Onde se encontram nuvens moleculares?
As nuvens moleculares são fruto de varios acontecimentos que ocorrem no meio interestelar, logo, se encontram no meio interestelar.
Por breves palavras o meio interestelar é...
O meio interestelar é o espaço que se encontra entre as estrelas, espaço esse que não eabsolutamente vazio, e ai ocorrem um vasto numero de fenomenos, um deles sao as nuvens moleculares que iremos falar neste "projecto".
Basicamente o meio interestelar é como se fosse o utero onde se desenvolvem as novas estrelas, passando pelos nuvens moleculares.
Da massa de uma galaxia 10% é pertencente ao meio interestelar, que é essencialemente constituido por poeiras e gás. Gás este que e essencialmente hidrogenio e helio. A Poeira interestelar é comumentemente associada a pedaços microscópicos de carbono e/ou silicatos, com tamanhos que podem variar de uma fração de mícron até um micron de diâmetro, dispersos no espaço interplanetário. Estes pedaços tem forma irregular e são chamados de grãos interestelares.
NUVENS MOLECULARES
A molécula de monóxido de carbono (CO) é importante no estudo das nuvens moleculares porque além de ser muito abundante nestas, emite radiação em regiões de baixíssimas temperaturas (~ 50 K ou -223 oC) com densidades típicas das nuvens interestelares (≥ 102 cm-3). Se for comparada à densidade da atmosfera terrestre (> 1018 cm-3) a densidade dessas nuvens é muito baixa, ela é alta se for comparada com muitas regiões de nossa galáxia, onde a densidade é inferior a uma partícula por centímetro cúbico.
A figura seguinte mostra a distribuição das nuvens moleculares na nossa galáxia visto do Sistema Solar.
Estas nuvens podem ser subdivididas em Nuvens moleculares gigantes e Nuvens escuras. Estas recebem esta denominação porque quando observadas em comprimentos de onda do visível, aparecem na Via Láctea como manchas escuras. Têm massa da ordem das mil massas solares, enquanto as nuvens moleculares gigantes têm massas maiores do que 10 milhões de massas solares.
Só em 1986 é que foi finalmente estabelecido, com base em resultados observacionais, que as estrelas nascem em condensações de altas densidades em nuvens moleculares. Devido à sua aparência, na maioria das vezes circular, essas condensações foram denominadas de Glóbulos.
Pode não parecer, mas a composição química tem influência no colapso dos glóbulos. Numa situação em que a temperatura interna do glóbulo gera uma pressão que estabelece o equilíbrio com a atracção gravitacional, a presença das moléculas e átomos pode desequilibrar o sistema. Dessas moléculas, merecem destaque a molécula da água (H2O), a do monóxido de carbono (CO), e a do hidrogénio (H2).
O colapso resulta em um grande aquecimento do centro do glóbulo. Esse aquecimento é tal que 4 átomos de hidrogénio se fundem dando origem a um átomo de He. Quando isso ocorre, por definição nasce uma estrela. A principal característica desse processo de fusão é que parte da massa dos 4 átomos de H se transforma em energia (E=mc2), sendo esse um dos principais processos de produção de energia nas estrelas.
Só em 1986 é que foi finalmente estabelecido, com base em resultados observacionais, que as estrelas nascem em condensações de altas densidades em nuvens moleculares. Devido à sua aparência, na maioria das vezes circular, essas condensações foram denominadas de Glóbulos.
Pode não parecer, mas a composição química tem influência no colapso dos glóbulos. Numa situação em que a temperatura interna do glóbulo gera uma pressão que estabelece o equilíbrio com a atracção gravitacional, a presença das moléculas e átomos pode desequilibrar o sistema. Dessas moléculas, merecem destaque a molécula da água (H2O), a do monóxido de carbono (CO), e a do hidrogénio (H2).
O colapso resulta em um grande aquecimento do centro do glóbulo. Esse aquecimento é tal que 4 átomos de hidrogénio se fundem dando origem a um átomo de He. Quando isso ocorre, por definição nasce uma estrela. A principal característica desse processo de fusão é que parte da massa dos 4 átomos de H se transforma em energia (E=mc2), sendo esse um dos principais processos de produção de energia nas estrelas.
NUVENS MOLECULARES
O gás e a poeira interestelares podem aglomerar-se em nuvens ou nebulosas. As nebulosas são nuvens de gás e poeira interestelares. Se há um obscurecimento da luz vinda de estrelas que estão atrás de uma nuvem chamamos a esta de nebulosa de poeira. Por outro lado, se há algum (s) objecto (s), por exemplo um grupo de estrelas jovens que faz com que a nuvem brilhe, chamamo-la de nebulosa de emissão.
Tal como o nome indica as nuvens moleculares são compostas predominantemente por moléculas. Estas são muito maiores que as nebulosas de emissão e têm uma densidade que chega a atingir 1012 partículas por m3.
