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Medio interestelar

La distribución del hidrógeno ionizado (conocido por los astrónomos como H II a partir de la antigua terminología espectroscópica) en las partes del medio interestelar galáctico visibles desde el hemisferio norte de la Tierra, observada con el Wisconsin Hα Mapper (Haffner et al. 2003).

El medio interestelar ( ISM ) es la materia y la radiación que existe en el espacio entre los sistemas estelares de una galaxia . Esta materia incluye gas en forma iónica , atómica y molecular , así como polvo y rayos cósmicos . Llena el espacio interestelar y se mezcla suavemente con el espacio intergaláctico circundante . La energía que ocupa el mismo volumen, en forma de radiación electromagnética , es el campo de radiación interestelar . Aunque la densidad de átomos en el ISM suele ser muy inferior a la de los mejores vacíos de laboratorio, el camino libre medio entre colisiones es corto en comparación con las longitudes interestelares típicas, por lo que en estas escalas el ISM se comporta como un gas (más precisamente, como un plasma : está en todas partes al menos ligeramente ionizado ), respondiendo a fuerzas de presión, y no como una colección de partículas que no interactúan.

El medio interestelar está compuesto de múltiples fases que se distinguen por si la materia es iónica, atómica o molecular, y por la temperatura y densidad de la materia. El medio interestelar está compuesto principalmente de hidrógeno , seguido de helio con trazas de carbono , oxígeno y nitrógeno . [1] Las presiones térmicas de estas fases están en equilibrio aproximado entre sí. Los campos magnéticos y los movimientos turbulentos también proporcionan presión en el medio interestelar, y suelen ser más importantes, dinámicamente , que la presión térmica. En el medio interestelar, la materia está principalmente en forma molecular y alcanza densidades numéricas de 10 12 moléculas por m 3 (1 billón de moléculas por m 3 ). En regiones calientes y difusas, el gas está altamente ionizado y la densidad puede ser tan baja como 100 iones por m 3 . Compárese esto con una densidad numérica de aproximadamente 10 25 moléculas por m 3 para el aire al nivel del mar, y 10 16 moléculas por m 3 (10 cuatrillones de moléculas por m 3 ) para una cámara de alto vacío de laboratorio. Dentro de nuestra galaxia, por masa , el 99% del ISM es gas en cualquier forma, y ​​el 1% es polvo. [2] Del gas en el ISM, por número, el 91% de los átomos son hidrógeno y el 8,9% son helio, con un 0,1% siendo átomos de elementos más pesados ​​que el hidrógeno o el helio, [3] conocidos como " metales " en el lenguaje astronómico . Por masa, esto equivale a un 70% de hidrógeno, un 28% de helio y un 1,5% de elementos más pesados. El hidrógeno y el helio son principalmente el resultado de la nucleosíntesis primordial , mientras que los elementos más pesados ​​en el medio interestelar son en su mayoría el resultado del enriquecimiento (debido a la nucleosíntesis estelar ) en el proceso de evolución estelar .

El medio interestelar desempeña un papel crucial en la astrofísica precisamente por su papel intermedio entre las escalas estelar y galáctica. Las estrellas se forman dentro de las regiones más densas del medio interestelar, lo que en última instancia contribuye a la formación de nubes moleculares y repone el medio interestelar con materia y energía a través de nebulosas planetarias , vientos estelares y supernovas . Esta interacción entre las estrellas y el medio interestelar ayuda a determinar la velocidad a la que una galaxia agota su contenido gaseoso y, por lo tanto, su vida útil de formación estelar activa.

La Voyager 1 llegó al medio interestelar el 25 de agosto de 2012, convirtiéndose en el primer objeto artificial de la Tierra en hacerlo. El plasma y el polvo interestelar se estudiarán hasta la fecha estimada de finalización de la misión, en 2025. Su gemela, la Voyager 2, entró en el medio interestelar el 5 de noviembre de 2018. [4]

La Voyager 1 es el primer objeto artificial que alcanza el medio interestelar.

Materia interestelar

La Tabla 1 muestra un desglose de las propiedades de los componentes del ISM de la Vía Láctea.

