Astrofísica estelar
medio interestelar, o ISM por sus siglas en inglés, es el contenido de materia y energía que existe entre las estrellasdentro de una galaxia. El medio interestelar desempeña un papel crucial en astrofísica a causa de su situación entre las escalas estelar y galáctica. Las estrellas se forman dentro de regiones frías de medio interestelar, al tiempo que éstas reponen materia interestelar 3, lo que equivale a un átomo de hidrógeno por centímetro cúbico aproximadamente. Dicho medio lo conforman tres constituyentes básicos: materia ordinaria, rayos cósmicos y campos magnéticos.
El medio en sí es una mezcla heterogénea de polvo. La materia está compuesta a su vez de alrededor de un 99% en masa por partículas de gas y un 1% por polvo. La composición química del gas, de acuerdo a la nucleosíntesis primordial, es de un 90.8% en número (70.4% en masa) de hidrógeno, un 9.1% (28.1%) de helio y un 0.12% (1.5%) de elementos más pesados, comúnmente llamadosmetales en la jerga astrofísica. Una fracción significativa de estos metales condensan en forma de granos de polvo en las regiones más densas y frías del medio interestelar.
La presencia del oscurecimiento interestelar dio a William Herschel y a Jacobus Kapteyn la falsa impresión de que nuestro Sistema Solar se encontraba cerca del centro de la galaxia. Sin embargo dicho oscurecimiento lo producen las nubes de gas y polvo que se interponen en el recorrido de la luz de las estrellas y nuestro sistema planetario. Es lo que se denomina extinción estelar. Este decaimiento de la intensidad lumínica de las estrellas al ser atravesado por la luz es causado por la absorción de fotones a ciertas longitudes de onda.
Por ejemplo, la longitud de onda típica de absorción del hidrógeno atómico se encuentra a unos 121,5 nanómetros, la transición Lyman-alfa. Por tanto, es casi imposible ver la luz emitida en esta longitud de onda por una estrella, porque gran parte es absorbida durante el viaje a la Tierra. Asimismo, la absorción causada por las nubes de polvo se da, sobre todo, a longitudes de onda cortas, es decir que el azul se absorbe mejor que el rojo. Esto produce un efecto de enrojecimiento (reddening en inglés) de la luz, más intenso cuanto más lejana sea la posición de la fuente. Este es uno de los motivos por los cuales los telescopios de infrarrojos permiten ver mejor a través de dichas nubes.
Otro efecto interesante es la polarización lineal de la luz que es debida a que los granos de polvo no son esféricos sino ligeramente alargados por lo que los campos magnéticos tienden a alinearlos a lo largo de sus líneas de campo. La manifestación de dicho efecto puso en evidencia la existencia de campos magnéticos coherentes en el medio interestelar.
El medio interestelar suele dividirse en tres fases, dependiendo de la temperatura del gas: muy caliente (millones de kelvin), caliente (miles de kelvin), y frío (decenas de kelvin).
Características importantes del estudio del medio interestelar incluyen nubes moleculares, nubes interestelares, restos de supernovas,nebulosas planetarias, y estructuras difusas parecidas.
Tabla 1: Componentes del medio interestelar1ComponenteFracción
de volumenAltura de escala
(pc)Temperatura
(K)Densidad
(átomos/cm³)Estado delhidrógenoTécnicas principales de observaciónNubes moleculares< 1%7010—20102—106molecularEmisiones moleculares en y líneas de absorción en la banda radio e infrarrojaMedio neutro frío (CNM)1—5%100—30050—10020—50atómico neutroAbsorción de la línea H I 21 cmMedio neutro templado (WNM)10—20%300—4006000—100000.2—0.5atómico neutroEmisión de la línea H I 21 cmMedio ionizado templado (WIM)20—50%100080000.2—0.5ionizadoHα emisión y pulsar dispersionRegiones H II< 1%708000102—104ionizadoHα emisión y pulsar dispersionGas coronal
Medio ionizado caliente (HIM)30—70%1000—3000106—10710-4—10-2ionizado
(también metales altamente ionizados)Emisión de Rayos X; líneas de absorción de metales altamente ionizados, principalmente en el ultravioleta.
de volumenAltura de escala
(pc)Temperatura
(K)Densidad
(átomos/cm³)Estado delhidrógenoTécnicas principales de observaciónNubes moleculares< 1%7010—20102—106molecularEmisiones moleculares en y líneas de absorción en la banda radio e infrarrojaMedio neutro frío (CNM)1—5%100—30050—10020—50atómico neutroAbsorción de la línea H I 21 cmMedio neutro templado (WNM)10—20%300—4006000—100000.2—0.5atómico neutroEmisión de la línea H I 21 cmMedio ionizado templado (WIM)20—50%100080000.2—0.5ionizadoHα emisión y pulsar dispersionRegiones H II< 1%708000102—104ionizadoHα emisión y pulsar dispersionGas coronal
Medio ionizado caliente (HIM)30—70%1000—3000106—10710-4—10-2ionizado
(también metales altamente ionizados)Emisión de Rayos X; líneas de absorción de metales altamente ionizados, principalmente en el ultravioleta.
