¿Por qué el medio interestelar no es atraído hacia el objeto masivo más cercano?

No es cierto que las partículas en el medio interestelar (ISM) solo actúen por gravedad. Por ejemplo,

En muchos casos, una parte importante del ISM está ionizada, en cuyo caso interactúa con el campo magnético que impregna el gas y en algunos casos puede ser bastante fuerte.
En las proximidades de estrellas masivas y, por lo tanto, luminosas, la presión de radiación puede ejercer una fuerza fuerte sobre el ISM. También emiten grandes cantidades de rayos cósmicos (es decir, partículas relativistas) que transfieren el impulso al gas circundante.
Las explosiones de supernovas crean burbujas calientes que se expanden y barren a través del ISM, dando como resultado ondas de choque y salidas galácticas.

Sin embargo, en la mayoría de los casos, lo que puede evitar el colapso de una nube de gas es simplemente su temperatura. A pesar de todos los procesos anteriores, ya pesar de que la gravedad es la fuerza más débil, las nubes de gas a veces colapsan para formar estrellas. El criterio para hacerlo es que el gas es lo suficientemente denso y que su presión interna (o energía térmica) es lo suficientemente débil. Esto se describe por la inestabilidad de Jeans , que formula el criterio para que una nube de gas colapse al igualar las fuerzas de presión, o energía térmica, con la gravedad. Una forma de expresar esto es la masa de Jeans $M_J$ ( Jeans 1902 ), que es la masa crítica de una nube donde la energía térmica está exactamente equilibrada por las fuerzas gravitacionales:

{METRO}_{J} = ρ {(\frac{π k_{si} T}{4 4 μ {metro}_{tu} sol ρ})}^{3 / / 2} \propto \frac{T^{3 / / 2}}{ρ^{1 / / 2}} .

$M_J = \rho \left( \frac{\pi k_B T}{4 \mu m_\mathrm{u} G \rho} \right)^{3/2} \\ \propto \frac{T^{3/2}}{\rho^{1/2}}.$ Aquí,

k_{B}

$k_B$ ,

G

$G$ y

m_{u}

$m_u$ son la constante de Boltzmannn, la constante gravitacional y la unidad de masa atómica, mientras que

T

$T$ ,

μ

$\mu$ y

ρ

$\rho$ son la temperatura, la masa molecular media y la densidad del gas.

En la segunda línea de la ecuación se enfatiza que $M_J$ aumenta con la temperatura, y de pliegues con la densidad. En otras palabras, si el gas está demasiado caliente o demasiado diluido, la masa total necesaria para colapsar debe ser mayor.

En general, el gas no colapsará para formar estrellas si la temperatura es superior a unos $10^4\,\mathrm{K}$ . Si la temperatura es más alta, las partículas simplemente se mueven demasiado rápido. Dado que varios procesos pueden calentar fácilmente el ISM a millones de grados, el gas tiene que enfriarse antes de que pueda colapsar. La forma de hacerlo es enfriando la radiación: los átomos que se mueven rápidamente chocan (ya sea entre sí o, más a menudo, con electrones). Parte de la energía cinética de los átomos se gasta excitando sus electrones a niveles superiores. Cuando los átomos se desexcitan, se emiten fotones que pueden abandonar el sistema. El resultado neto es que la energía térmica se elimina de la nube, hasta que en algún momento se haya enfriado lo suficiente como para colapsar.

pela
fuente

Entonces, ..., esto plantea la pregunta: "¿Cuál es la temperatura y la densidad del ISM?".

Eric Towers

@EricTowers: Las temperaturas en el ISM pueden, en principio, tomar cualquier valor de unos pocos Kelvin a varios (decenas de) millones de Kelvin. Sin embargo, varios procesos de enfriamiento hacen que el gas alcance ciertas "mesetas" de temperaturas. Anteriormente discutí exactamente eso en una respuesta a ¿Qué tan frío es el espacio interestelar? . Wrt. densidades (

), las diversas fases del ISM tienden a tener un equilibrio de presión muy aproximado , de modo que el producto

es más o menos constante.

n

$n$

n T

$nT$

pela

Es decir, mientras que una tibia

K nube puede tener una densidad de

partículas por cm

, un circundante, caliente

sobre K tendrá

. Y una pequeña nube molecular

K tendrá densidades de

(y mayores).

T \sim 10^{4}

$T\sim10^4$

n \sim 0.1

$n\sim0.1$

1

$1$

^{3}

$^3$

T \sim 10^{6}

$T\sim10^6$

n \sim 0.001

$n\sim0.001$

0.01

$0.01$

^{- 3}

$^{-3}$

T \sim 10^{2}

$T\sim10^2$

n \sim 10

$n\sim10$

10^{2}

$10^2$

^{- 3}

$^{-3}$

pela

@EricTowers: no piden la pregunta, que plantea , o pide la pregunta. La mendicidad de la pregunta, o petitio principii, es una falacia lógica en la cual el escritor u orador asume que la afirmación bajo examen es verdadera. Ver grammarist.com/rhetoric/begging-the-question-fallacy

Jim421616

@ Jim421616: " Es una traducción de la frase latina petitio principii, y se utiliza para significar que alguien ha llegado a una conclusión basada en una premisa que carece de apoyo". " En el uso vernáculo moderno , 'pedir la pregunta' frecuentemente parece significar 'hacer la pregunta' (como en 'Esto plantea la pregunta, si ...')" Como este no es el siglo XVI, no estoy limitado por las malas traducciones del pasado y el uso de la frase. Todo lo que pedí fue el apoyo.

Eric Towers

¿Cómo resiste el ISM a la gravedad?

No lo hace. Hay dos fuentes distintas de gravedad: interna y externa. De hecho, la gravedad interna o propia del ISM puede provocar el colapso y la posterior formación de estrellas, como se explica en otra respuesta .

La atracción gravitacional externa de cualquier estrella o nube de gas en el ISM es demasiado débil para ser relevante y puede descuidarse, como se demostró en otra respuesta .

Sin embargo, el ISM está sujeto a la atracción gravitacional combinada de todas las estrellas, gas y materia oscura en la galaxia, es decir, la gravedad de la propia galaxia . En respuesta a esta atracción, el ISM orbita la galaxia en órbitas casi circulares, al igual que la mayoría de las estrellas (en una galaxia de disco como la nuestra). Por lo tanto, el ISM no es especial a este respecto.

¿Por qué el ISM no cae en la galaxia interna (donde se tira)? Esto es simplemente porque tiene demasiado momento angular. La situación es exactamente la misma que para la Tierra atraída hacia el Sol, pero orbitando (casi) en un círculo a su alrededor.

Finalmente, tenga en cuenta que las fuerzas magnéticas y la presión de radiación de las estrellas cercanas son mucho más débiles que la gravedad galáctica y pueden descuidarse al considerar las órbitas galácticas del ISM.

Walter
fuente

¿Por qué el medio interestelar no es atraído hacia el objeto masivo más cercano?

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