El modelo trifásico

Field, Goldsmith y Habing (1969) propusieron el modelo de equilibrio estático de dos fases para explicar las propiedades observadas del medio interestelar. Su modelo de medio interestelar incluía una fase densa fría ( T  < 300  K ), que consistía en nubes de hidrógeno neutro y molecular, y una fase cálida entre nubes ( T  ~ 10 4  K ), que consistía en gas neutro e ionizado enrarecido. McKee y Ostriker (1977) añadieron una tercera fase dinámica que representaba el gas muy caliente ( T  ~ 10 6  K ) que había sido calentado por choque por supernovas y constituía la mayor parte del volumen del medio interestelar. Estas fases son las temperaturas en las que el calentamiento y el enfriamiento pueden alcanzar un equilibrio estable. Su artículo formó la base para estudios posteriores durante las tres décadas posteriores. Sin embargo, las proporciones relativas de las fases y sus subdivisiones aún no se entienden bien. [3]

La física básica detrás de estas fases se puede entender a través del comportamiento del hidrógeno, ya que este es de lejos el mayor constituyente del medio interestelar. Las diferentes fases están aproximadamente en equilibrio de presión en la mayor parte del disco galáctico, ya que las regiones de exceso de presión se expandirán y enfriarán, y del mismo modo las regiones de subpresión se comprimirán y calentarán. Por lo tanto, como P = nk T , las regiones calientes (alta T ) generalmente tienen baja densidad de número de partículas n . El gas coronal tiene una densidad lo suficientemente baja como para que las colisiones entre partículas sean raras y se produzca tan poca radiación, por lo que hay poca pérdida de energía y la temperatura puede permanecer alta durante períodos de cientos de millones de años. En contraste, una vez que la temperatura cae a O(10 5 K) con una densidad correspondientemente más alta, los protones y electrones pueden recombinarse para formar átomos de hidrógeno, emitiendo fotones que extraen energía del gas, lo que lleva a un enfriamiento descontrolado. Si se deja a su suerte, esto produciría el medio neutro cálido. Sin embargo, las estrellas OB son tan calientes que algunos de sus fotones tienen una energía mayor que el límite de Lyman , E > 13,6 eV , suficiente para ionizar el hidrógeno. Dichos fotones serán absorbidos por cualquier átomo de hidrógeno neutro que encuentren y lo ionizarán, lo que establecerá un equilibrio dinámico entre ionización y recombinación de modo que el gas lo suficientemente cercano a las estrellas OB está casi completamente ionizado, con una temperatura de alrededor de 8000 K (a menos que ya esté en la fase coronal), hasta la distancia en la que se agotan todos los fotones ionizantes. Este frente de ionización marca el límite entre el medio cálido ionizado y el medio cálido neutro.

Las estrellas OB, y también las más frías, producen muchos más fotones con energías inferiores al límite de Lyman, que pasan a través de la región ionizada casi sin ser absorbidos. Algunos de ellos tienen una energía lo suficientemente alta (> 11,3 eV) como para ionizar átomos de carbono, creando una región C II ("carbono ionizado") fuera del frente de ionización (hidrógeno). En regiones densas, esto también puede estar limitado en tamaño por la disponibilidad de fotones, pero a menudo estos fotones pueden penetrar en toda la fase neutra y solo ser absorbidos en las capas externas de las nubes moleculares. Los fotones con E > 4 eV o más pueden romper moléculas como H 2 y CO, creando una región de fotodisociación (PDR) que es más o menos equivalente al medio neutro cálido. Estos procesos contribuyen al calentamiento del medio neutro cálido. La distinción entre medio neutro cálido y frío se debe nuevamente a un rango de temperatura/densidad en el que se produce un enfriamiento descontrolado.

Las nubes moleculares más densas tienen una presión significativamente mayor que la media interestelar, ya que están unidas por su propia gravedad. Cuando las estrellas se forman en dichas nubes, especialmente las estrellas OB, convierten el gas circundante en la fase ionizada caliente, un aumento de temperatura de varios cientos. Inicialmente, el gas todavía está a densidades de nube molecular, y por lo tanto a una presión mucho más alta que el promedio del ISM: esta es una región H II clásica. La gran sobrepresión hace que el gas ionizado se expanda alejándose del gas molecular restante (un flujo de Champagne ), y el flujo continuará hasta que la nube molecular se evapore completamente o las estrellas OB lleguen al final de sus vidas, después de unos pocos millones de años. En este punto, las estrellas OB explotan como supernovas , creando ondas de choque en el gas caliente que aumentan las temperaturas a la fase coronal ( remanentes de supernova , SNR). Estos también se expanden y enfrían durante varios millones de años hasta que regresan a la presión media del ISM.