MEDIO INTERESTELAR
El medio interestelar (ISM en ingles) es la materia que llena el espacio entre los sistemas estelares en las galaxias. El ISM incluye gas atómico y molecular (99% de la masa), partículas de polvo, rayos cósmicos y la materia oscura.
La densidad del medio interestelar es extremadamente baja. En las regiones densas del ISM (nubes moleculares) la densidad alcanza 10^6/cm^3, mientras que en regiones difusas del ISM, donde la materia esta principalmente ionizada, la densidad es solo de 0.0001 iones por cm^3. La densidad promedio de las nubes moleculares de HI está en el rango de 0.1-1000 átomos por cm cúbico (como comparación, el aire que respiramos tiene una densidad de aproximádamente 10^19 moléculas por centímetro cúbico).
El ISM juega un rol fundamental en el Universo. Las estrellas se forman en las regiones densas del ISM, mientras que la composición química del ISM es el resultado de la nucleosíntesis y enriquecimiento debido a la evolución estelar. A lo largo de su vida, las estrellas emiten vientos estelares, enriqueciendo el área circundante con el material de la atmósfera estelar. Al final de su vida, las estrellas explotan como supernovae o liberan su capa exterior en forma de una nebulosa planetaria, enriqueciendo el medio interestelar con energía y productos de la fusión nuclear.
La investigación espectroscópica del medio interestelar comenzó con el descubrimiento de la llamada “línea estacionaria” en el espectro de delta Ori hecho por Hartmann en 1904 (ApJ, 19, 268) que encontró que la “la línea de Calcio a 3934 angstroms no comparte los desplazamientos periódicos de las líneas causadas por el movimiento orbital de la estrella”. Desde ese tiempo, muchas líneas atómicas y moleculares del ISM y las no identificadas bandas difusas del ISM (DIB en ingles) han sido descubiertas en el espectro de estrellas enrojecidas de tipo temprano. La gran mayoría de las características no identificadas del ISM (atómicas y moleculares) esta concentrada en el rango espectroscópico que va desde el azul al UV cercano. Numerosas bandas difusas del ISM han sido encontradas mayormente en la parte amarilla del espectro electromagnético.
El problema de la identificación de los portadores de las DIB ha sido el que más ha permanecido en espectroscopía. Inicialmente las bandas difusas fueron descubiertas en el año 1921 por L. Heger en el observatorio Lick. Actualmente, la lista de DIBs conocidas contiene mas de 400 especies; la mayoría de ellas muy débiles. La estructura fina de perfiles (probablemente producida debido a la estructura rotativa de moléculas poli-atómicas) ha sido detectada en algunas DIBs. Casi todas las formas concebibles de materia – desde el anion de hidrógeno hasta los granos de polvo – han sido ya propuestos como portadores de DIB, con resultados negativos hasta ahora. Debe ser notado que su variabilidad en radios de intensidad demuestra una variedad de portadores, y por lo tanto apoya fuertemente su origen molecular. Varios candidatos han sido propuestos como posibles portadores en las bandas, desde granos de polvo, hasta libres, neutrales e ionizadas especies moleculares de varios tamaños y estructuras.
Es ahora claro que los DIBs no pueden ser explicados por conceptos iniciales de un simple portador debido al gran número de bandas detectadas y la falta de correlación entre sus intensidades. Es comúnmente aceptado ahora que los DIBs se originan en moléculas complejas, probablemente las que contienen carbon. Estas últimas se cree están en la forma de poli-cíclicos aromáticos (PAHs), fullerenes y/o moléculas de carbon lineales. DIBs son omnipresentes – ellos son observados en todas las nubes difusas de nuestra Galaxia y en otras galaxias. Estimaciones aproximadas llevan a la conclusión que nuestra Galaxia contiene 10^58 moléculas orgánicas no identificadas!
Nebulosa del Águila
Coordinación de la línea:
La actividad de esta línea se centra en el estudio observacional, y teórico de la física y química de las nubes moleculares del medio interestelar, tanto las regiones más densas con formación estelar como las nubes translúcidas del medio difuso. Se estudian también las envolturas circunestelares alrededor de estrellas evolucionadas y la química en los discos protoplanetarios alrededor de estrellas jóvenes. Además, se realizan experimentos en el laboratorio con análogos a hielos interestelares (en condiciones de ultra-alto vacio).
Hay muchos problemas aún por resolver: se han descubierto decenas de moléculas en el medio interestelar y circunestelar, desde especies simples con dos átomos a moléculas orgánicas complejas, pero estamos aún lejos de haber completado el inventario; por otro lado, la química de las nubes está modelada en muchos casos por la presencia de estrellas en su interior o sus proximidades y los fenómenos involucrados no se conocen en detalle. Se estudian también las envolturas circunestelares alrededor de estrellas evolucionadas y la química en los discos protoplanetarios alrededor de estrellas jóvenes. El objetivo global es tener una descripción lo más detallada posible de esos entornos, comprender el ciclo del gas molecular y el polvo en nuestra galaxia y estudiar los límites de la complejidad química anterior a la aparición de la vida.
