Differenze tra le versioni di "Nube molecolare gigante"

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[[Immagine:Nebula-Barnard's-Loop.jpeg|thumb|280px|L'[[anello di Barnard]], una nube molecolare gigante che fa parte del [[Complesso di Orione]], assieme ad [[Nebulosa di Orione|M42]] ed altre nebulose.]]
 
Una '''nube molecolare gigante''' ('''GMC''', dall'[[lingua inglese|inglese]] ''giant molecular cloud'') è una tipologia di [[nube molecolare]] (un vasto addensamento di [[mezzo interstellare]] e, fondamentalmente [[idrogeno]] [[molecola]]re – H<sub>2</sub> –), concaratterizzata da una [[massa (fisica)|massa]] compresa tra 10<sup>4</sup> e 10<sup>6</sup> [[massa solare|masse solari]]. LeQueste nubi possono raggiungere un'estensione di decine di [[parsec]] ed avere una [[densità]] media di 10<sup>2</sup>–10<sup>3</sup> [[particella elementare|particelle]] al [[centimetro cubo]] (per raffronto, la densità media nella [[Bolla Locale]] è inferiore ad una particella al cm<sup>3</sup>). Le sottostrutture presenti all'interno di queste [[nebulosa|nebulosità]] costituiscono un complesso motivo fatto di filamenti, foglietti [[gas]]sosi, bolle e macchie irregolari.<ref name="williams2000">{{cita pubblicazione | autore = J. P. Williams | coautori = L. Blitz, C. F. McKee | titolo = The Structure and Evolution of Molecular Clouds: from Clumps to Cores to the IMF - Protostars and Planets IV | pagine = 97 | rivista = Tucson: University of Arizona Press | anno = 2000 }}</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 vi 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|rivista= Protostars and Planets V | anno = 2006 }}</ref> Questi frammenti, formatisi per gerarchica frammentazione della nube, hanno dimensioni comprese tra 6000 e 60.000 [[unità astronomica|UA]] e contengono una quantità di materia variabile; l'intervallo di masse è assai ampio, ma le masse più piccole sono le più comuni. Questa distribuzione di masse coincide con la distribuzione delle masse stellari, tenendo tuttavia in conto che le masse delle nubi sono il triplo delle masse della stella che da essa avrà origine, il che indica che appena un terzo della massa della nube darà origine all'astro, mentre il resto si disperderà nello spazio.<ref>{{cita pubblicazione|titolo=Nuvoloso, con probabilità di stelle| autore=E. T. Young| rivista= Le Scienze| volume=500| data= aprile 2010| pagine=76-83 |url=http://lescienze.espresso.repubblica.it/articolo/articolo/1342631| accesso=11-08-2010}}</ref>