El ISM en diferentes tipos de galaxias

Estructura tridimensional en Pilares de la Creación . [5]

La mayoría de los debates sobre el medio interestelar se refieren a galaxias espirales como la Vía Láctea , en la que casi toda la masa del medio interestelar está confinada en un disco relativamente delgado , típicamente con una altura de escala de unos 100 parsecs (300 años luz ), que puede compararse con un diámetro de disco típico de 30.000 parsecs. El gas y las estrellas en el disco orbitan el centro galáctico con velocidades orbitales típicas de 200 km/s. Esto es mucho más rápido que los movimientos aleatorios de los átomos en el medio interestelar, pero como el movimiento orbital del gas es coherente, el movimiento promedio no afecta directamente a la estructura en el medio interestelar. La altura de escala vertical del medio interestelar se establece aproximadamente de la misma manera que la atmósfera de la Tierra, como un equilibrio entre el campo gravitatorio local (dominado por las estrellas en el disco) y la presión. Más lejos del plano del disco, el medio interestelar se encuentra principalmente en las fases cálida y coronal de baja densidad, que se extienden al menos varios miles de parsecs desde el plano del disco. Este halo o “corona” galáctico también contiene un campo magnético significativo y una densidad de energía de rayos cósmicos.

La rotación de los discos de galaxias influye en las estructuras del medio interestelar de varias maneras. Como la velocidad angular disminuye a medida que aumenta la distancia desde el centro, cualquier característica del medio interestelar, como nubes moleculares gigantes o líneas de campo magnético, que se extiendan a lo largo de un rango de radios, se ve cortada por la rotación diferencial y, por lo tanto, tiende a estirarse en la dirección tangencial; a esta tendencia se opone la turbulencia interestelar (ver más abajo), que tiende a aleatorizar las estructuras. Los brazos espirales se deben a perturbaciones en las órbitas de los discos, esencialmente ondulaciones en el disco, que hacen que las órbitas converjan y diverjan alternativamente, comprimiendo y luego expandiendo el medio interestelar local. Los brazos espirales visibles son las regiones de máxima densidad, y la compresión a menudo desencadena la formación de estrellas en nubes moleculares, lo que lleva a una abundancia de regiones H II a lo largo de los brazos. La fuerza de Coriolis también influye en las grandes características del medio interestelar.

Las galaxias irregulares, como las Nubes de Magallanes, tienen medios interestelares similares a las espirales, pero menos organizados. En las galaxias elípticas, el medio interestelar está casi en su totalidad en fase coronal, ya que no hay movimiento coherente del disco para sostener el gas frío lejos del centro: en cambio, la altura de escala del medio interestelar debe ser comparable al radio de la galaxia. Esto es consistente con la observación de que hay pocas señales de formación estelar actual en las elípticas. Algunas galaxias elípticas muestran evidencia de un pequeño componente de disco, con medio interestelar similar a las espirales, enterrado cerca de sus centros. El medio interestelar de las galaxias lenticulares , al igual que sus otras propiedades, parece intermedio entre las espirales y las elípticas.

Muy cerca del centro de la mayoría de las galaxias (a unos pocos cientos de años luz como máximo), el medio interestelar se ve profundamente modificado por el agujero negro supermasivo central : véase Centro galáctico para la Vía Láctea y Núcleo galáctico activo para ejemplos extremos en otras galaxias. El resto de este artículo se centrará en el medio interestelar en el plano del disco de las espirales, lejos del centro galáctico.

Estructuras

Mapa que muestra el Sol ubicado cerca del borde de la Nube Interestelar Local y Alpha Centauri a unos 4 años luz de distancia en el complejo vecino de la Nube G
Encuentro entre el medio interestelar y la astrosfera

Los astrónomos describen el medio interestelar como turbulento , lo que significa que el gas tiene movimientos cuasialeatorios coherentes en un amplio rango de escalas espaciales. A diferencia de la turbulencia normal, en la que los movimientos del fluido son altamente subsónicos , los movimientos en masa del medio interestelar suelen ser mayores que la velocidad del sonido . Las colisiones supersónicas entre nubes de gas causan ondas de choque que comprimen y calientan el gas, aumentando la velocidad del sonido de modo que el flujo es localmente subsónico; por lo tanto, la turbulencia supersónica se ha descrito como "una caja de pequeñas descargas eléctricas" y está inevitablemente asociada con una estructura compleja de densidad y temperatura. En el medio interestelar esto se complica aún más por el campo magnético, que proporciona modos de onda como las ondas de Alfvén , que a menudo son más rápidas que las ondas de sonido puras: si las velocidades turbulentas son supersónicas pero inferiores a la velocidad de las ondas de Alfvén, el comportamiento es más parecido a la turbulencia subsónica.

