și pulbere există două obiecte Herbig-Haro , HH 901 și HH 902 (jeturile perpendiculare pe axa coloanelor); aceste coloane sunt bătute de vânturi și radiații ultraviolete de la stelele masive din apropiere, responsabile pentru procesul de foto - evaporare pe care îl suferă acești nori. Vezi detalii

Este de părere că norii interstelari fac parte din ciclul mediului interstelar , conform căruia gazele și praful, materie primă pentru formarea de noi stele, trec de la nori la ele și, la sfârșitul existenței lor, revin la formează din nou nori., constituind materialul de plecare pentru o generație ulterioară de stele . [16]

Norii interstelari se formează prin îngroșarea unui mediu interstelar inițial foarte rarefiat, cu o densitate între 0,1 și 1 particulă per cm³. Dispersia normală a energiei sub formă de radiații în infraroșul îndepărtat (un mecanism foarte eficient) determină o răcire progresivă a mediului, care determină o creștere a densității [16] și determină îngroșarea materiei mediului în regiunile HI; pe măsură ce răcirea continuă, acești nori devin din ce în ce mai densi. Când densitatea atinge o valoare de 1 000 de particule pe cm³, norul devine opac pentru radiația ultravioletă galactică; aceste condiții permit atomilor de hidrogen să se combine în molecule diatomice (H 2 ), prin mecanisme care implică pulberile ca catalizatori ; [16] norul devine acum un nor molecular. [8] Dacă cantitatea de praf din interiorul norului este de natură să blocheze radiația luminii vizibile provenind din regiunile din spatele acestuia, aceasta apare pe cer ca o nebuloasă întunecată . [17]

Cele mai mari exemple ale acestor structuri, nori moleculari gigantici , au densități tipice de ordinul a 100 de particule pe cm³, diametre de peste 100 de ani lumină , mase mai mari de 6 milioane de mase solare (M ☉ ) [10] și o temperatură medie, în interior 10 K. Se estimează că aproximativ jumătate din masa totală a mediului interstelar al galaxiei noastre este conținută în aceste formațiuni, [18] împărțite în aproximativ 6000 de nori moleculari fiecare cu mai mult de 100.000 de mase solare de materie în interior. [19]
Unii nori sunt atât de densi (~ 10 000 atomi pe cm³) încât sunt opaci chiar și până la infraroșu, care este în mod normal capabil să pătrundă în regiunile bogate în praf. Acești nori conțin cantități mari de materie (de la 100 la 100 000 M ⊙ ) și constituie legătura evolutivă dintre nor și nucleele dense care se formează prin prăbușirea și fragmentarea norului. [16]

Posibila prezență a stelelor tinere masive , care prin emisia lor ultravioletă intensă ionizează hidrogen la H + , transformă norul într-o regiune H II. [20]

Compoziție chimică

Regiunea de formare a stelelor N11B, un nor molecular în Marele Nor Magellanic .

Analiza compoziției norilor interstelari se efectuează prin studierea radiației electromagnetice emise de aceștia. Telescoapele radio mari analizează intensitatea anumitor frecvențe care sunt caracteristice spectrului anumitor molecule . În acest fel putem produce o hartă a abundenței acestor molecule și putem înțelege diferitele compoziții ale norilor. Mulți nori interstelali sunt reci și tind să emită radiații electromagnetice cu lungime de undă lungă . Norii fierbinți conțin adesea ioni de multe elemente ale căror spectre pot fi observate în lumina vizibilă și ultravioletă.

Radiotelescoapele pot analiza, de asemenea, toate frecvențele emise dintr-un punct dat, înregistrând intensitățile fiecărui tip de moleculă. Intensitatea semnalului este proporțională cu abundența atomului sau moleculei care corespunde acelei frecvențe. [21]

În mod normal, aproximativ 70% din masa norilor interstelari este compusă din hidrogen , în timp ce procentul rămas este în principal heliu cu urme de elemente mai grele, numite metale , precum calciu , neutru sau sub formă de cationi Ca + (90%) și Ca ++ (9%) și compuși anorganici, cum ar fi apa , monoxidul de carbon , hidrogenul sulfurat , amoniacul și cianura de hidrogen .

