Pourquoi le milieu interstellaire n'est-il pas attiré vers l'objet massif le plus proche?

Il n'est pas vrai que les particules du milieu interstellaire (ISM) ne soient soumises qu'à l'action de la gravité. Par exemple,

Dans de nombreux cas, une partie importante de l'ISM est ionisée, auquel cas elle interagit avec le champ magnétique qui imprègne le gaz et peut dans certains cas être assez fort.
Au voisinage d'étoiles massives et donc lumineuses, la pression de rayonnement peut exercer une forte force sur l'ISM. Ils émettent également de grandes quantités de rayons cosmiques (c.-à-d. Des particules relativistes) qui transfèrent l'élan au gaz environnant.
Les explosions de supernova créent des bulles chaudes qui se dilatent et balayent l'ISM, entraînant des ondes de choc et des sorties galactiques.

Dans la plupart des cas, cependant, ce qui peut empêcher l'effondrement d'un nuage de gaz est simplement sa température. Malgré tous les processus ci-dessus, et bien que la gravité soit la force la plus faible, les nuages de gaz s'effondrent parfois pour former des étoiles. Le critère pour ce faire est que le gaz soit suffisamment dense et que sa pression interne (ou énergie thermique) soit suffisamment faible. Ceci est décrit par l' instabilité de Jeans , qui formule le critère pour qu'un nuage de gaz s'effondre en assimilant les forces de pression, ou l'énergie thermique, à la gravité. Une façon de l'exprimer est la masse de Jeans $M_J$ ( Jeans 1902 ) qui est la masse critique d'un nuage où l'énergie thermique est exactement équilibrée par les forces gravitationnelles:

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

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

k_{B}

$k_B$ ,

G

$G$ et

m_{u}

$m_u$ sont la constante de Boltzmannn, la constante gravitationnelle et l'unité de masse atomique, tandis que

T

$T$ ,

μ

$\mu$ et

ρ

$\rho$ sont la température, la masse moléculaire moyenne et la densité du gaz.

Dans la deuxième ligne de l'équation , il est souligné que $M_J$ augmente avec la température, et de plis de densité. En d'autres termes, si le gaz est trop chaud ou trop dilué, la masse totale nécessaire pour s'effondrer doit être plus élevée.

En général, le gaz ne s'effondrera pas pour former des étoiles si la température est supérieure à quelque $10^4\,\mathrm{K}$ . Si la température est plus élevée, les particules se déplacent tout simplement trop vite. Étant donné que divers processus peuvent facilement chauffer l'ISM à des millions de degrés, le gaz doit refroidir avant de s'effondrer. Pour ce faire, refroidissez le rayonnement: des atomes se déplaçant rapidement entrent en collision (soit les uns avec les autres, soit, plus souvent, avec les électrons). Une partie de l'énergie cinétique des atomes est dépensée à exciter leurs électrons à des niveaux supérieurs. Lorsque les atomes se désexcitent, des photons sont émis qui peuvent quitter le système. Le résultat net est que l'énergie thermique est retirée du nuage, jusqu'à ce qu'à un moment donné, elle se soit suffisamment refroidie pour s'effondrer.

pela
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Donc, ...., cela pose la question: "Quelle est la température et la densité de l'ISM?".

Eric Towers du

@EricTowers: Les températures dans l'ISM peuvent, en principe, prendre n'importe quelle valeur de quelques Kelvin à plusieurs (dizaines de) millions de Kelvin. Cependant, divers processus de refroidissement permettent au gaz d'atteindre certains «plateaux» de températures. J'ai déjà discuté exactement de cela dans une réponse à Comment froid est l'espace interstellaire? . Wrt. densités (

), les différentes phases de l'ISM ont tendance à être très grossièrement en équilibre de pression, de sorte que le produit

est plus ou moins constant.

n

$n$

n T

$nT$

pela

Autrement dit, alors qu'un nuage chaud

K peut avoir une densité de

particules par cm

, une enveloppe

K chaude environnante aura

. Et un petit nuage moléculaire

K aura des densités de

(et plus).

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: il n'a pas mendient la question, il soulève ou demande la question. La mendicité de la question, ou petitio principii, est une erreur logique dans laquelle l'auteur ou le locuteur suppose que la déclaration examinée est vraie. Voir grammarist.com/rhetoric/begging-the-question-fallacy

Jim421616

@ Jim421616: " C'est une traduction de l'expression latine petitio principii, et cela signifie que quelqu'un a tiré une conclusion basée sur une prémisse qui manque de soutien." « Dans l'usage vernaculaire moderne ,« mendier la question »semble souvent signifier« soulever la question »(comme dans« Cela pose la question, si ... »)« Comme ce n'est pas le 16e siècle, je ne suis pas limité par les erreurs de traduction du passé et l'utilisation de l'expression. Tout ce que j'ai demandé, c'est le soutien.

Eric Towers

Comment l'ISM résiste-t-il à la gravité?

Ce n'est pas le cas. Il existe deux sources distinctes de gravité: interne et externe. La gravité interne ou auto-gravité de l'ISM peut en fait entraîner l'effondrement et la formation d'étoiles subséquente, comme expliqué dans une autre réponse .

L'attraction gravitationnelle externe de tout nuage d'étoiles ou de gaz sur l'ISM est trop faible pour être pertinente et peut être négligée, comme le démontre une autre réponse .

Cependant, l'ISM est soumis à l'attraction gravitationnelle combinée de toutes les étoiles, du gaz et de la matière noire de la galaxie, c'est-à-dire de la gravité de la galaxie elle-même. En réponse à cette attraction, l'ISM orbite autour de la Galaxie sur des orbites presque circulaires, comme le font la plupart des étoiles (dans une galaxie à disque comme la nôtre). Ainsi, l'ISM n'est pas spécial à cet égard.

Pourquoi l'ISM ne tombe-t-il pas dans la galaxie intérieure (où il est tiré)? C'est simplement parce qu'il a trop de moment angulaire. La situation est exactement la même que pour la Terre tirée vers le Soleil, mais en orbite (presque) sur un cercle autour d'elle.

Enfin, notez que les forces magnétiques et la pression de rayonnement des étoiles proches sont beaucoup plus faibles que la gravité galactique et peuvent être négligées lorsque l'on considère les orbites galactiques de l'ISM.

Walter
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Pourquoi le milieu interstellaire n'est-il pas attiré vers l'objet massif le plus proche?

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