Por que o meio interestelar não é puxado para o objeto maciço mais próximo?

Como o ISM resiste à gravidade? Essa é a única força que atua sobre ele, e todas as outras partículas parecem se reunir para formar estrelas. O que torna o ISM tão especial entre outras partículas?

interstellar-medium interstellar Máx.
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Por que você acha que o ISM resiste à gravidade?

Walter

Respostas:

Não é verdade que as partículas no meio interestelar (ISM) sejam acionadas apenas pela gravidade. Por exemplo,

Em muitos casos, uma parte significativa do ISM é ionizada; nesse caso, ele interage com o campo magnético que permeia o gás e, em alguns casos, pode ser bastante forte.
Nas proximidades de estrelas massivas e, portanto, luminosas, a pressão de radiação pode exercer uma força forte no ISM. Eles também emitem grandes quantidades de raios cósmicos (isto é, partículas relativísticas) que transferem o momento para o gás circundante.
As explosões de supernova criam bolhas quentes que se expandem e varrem o ISM, resultando em ondas de choque e saídas galácticas.

Na maioria dos casos, no entanto, o que pode impedir o colapso de uma nuvem de gás é simplesmente sua temperatura. Apesar de todos os processos acima, e apesar da gravidade ser a força mais fraca, as nuvens de gás às vezes colapsam para formar estrelas. O critério para fazer isso é que o gás seja suficientemente denso e que sua pressão interna (ou energia térmica) seja fraca o suficiente. Isso é descrito pela instabilidade de Jeans , que formula o critério de uma nuvem de gás colapsar através da equação das forças de pressão, ou energia térmica, à gravidade. Uma maneira de expressar isso é a massa Jeans ( Jeans 1902 ), que é a massa crítica de uma nuvem onde a energia térmica é exatamente equilibrada pelas forças gravitacionais: $M_J$

M_{J} = ρ {(\frac{π k_{B} T}{4 μ m_{u} G ρ})}^{3 / 2} \propto \frac{T^{3 / 2}}{ρ^{1 / 2}} .

$M_J = \rho \left( \frac{\pi k_B T}{4 \mu m_\mathrm{u} G \rho} \right)^{3/2} \\ \propto \frac{T^{3/2}}{\rho^{1/2}}.$ Aqui, , e são a constante de Boltzmannn, a constante gravitacional e a unidade de massa atômica, enquanto , e são a temperatura, a massa molecular média e a densidade do gás.

k_{B}

$k_B$

G

$G$

m_{u}

$m_u$

T

$T$

μ

$\mu$

ρ

$\rho$

Na segunda linha da equação é enfatizado que aumenta com a temperatura, e de vincos com densidade. Em outras palavras, se o gás estiver muito quente ou muito diluído, a massa total necessária para entrar em colapso deve ser maior. $M_J$

Em geral, o gás não entrará em colapso para formar estrelas se a temperatura estiver acima de . Se a temperatura for mais alta, as partículas simplesmente se movem muito rápido. Como vários processos podem facilmente aquecer o ISM a milhões de graus, o gás precisa esfriar antes de entrar em colapso. A maneira de fazer isso é resfriando a radiação: átomos em movimento rápido colidem (um com o outro ou, mais frequentemente, com elétrons). Parte da energia cinética dos átomos é gasta excitando seus elétrons para níveis mais altos. Quando os átomos excitam, são emitidos fótons que podem deixar o sistema. O resultado líquido é que a energia térmica é removida da nuvem, até que em algum momento ela tenha esfriado o suficiente para entrar em colapso. $10^4\,\mathrm{K}$

pela
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Então, ...., isso levanta a questão: "Qual é a temperatura e a densidade do ISM?".