Prezența substanțelor neașteptate

Până de curând se credea că viteza reacțiilor chimice din nori interstelari era foarte lentă, cu puțini compuși produși din cauza temperaturilor scăzute și a densității norilor. Cu toate acestea, molecule organice mari au fost observate în spectrele pe care oamenii de știință nu se așteptau să le găsească în aceste condiții. În mod normal, reacțiile necesare pentru a le crea apar doar la temperaturi și presiuni mult mai ridicate. Găsirea lor indică faptul că aceste reacții chimice din nori interstelari au loc mai repede decât se presupune. [22] Aceste reacții sunt studiate în experimentul CRESU . Dintre moleculele neașteptate, se remarcă numeroși compuși organici , cum ar fi formaldehida , acidul formic , etanolul și radicalii ( HO ° , CN ° ). [23]

Norii interstelari sunt, de asemenea, un instrument pentru studierea prezenței și proporțiilor metalelor în spațiu. Prezența și proporțiile acestor elemente pot ajuta la dezvoltarea teoriilor cu privire la modul în care sunt produse aceste substanțe, mai ales atunci când proporțiile lor măsurate se abat de la cele prezise de modelele de nucleosinteză stelară și, prin urmare, sugerează intervenția unor procese alternative, cum ar fi spalarea prin raze cosmice . [24]

Notă

  1. ^ a b CR O'Dell, Nebula , pe nasa.gov , World Book la NASA. Adus la 18 mai 2009 (arhivat din original la 4 mai 2009) .
  2. ^ AA. VV. , vol. 2, p. 68 .
  3. ^ D. Merritt, Dinamica galaxiei eliptice , în The Astronomical Journal , vol. 756, februarie 1999, pp. 129-168.
  4. ^ C. Dupraz, F. Casoli, The Fate of the Molecular Gas from Fergers to Ellipticals , Dynamics of Galaxies and Their Molecular Cloud Distributions: Proceedings of the 146th Symposium of the International Astronomical Union , Paris, France, Kluwer Academic Publishers, 4- 9 iunie 1990. Adus pe 21 mai 2009 .
  5. ^ Kevin J. Anderson, Ed Churchwell, Anatomia unei nebuloase , în Astronomie , vol. 13, 1985, pp. 66-71.
  6. ^ Dark Matter- More Than Meets the Eye ( PDF ), la genesismission.jpl.nasa.gov , NASA. Adus la 12 februarie 2010 .
  7. ^ JF Navarro, CS Frenk, SDM White, Simulations of X-ray clusters , în Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , vol. 275, 1995, p. 720. Accesat la 27 iunie 2010 .
  8. ^ a b Dina Prialnik, Introducere în teoria structurii și evoluției stelare , Cambridge University Press, 2000, pp. 195-212, ISBN 0-521-65065-8 .
  9. ^ a b Craig Kulesa, Prezentare generală: Astrofizică moleculară și formarea stelelor , pe proiecte de cercetare . Adus la 7 septembrie 2005 .
  10. ^ a b c JP Williams, L. Blitz, CF McKee, The Structure and Evolution of Molecular Clouds: from Clumps to Cores to the FMI , Protostars and Planets IV , 2000, p. 97.
  11. ^ a b J. Franco, Tenorio-Tagle, G.; Bodenheimer, P., Despre formarea și extinderea regiunilor H II , în Astrophysical Journal , vol. 349, 1990, pp. 126-140, DOI : 10.1086 / 168300 .
  12. ^ LD Anderson, Baniei, TM; Jackson, JM și colab Proprietățile moleculare ale regiunilor HII galactice , in The Astrophysical Journal Supliment Series, vol. 181, 2009, pp. 255-271, DOI : 10.1088 / 0067-0049 / 181/1/255 .
  13. ^ Cris Flynn, Lecture 4B: Radiation case studies (HII regions) , at astro.utu.fi , 2005. Accesat la 14 mai 2009 (arhivat din original la 21 august 2014) .
  14. ^ V. Lebouteiller, Bernard-Salas, J; Plucinsky, Brandl B. și colab. , Compoziție chimică și amestecare în regiuni gigantice HII: NGC 3603, Doradus 30 și N66 , în The Astrophysical Journal , vol. 680, 2008, pp. 398-419, DOI : 10.1086 / 587503 .
  15. ^ Alvarez, MA, Bromm, V., Shapiro, PR, Regiunea H II a primei stele , în Astrophysical Journal , vol. 639, 2006, pp. 621-632, DOI : 10.1086 / 499578 . Adus la 27 ianuarie 2009 .
  16. ^ a b c d ET Young, Cloudy, cu probabilitate de stele , în The Sciences , vol. 500, aprilie 2010, pp. 76-83. Adus la 11 august 2010 .
  17. ^ Secretele unui nor întunecat , pe eso.org , European Southern Observatory. Adus la 22 iunie 2010 .
  18. ^ J. Alves, C. Lada, E. Lada, Tracing H 2 Via Infrared Dust Extinction. Hidrogenul molecular în spațiu , Cambridge University Press, 2001, p. 217, ISBN 0-521-78224-4 .
  19. ^ DB Sanders, NZ Scoville, PM Solomon, Giant molecular clouds in the Galaxy. II - Caracteristicile trăsăturilor discrete , în Astrophysical Journal , Partea 1 , vol. 289, 1 februarie 1985, pp. 373-387, DOI : 10.1086 / 162897 .
  20. ^ J. Franco, G. Tenorio-Tagle, P. Bodenheimer, Despre formarea și extinderea regiunilor H II , în Astrophysical Journal , vol. 349, 1990, pp. 126-140, DOI : 10.1086 / 168300 .
  21. ^ Lider de proiect, Dr. Lochner, Spectra and What Scientists Can Learn From Them , la imagine.gsfc.nasa.gov , Goddard Space Flight Center, NASA, noiembrie 2009. Accesat la 12 februarie 2010 .
  22. ^ Charles Blue, Oamenii de știință toastează descoperirea alcoolului vinilic în spațiul interstelar , pe nrao.edu , Observatorul Național de Radioastronomie , octombrie 2001. Accesat pe 9 februarie 2010 .
  23. ^ MP Bernstein, SA Sandford, LJ Allamandola, From space the molecules of life , în The Sciences , vol. 373, septembrie 1999.
  24. ^ Knauth, D., Federman, S. și Lambert, D. Lithium nou sintetizat în natura mediu interstelar 405 (2000): 656-658. Imprimare.