Las estrellas nacen en las profundidades de grandes complejos de nubes moleculares , normalmente de unos pocos parsecs de tamaño. Durante su vida y su muerte, las estrellas interactúan físicamente con el medio interestelar.

Los vientos estelares de los cúmulos de estrellas jóvenes (que suelen estar rodeados por regiones HII gigantes o supergigantes) y las ondas de choque creadas por las supernovas inyectan enormes cantidades de energía en sus alrededores, lo que da lugar a una turbulencia hipersónica. Las estructuras resultantes (de distintos tamaños) pueden observarse, como burbujas de viento estelar y superburbujas de gas caliente, que se ven con telescopios satelitales de rayos X, o flujos turbulentos observados en mapas de radiotelescopios .

Las estrellas y los planetas, una vez formados, no se ven afectados por las fuerzas de presión en el medio interestelar, y por lo tanto no participan en los movimientos turbulentos, aunque las estrellas formadas en nubes moleculares en un disco galáctico comparten su movimiento orbital general alrededor del centro de la galaxia. Por lo tanto, las estrellas suelen estar en movimiento en relación con su medio interestelar circundante. El Sol está viajando actualmente a través de la Nube Interestelar Local , un cúmulo irregular del medio neutro cálido de unos pocos pársecs de diámetro, dentro de la Burbuja Local de baja densidad , una región de gas coronal de 100 pársecs de radio.

En octubre de 2020, los astrónomos informaron de un aumento significativo e inesperado de la densidad en el espacio más allá del Sistema Solar , detectado por las sondas espaciales Voyager 1 y Voyager 2. Según los investigadores, esto implica que "el gradiente de densidad es una característica a gran escala del VLISM (medio interestelar muy local) en la dirección general de la nariz heliosférica ". [6] [7]

Interacción con el medio interplanetario

El medio interestelar comienza donde termina el medio interplanetario del Sistema Solar . El viento solar se desacelera a velocidades subsónicas en el choque de terminación , a 90-100 unidades astronómicas del Sol. En la región más allá del choque de terminación, llamada heliopausa , la materia interestelar interactúa con el viento solar. La Voyager 1 , el objeto creado por el hombre más alejado de la Tierra (después de 1998 [8] ), cruzó el choque de terminación el 16 de diciembre de 2004 y luego entró en el espacio interestelar cuando cruzó la heliopausa el 25 de agosto de 2012, proporcionando la primera sonda directa de las condiciones en el medio interestelar (Stone et al. 2005).

Extinción interestelar

Vídeo corto narrado sobre las observaciones de materia interestelar del IBEX .

Los granos de polvo en el medio interestelar son responsables de la extinción y el enrojecimiento , la disminución de la intensidad de la luz y el cambio en las longitudes de onda observables dominantes de la luz de una estrella. Estos efectos son causados ​​por la dispersión y absorción de fotones y permiten observar el medio interestelar a simple vista en un cielo oscuro. Las grietas aparentes que se pueden ver en la banda de la Vía Láctea , un disco uniforme de estrellas, son causadas por la absorción de la luz estelar de fondo por el polvo en nubes moleculares a unos pocos miles de años luz de la Tierra. Este efecto disminuye rápidamente con el aumento de la longitud de onda (el "enrojecimiento" es causado por una mayor absorción de luz azul que roja), y se vuelve casi insignificante en longitudes de onda del infrarrojo medio (> 5 μm).

La extinción proporciona una de las mejores formas de mapear la estructura tridimensional del medio interestelar, especialmente desde la llegada de distancias precisas a millones de estrellas gracias a la misión Gaia . La cantidad total de polvo frente a cada estrella se determina a partir de su enrojecimiento, y luego el polvo se ubica a lo largo de la línea de visión comparando la densidad de la columna de polvo frente a las estrellas proyectadas juntas en el cielo, pero a diferentes distancias. Para 2022 fue posible generar un mapa de las estructuras del medio interestelar a 3 kpc (10.000 años luz) del Sol. [9]

La luz ultravioleta lejana es absorbida eficazmente por el gas hidrógeno neutro en el medio interestelar. En concreto, el hidrógeno atómico absorbe muy fuertemente en unos 121,5 nanómetros, la transición Lyman-alfa , y también en las otras líneas de la serie Lyman. Por tanto, es casi imposible ver la luz emitida en esas longitudes de onda desde una estrella a más de unos pocos cientos de años luz de la Tierra, porque la mayor parte es absorbida durante el viaje a la Tierra por el hidrógeno neutro intermedio. Todos los fotones con longitud de onda < 91,6 nm, el límite de Lyman, pueden ionizar el hidrógeno y también son absorbidos muy fuertemente. La absorción disminuye gradualmente al aumentar la energía del fotón, y el medio interestelar comienza a volverse transparente de nuevo en rayos X suaves , con longitudes de onda inferiores a aproximadamente 1 nm.