Estas moléculas emitem radiação quando elas mudam de um estado rotacional para outro. A diferença de energia entre os estados rotacionais é geralmente pequena e é emitida em forma de ondas de rádio.
As nuvens moleculares são regiões frias (com temperaturas da ordem dos 10 a 20 K). Com estas temperaturas, os átomos agrupam-se para formar moléculas, sendo as mais comuns CO e H2. Mas as moléculas interestelares vão desde as mais simples moléculas diatómicas como por exemplo CO, CN e OH, até às complexas estruturas como CH3CH2CN. Estas moléculas são importantes porque nos permitem estudar melhor as nuvens moleculares.
Tal como o nome indica as nuvens moleculares são compostas predominantemente por moléculas. Estas são muito maiores que as nebulosas de emissão e têm uma densidade que chega a atingir 1012 partículas por m3.
Estas moléculas emitem radiação quando elas mudam de um estado rotacional para outro. A diferença de energia entre os estados rotacionais é geralmente pequena e é emitida em forma de ondas de rádio.
As nuvens moleculares são regiões frias (com temperaturas da ordem dos 10 a 20 K). Com estas temperaturas, os átomos agrupam-se para formar moléculas, sendo as mais comuns CO e H2. Mas as moléculas interestelares vão desde as mais simples moléculas diatómicas como por exemplo CO, CN e OH, até às complexas estruturas como CH3CH2CN. Estas moléculas são importantes porque nos permitem estudar melhor as nuvens moleculares.
COMPOSIÇÃO QUÍMICA DAS NUVENS MOLECULARES
A constituição das nuvens é parecida com a constituição das estrelas: aproximadamente 90% é hidrogénio atómico ou molecular, 9% hélio e 1% são elementos mais pesados. A abundância de vários elementos pesados como o carbono, oxigénio, silício, magnésio, ferro, é muito mais baixa no meio interestelar do que no sistema solar e nas estrelas. A explicação mais provável é que estes elementos foram usados para formar a poeira interestelar. Em contraste com o gás interestelar, a composição da poeira interestelar não é bem conhecida. Há evidências de observações no infravermelho de que a poeira é constituída de silicatos, carbono e ferro, alguns dos elementos que são sub-abundantes no gás, dando suporte à teoria de que a poeira interestelar formou-se a partir de gás interestelar. A poeira provavelmente também contém "gelo sujo", uma mistura congelada de água contaminada com alguns traços de amónia, metano e outros componentes. A composição é muito parecida com a da cauda dos cometas do nosso sistema solar.
Como observar nuvens moleculares?
A observação de nuvens moleculares é bastante mais complexa do que aquilo que se possa pensar…
Como o conteúdo principal das nuvens moleculares é o hidrogéneo molecular, H2 mas esta molécula não emite e nem absorve radiação rádio, só emite radiação ultravioleta de um comprimento de onda bastante curto, logo, não se pode usar esta molécula para o estudo da estrutura da nuvem molecular.
Tem-se então de usar outras moléculas para conseguir estudar o interior das nuvens moleculares, tais como:
Monóxido de carbono (CO)
Ácido cianídrico (HCN)
Amónia (NH3)
Água (H2O)
Formaldeído (H2 CO)
E mais algumas que são utilizadas…
Estas moléculas são milhões de vezes menos abundantes nas nuvens moleculares que as moléculas de H2 mas são muito importantes para se projectar uma estrurura da nuvem e as suas propriedades físicas.
Através da detecção destas moléculas, obtém-se os seguintes resultados acerca das nuvens moleculares:
Nuvens moleculares nunca estão isoladas;
Formam complexos de até 50 pc de extensão;
Têm gás suficiente para formar milhões de estrelas como o sol;
Na nossa galáxia existem cerca de 1000 nuvens moleculares.
Como o conteúdo principal das nuvens moleculares é o hidrogéneo molecular, H2 mas esta molécula não emite e nem absorve radiação rádio, só emite radiação ultravioleta de um comprimento de onda bastante curto, logo, não se pode usar esta molécula para o estudo da estrutura da nuvem molecular.
Tem-se então de usar outras moléculas para conseguir estudar o interior das nuvens moleculares, tais como:
Monóxido de carbono (CO)
Ácido cianídrico (HCN)
Amónia (NH3)
Água (H2O)
Formaldeído (H2 CO)
E mais algumas que são utilizadas…
Estas moléculas são milhões de vezes menos abundantes nas nuvens moleculares que as moléculas de H2 mas são muito importantes para se projectar uma estrurura da nuvem e as suas propriedades físicas.
Através da detecção destas moléculas, obtém-se os seguintes resultados acerca das nuvens moleculares:
Nuvens moleculares nunca estão isoladas;
Formam complexos de até 50 pc de extensão;
Têm gás suficiente para formar milhões de estrelas como o sol;
Na nossa galáxia existem cerca de 1000 nuvens moleculares.
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