Balance energético en nubes moleculares Asunción Fuente, astrónoma del OAN

Calentamiento Estrellas Gas Fotoionización de los átomos de C (A v < 4 mag) Fotodisociación de H 2 y desexcitación colisional de H 2 bombeado por fotones UV (A v < 4 mag) Polvo Emisión fotoeléctrica de los granos de polvo (A v < 4 mag) Interacción gas-polvo Colisiones gas-polvo Desexcitación colisional de la línea OI(63 m) excitada por bombeo infrarrojo Rayos cósmicos Frentes de choque Balance energético de las nubes

Γ pd = yG 0 exp(-1.8A v )n H erg cm -3 s -1 yG 0 exp(-1.8 A v ) T 1/2 /n e x d = d / H Se produce cuando fotones FUV (6eV<hn<13.6eV) desprenden un e - de un grano incorporando energía cinética al gas. Proceso poco eficiente (y=0.1): El 96 % de la energía es absorbida por el grano e irradiada en el FIR y sólo un 4% se utiliza en la fotoemisión de e- La función de trabajo de un grano neutro d = 6 eV, por lo que cuando un fotón de 10 eV desprende un e - del grano, sólo 4 eV se convierten en energía cinética del gas. Emisión fotoeléctrica de los granos de polvo

Γ CR = n H erg cm -3 s -1 = s -1 Se produce cuando protones de energía entre MeV ionizan el gas (fundamentalmente H 2,He,HD) desprendiendo e - energéticos que calientan el gas. La eficiencia del proceso depende de la composición, densidad y grado de ionización del gas. Calentamiento por rayos cósmicos

Γ gd = n 2 T 1/2 (T d -T) erg cm -3 s -1 Sólo funciona cuando la temperatura del polvo es superior a la de gas (en caso contrario produce un enfriamiento), Para densidades altas, se llega a la termalización y el gas y el polvo están a la misma temperatura. Colisiones gas-granos

Enfriamiento Se produce un enfriamiento cuando una transición de un átomo o molécula se excita colisionalmente y se desexcita radiativamente. Para que un compuesto sea un buen agente de enfriamiento debe: Ser abundante Tener transiciones excitables con las condiciones físicas de la nube Desexcitarse radiativamente en un tiempo corto En regiones de fotodisociación (T>100 K y gas predominantemente atómico), los principales agentes de enfriamiento son (C + con una transición a 92 K y OI con transiciones a 228 K y 326 K) En nubes moleculares, el principal agente de enfriamiento es CO Balance energético de las nubes

Se produce cuando el CO es excitado colisionalmente, y se desexcita emitiendo fotones. Puesto que CO es normalmente ópticamente espeso, se requiere un modelo de excitación y transporte radiativo para hallar el ritmo de enfriamiento.. Para 10K < T < 60 K y 10 2 < n H2 < 10 5 cm -3 Λ= n T (log n)/2 erg cm -3 s -1 donde n 3 =n H2 /10 3 cm -3 y T 30 =T/30 K (Goldsmith & Langer 1978,ApJ 222,881) Enfriamiento por CO