Calefacción y refrigeración

El medio interestelar suele estar lejos del equilibrio termodinámico . Las colisiones establecen una distribución de velocidades de Maxwell-Boltzmann , y la "temperatura" que se utiliza normalmente para describir el gas interestelar es la "temperatura cinética", que describe la temperatura a la que las partículas tendrían la distribución de velocidad de Maxwell-Boltzmann observada en equilibrio termodinámico. Sin embargo, el campo de radiación interestelar suele ser mucho más débil que un medio en equilibrio termodinámico; con mayor frecuencia es aproximadamente el de una estrella A (temperatura superficial de ~10.000 K) altamente diluida. Por lo tanto, los niveles ligados dentro de un átomo o molécula en el medio interestelar rara vez están poblados de acuerdo con la fórmula de Boltzmann (Spitzer 1978, § 2.4).

Dependiendo de la temperatura, la densidad y el estado de ionización de una porción del ISM, diferentes mecanismos de calentamiento y enfriamiento determinan la temperatura del gas.

Mecanismos de calefacción

Calentamiento por rayos cósmicos de baja energía
El primer mecanismo propuesto para calentar el medio interestelar fue el calentamiento por rayos cósmicos de baja energía . Los rayos cósmicos son una fuente de calor eficiente capaz de penetrar en las profundidades de las nubes moleculares. Los rayos cósmicos transfieren energía al gas a través de la ionización y la excitación y a los electrones libres a través de interacciones de Coulomb . Los rayos cósmicos de baja energía (unos pocos MeV ) son más importantes porque son mucho más numerosos que los rayos cósmicos de alta energía.
Calentamiento fotoeléctrico por granos
La radiación ultravioleta emitida por las estrellas calientes puede extraer electrones de los granos de polvo. El fotón es absorbido por el grano de polvo y parte de su energía se utiliza para superar la barrera de energía potencial y extraer el electrón del grano. Esta barrera potencial se debe a la energía de enlace del electrón (la función de trabajo ) y a la carga del grano. El resto de la energía del fotón proporciona al electrón expulsado energía cinética que calienta el gas a través de colisiones con otras partículas. Una distribución de tamaño típica de los granos de polvo es n ( r ) ∝  r −3,5 , donde r es el radio de la partícula de polvo. [10] Suponiendo esto, la distribución de área superficial de grano proyectada es πr 2 n ( r ) ∝  r −1,5 . Esto indica que los granos de polvo más pequeños dominan este método de calentamiento. [11]
Fotoionización
Cuando un electrón se libera de un átomo (normalmente por absorción de un fotón UV), se lleva consigo energía cinética del orden E fotón  −  E ionización . Este mecanismo de calentamiento predomina en las regiones H II, pero es insignificante en el medio interestelar difuso debido a la relativa falta de átomos de carbono neutros .
Calentamiento por rayos X
Los rayos X eliminan electrones de los átomos y los iones , y esos fotoelectrones pueden provocar ionizaciones secundarias. Como la intensidad suele ser baja, este calentamiento solo es eficiente en un medio atómico cálido y menos denso (ya que la densidad de la columna es pequeña). Por ejemplo, en las nubes moleculares solo pueden penetrar los rayos X duros y se puede ignorar el calentamiento por rayos X. Esto suponiendo que la región no esté cerca de una fuente de rayos X como un remanente de supernova .
Calentamiento químico
El hidrógeno molecular (H 2 ) se puede formar en la superficie de los granos de polvo cuando dos átomos de H (que pueden viajar sobre el grano) se encuentran. Este proceso produce 4,48 eV de energía distribuida en los modos rotacional y vibracional, energía cinética de la molécula de H 2 , además de calentar el grano de polvo. Esta energía cinética, así como la energía transferida por la desexcitación de la molécula de hidrógeno a través de colisiones, calienta el gas.
Calefacción por gas y granos
Las colisiones a altas densidades entre átomos de gas y moléculas con granos de polvo pueden transferir energía térmica. Esto no es importante en las regiones HII porque la radiación UV es más importante. También es menos importante en un medio ionizado difuso debido a la baja densidad. En el medio difuso neutro, los granos siempre están más fríos, pero no enfrían eficazmente el gas debido a las bajas densidades.

