Primeira versão da tradução de: en.wikipedia.org - Star formation - Interstellar clouds
Uma galáxia espiral como a Via Láctea contém estrelas, restos estelares, e um meio interestelar difuso (ISM, diffuse interstellar medium) de gás e poeira. O meio interestelar consiste de 10-4 a 106 partículas por cm3 , e é tipicamente composto em massa por aproximadamente 70% de hidrogênio, com a maior parte do gás restante constituído por hélio. Este meio foi quimicamente enriquecido por vestígios de elementos mais pesados que foram ejetados de estrelas que passaram para além do final de sua “vida útil” na sequência principal . Regiões de maior densidade do meio interestelar formam nuvens ou nebulosas difusas, [1] em que a formação de estrelas ocorre.[2] Em contraste com as espirais, as galáxias elípticas perdem o componente frio do seu meio interestelar dentro de aproximadamente um bilhão de anos, o que dificulta a galáxia formar nebulosas difusas, exceto por meio de fusões com outras galáxias.[3]
Nas nebulosas densas onde as estrelas são produzidas, a maior parte do hidrogênio está na forma molecular (H2), de modo que essas nebulosas são chamados de nuvens moleculares.[2] As observações indicam que as nuvens mais frias tendem a formar estrelas de baixa massa, observadas pela primeira vez no infravermelho no interior das nuvens, e posteriormente, na luz visível em sua superfície quando dissipam-se as nuvens, enquanto nuvens moleculares gigantes, que são geralmente mais quentes, produzem estrelas de todas as massas.[2] Estas nuvens moleculares gigantes têm densidades típicas de 100 partículas por cm3, diâmetros de 100 anos-luz (9,5 × 1014 km), massas de até 6 milhões de massas solares (M☉), [2] e uma temperatura interior média de 10 K. Cerca de metade da massa total do ISM galáctico é encontrado em nuvens moleculares [6] e na Via Láctea há uma estimativa de 6.000 nuvens moleculares, cada umacom mais de 100.000 M☉. [7] A nebulosa mais próxima do Sol, onde as estrelas massivas se formam é a nebulosa de Orion, 1300 anos-luz (1.2 × 1016 km) de distância. [8] No entanto, menor formação de estrelas de massa está ocorrendo cerca de 400-450 anos-luz de distância no complexo de nuvens Ophiuchi (IC 4604). [9]
Um local de formação de estrelas mais compacto são as nuvens opacas de gás denso e poeira conhecida como glóbulos de Bok; assim chamado depois o astrônomo Bart Bok. Estes podem formar-se em associação com o colapso de nuvens moleculares ou possivelmente de forma independente. [10] Os glóbulos de Bok são tipicamente de até um ano-luz de diâmetro e contém algumas massas solares. [11] Eles podem ser observados como nuvens escuras recortadas contra nebulosas de emissão ou brilhante estrelas de fundo. Em mais da metade dos glóbulos de Bok conhecidos foram encontrados contendo estrelas recém-formadas. [12]
Referências
2. Prialnik, Dina (2000). An Introduction to the Theory of Stellar Structure and Evolution. Cambridge University Press. 195–212. ISBN 0-521-65065-8.
3. Dupraz, C.; Casoli, F. (June 4–9, 1990). "The Fate of the Molecular Gas from Mergers 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.Bibcode:1991IAUS..146..373D
3. Dupraz, C.; Casoli, F. (June 4–9, 1990). "The Fate of the Molecular Gas from Mergers 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.Bibcode:1991IAUS..146..373D
6. Alves, J.; Lada, C.; Lada, E. (2001). Tracing H2 Via Infrared Dust Extinction. Cambridge University Press. p. 217. ISBN 0-521-78224-4.
7. Sanders, D. B.; Scoville, N. Z.; Solomon, P. M.; Scoville; Solomon (1985-02-01). "Giant molecular clouds in the Galaxy. II – Characteristics of discrete features". Astrophysical Journal, Part 1 289: 373–387.Bibcode:1985ApJ...289..373S. doi:10.1086/162897
8. Sandstrom, Karin M.; Peek, J. E. G.; Bower, Geoffrey C.; Bolatto, Alberto D.; Plambeck, Richard L. (2007). "A Parallactic Distance of 
Parsecs to the Orion Nebula Cluster from Very Long Baseline Array Observations". The Astrophysical Journal 667 (2): 1161. arXiv:0706.2361.Bibcode:2007ApJ...667.1161S. doi:10.1086/520922
Parsecs to the Orion Nebula Cluster from Very Long Baseline Array Observations". The Astrophysical Journal 667 (2): 1161. arXiv:0706.2361.Bibcode:2007ApJ...667.1161S. doi:10.1086/520922
9. Wilking, B. A.; Gagné, M.; Allen, L. E. "Star Formation in the ρ Ophiuchi Molecular Cloud". In Bo Reipurth. Handbook of Star Forming Regions, Volume II: The Southern Sky ASP Monograph Publications. arXiv:0811.0005.Bibcode:2008hsf2.book..351W
10. Khanzadyan, T.; Smith, M. D.; Gredel, R.; Stanke, T.; Davis, C. J.; Smith; Gredel; Stanke; Davis (February 2002). "Active star formation in the large Bok globule CB 34". Astronomy and Astrophysics 383 (2): 502–518.Bibcode:2002A&A...383..502K. doi:10.1051/0004-6361:20011531
11. Hartmann, Lee (2000). Accretion Processes in Star Formation. Cambridge University Press. p. 4. ISBN 0-521-78520-0.
12. Smith, Michael David (2004). The Origin of Stars. Imperial College Press. pp. 43–44. ISBN 1-86094-501-5.
Recomendações de leitura
Cold chemistry, 05 July 2007 - www.rsc.org
As reações químicas em temperaturas extremamente baixas, por exemplo, em nuvens interestelares, podem ocorrer a taxas quase surpreendentemente rápidas, divulgam astroquímicos que usaram uma combinação de métodos teóricos e experimentais para trabalhar o porquê.
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