Eric Towers

@EricTowers: As temperaturas no ISM podem, em princípio, levar qualquer valor de alguns Kelvin a vários (dezenas de) milhões de Kelvin. No entanto, vários processos de resfriamento fazem com que o gás atinja certos "platôs" de temperatura. Anteriormente, discuti exatamente isso em uma resposta a Quão frio é o espaço interestelar? . Wrt. Para as densidades ( ), as várias fases do ISM tendem a apresentar um equilíbrio aproximado da pressão, de modo que o produto é mais ou menos constante.

n

$n$

n T

$nT$

Pela

Ou seja, enquanto um aquecimento K nuvem pode ter uma densidade de - partículas por cm , um circundante, quente envelope K terá - cm . E uma pequena nuvem molecular K terá densidades de - cm (e superior).

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: não pede a pergunta, levanta ou solicita a pergunta. Implorar a pergunta, ou petitio principii, é uma falácia lógica na qual o escritor ou orador assume que a afirmação em exame é verdadeira. Veja grammarist.com/rhetoric/begging-the-question-fallacy

Jim421616

@ Jim421616: " É uma tradução da frase em latim petitio principii, e costumava significar que alguém fez uma conclusão com base em uma premissa que carece de apoio". " No uso vernacular moderno , 'implorar a pergunta' freqüentemente parece significar 'levantar a questão' (como em 'Isso implora a pergunta, se ...')" Como esse não é o século XVI, eu não sou limitado pelas traduções erradas do passado e pelo uso da frase. Tudo o que pedi foi o apoio.

Eric Towers

Primeiro, considere que a gravidade é fraca.

O sistema estelar mais próximo do Sol é o Alpha Centauri , a uma distância de cerca de 4 anos-luz. Considere a aceleração devido à gravidade do Sol na metade dessa distância: que é a massa do sol. Essa é uma aceleração incrivelmente pequena, o que significa que a maioria dos corpos maciços tem uma influência gravitacional muito pequena no ISM. Partículas são atraídas por objetos maciços. . . mas muito, muito fracamente.

a_{S} = \frac{G M_{⊙}}{r^{2}} ≃ 3.7 \times 10^{- 13} {m/s}^{2}

$a_S=\frac{GM_\odot}{r^2}\simeq3.7\times10^{-13}\text{ m/s}^2$

M_{⊙}

$M_\odot$

Dito isto, o ISM, por vezes, faz colapso. A densidade numérica varia em partes diferentes, de partículas por centímetro cúbico a partículas por centímetro cúbico ( 1 , 2 ). Acima de cerca de partículas por centímetro cúbico, porém, você se aventurar no regime de nuvens moleculares , que às vezes fazer colapso para formar estrelas. $\sim10^{-3}$ $\sim10^6$ $10^4$

Em uma nota final, a gravidade não é a única força que atua no ISM. Os campos magnéticos galácticos , por exemplo, podem influenciar a dinâmica do ISM em vários cenários, inclusive impedindo ou possibilitando o colapso de nuvens moleculares (ver Ferrier (2005) ).

HDE 226868
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Como o ISM resiste à gravidade?

Não faz. Existem duas fontes distintas de gravidade: interna e externa. A gravidade interna ou própria do ISM pode de fato resultar em colapso e subsequente formação de estrelas, conforme explicado em outra resposta .

A atração gravitacional externa de qualquer estrela ou nuvem de gás no ISM é muito fraca para ser relevante e pode ser negligenciada, como demonstrado em mais uma resposta .

No entanto, o ISM está sujeito à atração gravitacional combinada de todas as estrelas, gás e matéria escura na galáxia, ou seja, a gravidade da própria galáxia . Em resposta a essa atração, o ISM orbita o Galaxy em órbitas quase circulares, assim como a maioria das estrelas (em uma galáxia de discos como a nossa). Assim, o ISM não é especial a esse respeito.

Por que o ISM não cai na galáxia interna (para onde é puxado)? Isto é simplesmente porque tem muito momento angular. A situação é exatamente a mesma da Terra puxada para o Sol, mas orbitando (quase) em um círculo ao seu redor.

Finalmente, observe que as forças magnéticas e a pressão de radiação de estrelas próximas são muito mais fracas que a gravidade galáctica e podem ser negligenciadas ao se considerar as órbitas galácticas do ISM.

Walter
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