El calentamiento de los granos por intercambio térmico es muy importante en los remanentes de supernova, donde las densidades y las temperaturas son muy altas.

El calentamiento de los gases a través de las colisiones grano-gas es predominante en las profundidades de las nubes moleculares gigantes (especialmente a altas densidades). La radiación infrarroja lejana penetra profundamente debido a la baja profundidad óptica. Los granos de polvo se calientan a través de esta radiación y pueden transferir energía térmica durante las colisiones con el gas. Una medida de la eficiencia del calentamiento se da por el coeficiente de acomodación: donde T es la temperatura del gas, T d la temperatura del polvo y T 2 la temperatura posterior a la colisión del átomo o molécula de gas. Este coeficiente fue medido por (Burke y Hollenbach 1983) como α  = 0,35.

Otros mecanismos de calefacción
Existen diversos mecanismos de calentamiento macroscópicos, entre ellos:

Mecanismos de enfriamiento

Refrigeración de estructura fina
El proceso de enfriamiento de la estructura fina es dominante en la mayoría de las regiones del medio interestelar, excepto en las regiones de gas caliente y en las regiones profundas de las nubes moleculares. Ocurre con mayor eficiencia con átomos abundantes que tienen niveles de estructura fina cercanos al nivel fundamental, como: C II y O I en el medio neutro y O II, O III, N II, N III, Ne II y Ne III en las regiones H II. Las colisiones excitarán estos átomos a niveles más altos y, finalmente, se desexcitarán mediante la emisión de fotones, que transportará la energía fuera de la región.
Refrigeración por líneas permitidas
A temperaturas más bajas, se pueden poblar más niveles que los de estructura fina mediante colisiones. Por ejemplo, la excitación por colisión del nivel n  = 2 del hidrógeno liberará un fotón Ly-α al desexcitarse. En las nubes moleculares, la excitación de las líneas rotacionales del CO es importante. Una vez que una molécula se excita, eventualmente regresa a un estado de energía más bajo, emitiendo un fotón que puede salir de la región y enfriar la nube.

Observaciones del ISM

A pesar de su densidad extremadamente baja, los fotones generados en el medio interestelar son prominentes en casi todas las bandas del espectro electromagnético. De hecho, la banda óptica, en la que se basaron los astrónomos hasta bien entrado el siglo XX, es aquella en la que el medio interestelar es menos evidente.

Propagación de ondas de radio

Atenuación atmosférica en dB /km en función de la frecuencia en la banda EHF. Los picos de absorción en frecuencias específicas son un problema debido a los componentes de la atmósfera, como el vapor de agua (H 2 O) y el dióxido de carbono (CO 2 ).

Las ondas de radio se ven afectadas por las propiedades del plasma del medio interestelar. Las ondas de radio de frecuencia más baja, por debajo de ≈ 0,1 MHz, no pueden propagarse a través del medio interestelar ya que están por debajo de su frecuencia de plasma . A frecuencias más altas, el plasma tiene un índice de refracción significativo, que disminuye con el aumento de la frecuencia, y también depende de la densidad de electrones libres. Las variaciones aleatorias en la densidad de electrones causan centelleo interestelar , que amplía el tamaño aparente de las fuentes de radio distantes vistas a través del medio interestelar, y el ensanchamiento disminuye con el cuadrado de la frecuencia. La variación del índice de refracción con la frecuencia hace que los tiempos de llegada de los pulsos de los púlsares y las ráfagas de radio rápidas se retrasen a frecuencias más bajas (dispersión). La cantidad de retraso es proporcional a la densidad de la columna de electrones libres (medida de dispersión, DM), que es útil tanto para mapear la distribución de gas ionizado en la Galaxia como para estimar las distancias a los púlsares (los más distantes tienen una DM más grande). [15]

Un segundo efecto de propagación es la rotación de Faraday , que afecta a las ondas de radio polarizadas linealmente , como las producidas por la radiación de sincrotrón , una de las fuentes de emisión de radio más comunes en astrofísica. La rotación de Faraday depende tanto de la densidad electrónica como de la intensidad del campo magnético, por lo que se utiliza como sonda del campo magnético interestelar.

