Nube molecolare gigante: differenze tra le versioni
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Le porzioni più dense dei filamenti e degli agglomerati di gas prendono il nome di ''nuclei molecolari'', i più densi dei quali sono detti ''nuclei molecolari densi''; la loro densità si aggira sulle 10<sup>4</sup>–10<sup>6</sup> particelle per cm<sup>3</sup> ed occasionalmente si osservano tracce di [[monossido di carbonio]] ed [[ammoniaca]] (quest'ultima principalmente nei nuclei densi). La [[concentrazione]] delle [[polvere interstellare|polveri]] è normalmente sufficiente a bloccare la [[luce]] proveniente dalle [[stella|stelle]] retrostanti, il che le fa apparire come delle [[nebulosa oscura|nebulose oscure]]. <ref name="francesco2006">{{cita pubblicazione | autore = J. Di Francesco|coautori= ''et al'' | titolo = An Observational Perspective of Low-Mass Dense Cores I: Internal Physical and Chemical Properties - Protostars and Planets V | anno = 2006 }}</ref> |
Le porzioni più dense dei filamenti e degli agglomerati di gas prendono il nome di ''nuclei molecolari'', i più densi dei quali sono detti ''nuclei molecolari densi''; la loro densità si aggira sulle 10<sup>4</sup>–10<sup>6</sup> particelle per cm<sup>3</sup> ed occasionalmente si osservano tracce di [[monossido di carbonio]] ed [[ammoniaca]] (quest'ultima principalmente nei nuclei densi). La [[concentrazione]] delle [[polvere interstellare|polveri]] è normalmente sufficiente a bloccare la [[luce]] proveniente dalle [[stella|stelle]] retrostanti, il che le fa apparire come delle [[nebulosa oscura|nebulose oscure]]. <ref name="francesco2006">{{cita pubblicazione | autore = J. Di Francesco|coautori= ''et al'' | titolo = An Observational Perspective of Low-Mass Dense Cores I: Internal Physical and Chemical Properties - Protostars and Planets V | anno = 2006 }}</ref> |
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Le nubi molecolari giganti hanno un'ampiezza tale da coprire una frazione significante della [[costellazione]] in cui sono visibili (ad esempio, nell'immagine accanto, l'[[Anello di Barnard]] occupa quasi tutta la costellazione di [[Orione (costellazione)|Orione]]), al punto da assumere il proprio nome da quello della costellazione (ad esempio il [[Complesso di Orione]], di cui fa parte il già citato Anello di [[Edward Emerson Barnard|Barnard]], o la [[Nube molecolare del Toro]]). |
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Versione delle 21:10, 11 mar 2008
Una nube molecolare gigante (GMC, dall'inglese giant molecular cloud) è una nube molecolare, vale a dire un vasto addensamento di mezzo interstellare con una massa compresa tra 104 e 106 masse solari. Le nubi possono raggiungere un'estensione di decine di parsec ed avere una densità media di 102–103 particelle al centimetro cubo (per raffronto, la densità media nella Bolla Locale è inferiore ad una particella al cm3). Le sottostrutture presenti all'interno di queste nebulosità costituiscono un complesso motivo fatto di filamenti, foglietti gassosi, bolle e macchie irregolari. [1]
Le porzioni più dense dei filamenti e degli agglomerati di gas prendono il nome di nuclei molecolari, i più densi dei quali sono detti nuclei molecolari densi; la loro densità si aggira sulle 104–106 particelle per cm3 ed occasionalmente si osservano tracce di monossido di carbonio ed ammoniaca (quest'ultima principalmente nei nuclei densi). La concentrazione delle polveri è normalmente sufficiente a bloccare la luce proveniente dalle stelle retrostanti, il che le fa apparire come delle nebulose oscure. [2]
Le nubi molecolari giganti hanno un'ampiezza tale da coprire una frazione significante della costellazione in cui sono visibili (ad esempio, nell'immagine accanto, l'Anello di Barnard occupa quasi tutta la costellazione di Orione), al punto da assumere il proprio nome da quello della costellazione (ad esempio il Complesso di Orione, di cui fa parte il già citato Anello di Barnard, o la Nube molecolare del Toro).
Note
- ^ J. P. Williams, L. Blitz, C. F. McKee, The Structure and Evolution of Molecular Clouds: from Clumps to Cores to the IMF - Protostars and Planets IV, in Tucson: University of Arizona Press, 2000, p. 97.
- ^ J. Di Francesco, et al, An Observational Perspective of Low-Mass Dense Cores I: Internal Physical and Chemical Properties - Protostars and Planets V, 2006.