Hay muchos problemas aún por resolver: se han descubierto decenas de moléculas en el medio interestelar y circunestelar, desde especies simples con dos átomos a moléculas orgánicas complejas, pero estamos aún lejos de haber completado el inventario; por otro lado, la química de las nubes está modelada en muchos casos por la presencia de estrellas en su interior o sus proximidades y los fenómenos involucrados no se conocen en detalle. Se estudian también las envolturas circunestelares alrededor de estrellas evolucionadas y la química en los discos protoplanetarios alrededor de estrellas jóvenes. El objetivo global es tener una descripción lo más detallada posible de esos entornos, comprender el ciclo del gas molecular y el polvo en nuestra galaxia y estudiar los límites de la complejidad química anterior a la aparición de la vida.
El Medio Interestelar
Donde nacen las estrellas
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| © 2003. Carlos Andrés Carvajal T. Astrónomo Autodidacta. El espacio interestelar no esta vacío, contiene gran cantidad de material al que se le conoce comoMedio Interestelar (MI). El MI constituye entre el 10 a 15% de la masa visible de la vía láctea; está compuesto en un 99% de gas y el resto de polvo. A partir del MI se forman las estrellas y sistemas planetarios. Polvo Interestelar El polvo interestelar está compuesto por partículas sólidas de menos de un micrómetro de tamaño reunidas en cúmulos de muy baja densidad. En su composición se encuentran grandes cantidades de hidrogeno, carbono y en mucha menor cantidad silicatos y otros compuestos como moléculas orgánicas y agua. La temperatura del polvo interestelar es de -150º. La existencia de polvo interestelar fue estudiada inicialmente por Robert Trumpler alrededor de 1930. Se encontraron diversos fenómenos asociados a él como la extinción estelar: la luz de una estrella es bloqueada o se atenúa al pasar a través del medio interestelar; y el corrimiento al rojo interestelar: dispersión de la porción azul del espectro por el polvo interestelar de la luz emitida por las estrellas haciéndolas ver mas rojas de lo que en realidad son. El polvo interestelar esta concentrado principalmente en el plano de la galaxia, de esta manera la observación de esta zona esta restringida; observadas de canto, la mayoría de las galaxias tienen una franja oscura producida por el polvo interestelar. NGC 5866 Existen sitios en donde el polvo interestelar se hace evidente: Las Nebulosas. El polvo interestelar forma dos tipos de nebulosas:
Las partículas de polvo dispersan y absorben la luz de manera muy eficiente impidiendo su paso, presentándose como manchas oscuras. La mayoría de nebulosas oscuras fueron catalogadas porEdward Banard y se denominan Objetos Banard (la nebulosa cabeza de caballo es, por ejemplo, Banard 33); otro grupo se denominan Glóbulos de Bok (ej: NGC 281) nombre dado en honor al astrónomo Danés Bart Bok quien las describió por primera vez. La masa de un objeto Banard es de unos cientos de la Solar y un glóbulo de Bok tiene un décimo de esta masa. la composición química es: Hidrogeno 74%, Helio 25% y elementos pesados 1%. Nebulosas de Reflexión. La parte azul de la Trífida. Las nebulosas de reflexión tienen la misma composición que las nebulosas oscuras pero su densidad es mucho menor. Los granos de polvo dispersan y absorben la radiación pero típicamente mucho mejor las de corta longitud, así cuando son iluminadas por estrellas, reflejan la radiación en la parte azul del espectro lo que da su color característico. Gas Interestelar. El gas del medio interestelar esta constituido en 90% de hidrógeno en su forma atómica y molecular, 10% de helio y trazas de otros elementos. Como sucede con el polvo interestelar se hace evidente cuando se acumula formando nebulosas de características diferentes. Hay tres tipos de nubes de gas:
Nubes de Hidrógeno neutro. Están constituidas por átomos independientes de hidrógeno (H). También se conocen como regiones HI las cuales son muy abundantes en el plano galáctico. Estas regiones emiten energía en una particular longitud de onda de 21.1 cms. Nebulosa de emisión (HII). Una nebulosa de emisión, como la parte roja de la Trífida, típicamente tiene temperaturas de mas o menos 10000 K y están constituidas por una masa que alcanzan 10000 veces la del Sol. Sin embargo, debido a que este material se encuentra disperso en una gran volumen de espacio la densidad de la nebulosa es mucho menor que, por ejemplo, la de la atmósfera terrestre teniendo solo algunos cientos de átomos por centímetro cúbico. Las nebulosas de emisión se encuentran cerca de estrellas masivas y luminosas, la mayoría del tipo espectral O y B, cuando los átomos de hidrogeno reciben esta energía pierden un electrón (ionización) y se denominan HII, formando regiones HII. Estos iones al reconstituirse en hidrogeno neutro (HI) liberan energía, la mayor parte proviene del salto entre los niveles energéticos 3 a 2, en forma de fotones H-alfa con una longitud de onda de 656 nm en la porción roja del espectro que le da la coloración típica a estas nebulosas. |
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