El medio interestelar es generalmente muy transparente a las ondas de radio, lo que permite realizar observaciones sin obstáculos a través del disco de la galaxia. Hay algunas excepciones a esta regla. Las líneas espectrales más intensas del espectro de radio pueden volverse opacas, de modo que solo sea visible la superficie de la nube que las emite. Esto afecta principalmente a las líneas de monóxido de carbono en longitudes de onda milimétricas que se utilizan para rastrear nubes moleculares, pero la línea de 21 cm del hidrógeno neutro puede volverse opaca en el medio neutro frío. Esta absorción solo afecta a los fotones en las frecuencias de línea: las nubes son transparentes por lo demás. El otro proceso de absorción significativo ocurre en regiones ionizadas densas. Estas emiten fotones, incluidas las ondas de radio, a través de la radiación de frenado térmica . En longitudes de onda cortas, normalmente microondas , son bastante transparentes, pero su brillo se acerca al límite del cuerpo negro como , y en longitudes de onda lo suficientemente largas como para alcanzar este límite, se vuelven opacas. Así, las observaciones en longitudes de onda métricas muestran que las regiones H II son puntos fríos que bloquean la emisión de fondo brillante de la radiación sincrotrón galáctica, mientras que en decámetros se absorbe todo el plano galáctico y las ondas de radio más largas observadas, de 1 km, solo pueden propagarse entre 10 y 50 parsecs a través de la Burbuja Local. [16] La frecuencia a la que una nebulosa particular se vuelve ópticamente espesa depende de su medida de emisión.

,

La densidad de columna de la densidad electrónica al cuadrado. Las nebulosas excepcionalmente densas pueden llegar a ser ópticamente gruesas en longitudes de onda de centímetros: son recién formadas y, por lo tanto, raras y pequeñas ('regiones ultracompactas H II')

La transparencia general del medio interestelar a las ondas de radio, especialmente las microondas, puede parecer sorprendente, ya que las ondas de radio a frecuencias > 10 GHz se atenúan significativamente por la atmósfera terrestre (como se ve en la figura). Pero la densidad de la columna a través de la atmósfera es mucho mayor que la columna a través de toda la Galaxia, debido a la densidad extremadamente baja del medio interestelar.

Historia del conocimiento del espacio interestelar

El objeto Herbig-Haro HH 110 expulsa gas a través del espacio interestelar. [17]

La palabra "interestelar" (entre las estrellas) fue acuñada por Francis Bacon en el contexto de la antigua teoría de una esfera literal de estrellas fijas . [18] Más tarde, en el siglo XVII, cuando se popularizó la idea de que las estrellas estaban dispersas por el espacio infinito, se debatió si ese espacio era un verdadero vacío [19] o estaba lleno de un fluido hipotético, a veces llamado éter , como en la teoría del vórtice de los movimientos planetarios de René Descartes . Si bien la teoría del vórtice no sobrevivió al éxito de la física newtoniana , a principios del siglo XIX se reintrodujo un éter luminífero invisible como medio para transportar ondas de luz; por ejemplo, en 1862 un periodista escribió: "este eflujo ocasiona un estremecimiento o movimiento vibratorio en el éter que llena los espacios interestelares". [20]

En 1864, William Huggins utilizó la espectroscopia para determinar que una nebulosa está hecha de gas. [21] Huggins tenía un observatorio privado con un telescopio de 8 pulgadas, con una lente de Alvan Clark ; pero estaba equipado para espectroscopia, lo que permitió observaciones revolucionarias. [22]

Desde alrededor de 1889, Edward Barnard fue pionero en la fotografía profunda del cielo, encontrando muchos «agujeros en la Vía Láctea». Al principio los comparó con manchas solares , pero en 1899 estaba preparado para escribir: «Es difícil concebir un vacío con agujeros, a menos que haya materia nebulosa que cubra estos lugares aparentemente vacíos en los que podrían producirse agujeros». [23] Estos agujeros se conocen ahora como nebulosas oscuras , nubes moleculares polvorientas recortadas contra el campo estelar de fondo de la galaxia; las más destacadas están enumeradas en su Catálogo Barnard . La primera detección directa de materia difusa fría en el espacio interestelar se produjo en 1904, cuando Johannes Hartmann observó la estrella binaria Mintaka (Delta Orionis) con el Gran Refractor de Potsdam . [24] [25] Hartmann informó [26] que la absorción de la línea "K" de calcio parecía "extraordinariamente débil, pero casi perfectamente nítida" y también informó el "resultado bastante sorprendente de que la línea de calcio a 393,4 nanómetros no comparte los desplazamientos periódicos de las líneas causados ​​por el movimiento orbital de la estrella binaria espectroscópica ". La naturaleza estacionaria de la línea llevó a Hartmann a concluir que el gas responsable de la absorción no estaba presente en la atmósfera de la estrella, sino que se encontraba dentro de una nube aislada de materia que residía en algún lugar a lo largo de la línea de visión de esta estrella. Este descubrimiento lanzó el estudio del medio interestelar.

