Região
n (cm-3)
T (K)
P (din a/cm2)
nuvens difusas
10
100
10-13
nuvens molecurares densas
104
< 100
10-11
meio internuvens
10-1
104
10-13
regiões de H ionizado
102
104
10-10
gás coronal
10
10
10-13
-2
5
Tabela 3- Equilíbrio no meio interestelar.
Capítulo 8
8.4.10 Moléculas interestelares
/
Mais de uma centena de moléculas são conhecidas no meio interestelar, em especial nas nuvens densas, ou nuvens moleculares, sítios de formação estelar. Elas variam de simples moléculas e radicais diatômicos até longas cadeias contendo mais de dez átomos. Parte considerável dessas moléculas inclui átomos de C e H, os mesmos que formam as principais moléculas orgânicas associadas à vida. As moléculas mais importantes no meio interestelar são o H2 e o CO, que estão entre as mais abundantes. O hidrogênio molecular, apesar de muito abundante, é de difícil detecção, de modo que quase sempre se utiliza o CO para investigar regiões moleculares densas. O CO pode ser observado em rádio, e tem uma linha muito intensa em 4,6 mm. As nuvens moleculares são importantes no processo de formação de estrelas, uma vez que elas se formam pela condensação de material interestelar, localizado nas suas regiões mais densas, justamente as nuvens moleculares.
A Via Láctea
8.4.11 Equilíbrio no meio interestelar As diversas fases que formam o meio interestelar apresentam certo equilíbrio, no sentido de as densidades de energia armazenadas em cada fase serem semelhantes. Isso pode ser conferido na tabela 3, que mostra a densidade volumétrica média, temperatura cinética média e a pressão do gás para algumas das principais fases interestelares. Esses resultados sugerem que as fases mais densas estão em equilíbrio de pressão segundo pressões mais altas, enquanto as fases mais difusas teriam um equilíbrio a pressões mais baixa e semelhantes. Esses resultados são aproximados, mas sugerem que o meio interestelar galáctico alcançou um estado de equilíbrio global. Isso não exclui a possibilidade de processos dinâmicos no meio interestelar, como a expansão de regiões HII e nebulosas planetárias, ventos estelares, expansão de supernovas, as colisões de nuvens interestelares, entre outros.
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