Bibliografie

  • ( EN ) J. Ballesteros-Paredes, RS Klessen, M.-M. Mac Low, E. Vazquez-Semadeni, Molecular Cloud Turbulence and Star Formation , în B. Reipurth, D. Jewitt, K. Keil (eds), Protostars and Planets V , pp. 63-80, ISBN 0-8165-2654-0 .
  • ( EN ) Martha Evans Martin; Donald Howard Menzel, The Friendly Stars: How to Localize and Identify Them , Dover, Courier Dover Publications, 1964, paginile 147, ISBN 0-486-21099-5 .
  • H. Reeves, Evoluția cosmică , Milano, Rizzoli - BUR, 2000, ISBN 88-17-25907-1 .
  • ( EN ) T. Padmanabhan, Theoretical Astrophysics: Stars and Stellar Systems Vol. 2 , Cambridge University Press, 2001, p. 594, ISBN 0-521-56631-2 .
  • A. De Blasi, Stelele: naștere, evoluție și moarte , Bologna, CLUEB, 2002, ISBN 88-491-1832-5 .
  • AA.VV, Universul - Marea enciclopedie a astronomiei , Novara, De Agostini, 2002.
  • J. Gribbin, Enciclopedia astronomiei și cosmologiei , Milano, Garzanti, 2005, ISBN 88-11-50517-8 .
  • ( EN ) M. Salaris, Evoluția stelelor și a populațiilor stelare , editat de S. Cassisi, John Wiley și Sons, 2005, pp. 108-109, ISBN 0-470-09220-3 .
  • W. Owen, Atlasul ilustrat al universului , Milano, Il Viaggiatore, 2006, ISBN 88-365-3679-4 .
  • C. Abbondi, Univers în evoluție de la nașterea până la moartea stelelor , Sandit, 2007, ISBN 88-89150-32-7 .
  • ( EN ) J. Craig Wheeler, Cosmic Catastrophes: Exploding Stars, Black Holes, and Mapping the Universe , ediția a II-a, Cambridge, Cambridge University Press, 2007, paginile 339, ISBN 0-521-85714-7 .
  • ( EN ) B. Reipurth, și colab., Handbook of Star Forming Regions, Volumul I: The Northern Sky , vol. 4, Publicații monografice ASP, 2008, ISBN 1-58381-670-4 .
  • ( EN ) B. Reipurth, și colab., Handbook of Star Forming Regions, Volumul II: The Southern Sky , vol. 5, Publicații monografice ASP, 2008, ISBN 1-58381-671-2 .

Elemente conexe

Controlul autorității GND ( DE ) 4162141-4
Obiecte de cer adânc Portalul Deep Sky Objects : Accesați intrările Wikipedia care se ocupă de obiecte non-stelare
Adus de la „ https://it.wikipedia.org/w/index.php?title=Nube_interstellar&oldid=121876554 ”