Título: Compact Dusty Clouds and Efficient H2 Formation in Diffuse ISM
Autores: A. V. Ivlev, A. Burkert, A. Vasyunin, and P. Caselli
Instituição do Primeiro Autor: Max-Planck-Institut für Extraterrestrische Physik, Garching, Alemanha
Status: Aceito para publicação no The Astrophysical Journal
Um elemento de proporções épicas
O elemento mais simples conhecido no universo, o hidrogênio, é também o mais importante. Hidrogênio (ou simplesmente “H”) tem papel crucial em muitos fenômenos astrofísicos que aconteceram (e acontecerão!) ao longo da história do universo. Esse elemento é fundido nos núcleos de estrelas, é iluminado em regiões ionizadas em remanescentes de supernovas e serve como tijolos para a construção de outros elementos mais complexos na tabela periódica – somente para mencionar alguns de seus muitos talentos.
Mas isso não é tudo o que esse elemento épico pode fazer! Sua forma molecular, H2, é o ingrediente principal que forma as nuvens moleculares, como a que é mostrada na Figura 1. Essas nuvens moleculares são feitas tanto de gás quanto de grãos de poeira. São normalmente encontradas em galáxias espirais (como a nossa Via Láctea), e são interessantes pois são lugares que ocorrem as gloriosas formações de estrelas.
Para entender melhor as nuvens moleculares e a formação de estrelas, cientistas tem estudado as escalas de tempo em que essas nuvens são formadas entre o meio interestelar (um termo que abrange toda a matéria e radiação entre sistemas estelares), que é difuso e menos denso que as nuvens.
Cálculos dessas escalas de tempo em geral assumem que o meio interestelar difuso (ou “ISM”, do inglês InterStellar Medium) é bastante homogêneo, mesmo quando consideramos pequenas distâncias. Em outras palavras, se assume que o gás e a poeira no ISM difuso se distribuem de forma uniforme, fazendo com que cada pedaço de ISM pareça o mesmo em toda a parte. Mas observações de 50 anos ou mais indicam que o ISM difuso é na verdade bastante não homogêneo, com pontos mais densos e mais difusos mesmo ao longo de regiões pequenas (falando relativamente), com tamanhos próximos ao do Sistema Solar.
Existe um grande número de estudos sobre o que possa estar causando essa não-uniformidade em escalas tão pequenas. O artigo de hoje busca estudar um possível mecanismo particularmente significante para H2: a formação de nuvens moleculares compactas e acúmulos de gás em equilíbrio no ISM difuso. Na próxima seção vamos ver do que as nuvens e os acúmulos são feitos.
Formando núvens e acúmulos
Os autores discutem 2 pontos físicos principais que seriam responsáveis pela formação de nuvens de poeira e acúmulos de gás:
Ponto físico #1: Forças atrativas entre grãos de poeira no ISM difuso. As forças se referem nas interações coletivas que podem acontecer entre os grãos de poeira em meio ao gás. No ISM difuso, essas forças são atrativas: elas puxam os grãos de poeira entre si como pequenos imãs, os juntando para formar as nuvens moleculares no ISM difuso: grãos de poeira compactados com gás espremido entre eles).
Ponto físico #2: Acoplamento térmico eficiente entre a poeira e o gás dentro das nuvens moleculares. Isso quer dizer, basicamente, que o gás em uma nuvem de poeira se adapta a mesma temperatura da poeira da nuvem. Mas a temperatura da poeira dentro da nuvem, Tdust, é menor que a temperatura do gás fora da nuvem,Tgas. Isso significa que a temperatura do gás dentro da nuvem diminui, de Tgas para Tdust; para fazer isso (sem quebrar nenhuma lei da física), o gás na nuvem aumenta em densidade em relação ao gás fora da nuvem. Assim ficamos com um acúmulo de gás dentro e somente ao redor da nuvem de gás (gás espremido no espaço entre os grãos de poeira que é mais denso que o gás fora da nuvem).
Com esses dois processos físicos, acabamos com o ISM difuso formado por nuvens de poeira e acúmulos de gás compactos, como ilustrado na Figura 2.
Tudo se junta no fim
Com essas nuvens de poeiras embebidas em seu meio, o ISM difuso definitivamente não é homogêneo. Isso significa que a química que acontece no ISM é também não homogênea, e vai evoluir de forma diferente para as nuvens de poeira em relação ao ISM difuso circundante.
Os autores derivaram como a taxa de formação de H2 mudaria devido às nuvens de poeira e os acúmulos de gás em equilíbrio. Eles encontram que a nova taxa de formação, comparada com a taxa se o ISM difuso fosse homogêneo, aumenta em um fator entre aproximadamente 5 e 10 para temperaturas típicas de gás e poeira.
Para valores típicos de ISM difuso que foram explorados pelos autores, essa taxa de aumento significa que a transição de H para H2 molecular no ISM difuso pode acontecer em apenas alguns milhões de anos. Os autores afirmam que esta redução na escala de tempo tem várias aplicações astrofísicas. Mas primeiro ela afeta como esperamos que nuvens gigantes moleculares, e logo a formação estelar que nelas ocorre, evoluem fisicamente. Uma transição de H para H2 mais rápida pode também afetar outras espécies químicas no ISM difuso, não somente nosso elemento épico hidrogênio. Mas precisamos de mais investigação para saber com certeza!
Original em inglês: Dust n’ H2, por Jamila Pegues
Astropontos 