Estabilidad de nubes moleculares A. Fuente, astrónoma del OAN

Equilibrio de nubes moleculares Teorema del Virial Para que una nube esté en equilibrio la fuerza gravitatoria (que tiende a colapsar la nube) debe compensarse con otras fuerzas ( presión térmica de la nube p=nKT, presión magnética ). Esto puede expresarse con el Teorema del Virial, que en su formulación más sencilla es G+2T = 0 T=3/2 kT = 3/2 r s2 G=-3/5 GMr/R G+2T = 0 Equilibrio G+2T<0 Colapso G+2T>0 Expansión Para esta formulación sencilla hemos supuesto una nube aislada (sin presión externa) y hemos despreciado la energía asociada a los campos magnéticos. Introduciendo el término de presión magnética y una presión superficial externa Ps G+2(T+M) = 3PsV M=B2/8p

Equilibrio de nubes moleculares Condición de colapso Consideremos una nube aislado y despreciemos el término de energía magnética. La condición de colapso es G+2T<0 Esta condición se expresa normalmente como: ts > 2 tff donde ts =R/cs siendo R el radio de la nube y cs2=kT/(mmH) la velocidad del sonido y tff es el tiempo de caída libre M > Mcrit donde Mcrit es la masa crítica Mcrit=(3p5/32)1/2 G-3/2 x (kT/mmH)1.5x r-1/2

Estabilidad de las nubes moleculares Mcrit = (3p5/32)1/2 G-3/2 x (KT/mmH)1.5x r-1/2 n= 30 cm-3 T=80 K Mcrit= 104 Msol n= 103 cm-3 T=20 K Mcrit= 30 Msol n= 104 cm-3 T=10 K Mcrit= 3 Msol Al aumentar la densidad disminuye la masa crítica produciendo que la fragmentación continúe si la temperatura se mantiene constante. La fragmentación cesará cuando la nube se vuelva opaca impidiendo que la nube se enfríe .

Mapa de CO en las nubes moleculares gigantes de Orión y Mon R2 Maddalena et al. 1986, ApJ 303, 375

Estabilidad de las nubes moleculares Campos magnéticos Los campos magnéticos que se miden en las nubes moleculares varían entre 10-15 mG en condensaciones de nubes oscuras, hasta valores 50-60 mG en condensaciones de nubes moleculares gigantes. Todos estos valores están de acuerdo con el teorema de equipartición que predice G~T~B.

Estabilidad de las nubes moleculares Movimientos térmicos y turbulentos Los perfiles de las líneas de condensaciones pre-estelares son aproximadamente gaussianos con T(v)=Tmax exp{-(v-v0)2/2s2} La anchura a media potencia (Dv) se relaciona con la dispersión Dv = (8ln2)1/2sobs = 2.355sobs La dispersión de velocidades tiene en general una componente térmica y una no-térmica sobs2=m/mobssT2+sNT2 donde sT=(kT/mm)1/2 La energía cinética y gravitacional de una nube puede expresarse a partir de parámetros observacionales como

Estabilidad de las nubes moleculares Nubes virializadas: relaciones de Larson Observacionalmente se ecuentra que la dispersión en velocidades y la densidad de una nube están relacionadas con el tamaño de la nube, de acuerdo con las relaciones Dvobs ~Dp con p=0.3-0.5 n~D-q con q= 1.0-1.5 siendo D un tamaño característico de la nube. Este tipo de relaciones (relaciones de Larson) son consecuencia de que las nubes estan virializadas en un amplio rango de escalas. Sin embargo, la relación entre las componentes térmicas y no térmicas de la velocidad varía mucho dependiendo del tamaño de la nube. Mientras que a gran escala la componente no térmica es el término principal en T, en las condensaciones la dispersión en velocidades observada se acerca al valor térmico.