En 1909, Slipher confirmó la existencia de gas interestelar y, en 1912, la de polvo interestelar. [27] Mary Lea Heger detectó sodio interestelar en 1919 mediante la observación de la absorción estacionaria de las líneas "D" del átomo a 589,0 y 589,6 nanómetros hacia Delta Orionis y Beta Scorpii . [28]

En la serie de investigaciones, Viktor Ambartsumian introdujo la noción ahora comúnmente aceptada de que la materia interestelar se presenta en forma de nubes. [29]

Observaciones posteriores de las líneas "H" y "K" del calcio por Beals (1936) revelaron perfiles dobles y asimétricos en los espectros de Epsilon y Zeta Orionis . Estos fueron los primeros pasos en el estudio de la muy compleja línea de visión interestelar hacia Orión . Los perfiles de líneas de absorción asimétricas son el resultado de la superposición de múltiples líneas de absorción, cada una correspondiente a la misma transición atómica (por ejemplo, la línea "K" del calcio), pero que se producen en nubes interestelares con diferentes velocidades radiales . Debido a que cada nube tiene una velocidad diferente (ya sea hacia o desde el observador/Tierra), las líneas de absorción que se producen dentro de cada nube están desplazadas hacia el azul o hacia el rojo (respectivamente) desde la longitud de onda en reposo de las líneas a través del efecto Doppler . Estas observaciones que confirman que la materia no se distribuye de forma homogénea fueron la primera evidencia de múltiples nubes discretas dentro del medio interestelar.

Este nudo de gas y polvo interestelar de un año luz de longitud se asemeja a una oruga . [30]

La creciente evidencia de material interestelar llevó a Pickering (1912) a comentar: "Si bien el medio absorbente interestelar puede ser simplemente el éter, el carácter de su absorción selectiva, como lo indicó Kapteyn , es característico de un gas, y las moléculas gaseosas libres ciertamente están allí, ya que probablemente están siendo constantemente expulsadas por el Sol y las estrellas".

Ese mismo año, el descubrimiento de Victor Hess de los rayos cósmicos , partículas cargadas de gran energía que caen sobre la Tierra desde el espacio, llevó a otros a especular sobre si también invadían el espacio interestelar. Al año siguiente, el explorador y físico noruego Kristian Birkeland escribió: "Parece ser una consecuencia natural de nuestros puntos de vista suponer que todo el espacio está lleno de electrones y de iones eléctricos volantes de todo tipo. Hemos supuesto que cada sistema estelar en evolución arroja corpúsculos eléctricos al espacio. No parece descabellado, por tanto, pensar que la mayor parte de las masas materiales del universo se encuentran, no en los sistemas solares o en las nebulosas , sino en el espacio 'vacío'" (Birkeland 1913).

Thorndike (1930) señaló que "difícilmente se podría haber creído que los enormes espacios entre las estrellas están completamente vacíos. No es improbable que las auroras terrestres sean excitadas por partículas cargadas emitidas por el Sol. Si los millones de otras estrellas también están expulsando iones, como es indudable, no puede existir un vacío absoluto dentro de la galaxia".

En septiembre de 2012, los científicos de la NASA informaron que los hidrocarburos aromáticos policíclicos (HAP) , sometidos a condiciones de medio interestelar (ISM) , se transforman, a través de hidrogenación , oxigenación e hidroxilación , en compuestos orgánicos más complejos , "un paso en el camino hacia los aminoácidos y nucleótidos , las materias primas de las proteínas y el ADN , respectivamente". [31] [32] Además, como resultado de estas transformaciones, los HAP pierden su firma espectroscópica , lo que podría ser una de las razones "de la falta de detección de HAP en los granos de hielo interestelar , particularmente las regiones externas de nubes frías y densas o las capas moleculares superiores de los discos protoplanetarios ". [31] [32]

En febrero de 2014, la NASA anunció una base de datos muy mejorada [33] para rastrear los hidrocarburos aromáticos policíclicos (HAP) en el universo. Según los científicos, más del 20% del carbono del universo puede estar asociado con los HAP, posibles materiales de partida para la formación de la vida . Los HAP parecen haberse formado poco después del Big Bang , están muy extendidos por todo el universo y están asociados con nuevas estrellas y exoplanetas . [34]

En abril de 2019, los científicos, trabajando con el telescopio espacial Hubble , informaron la detección confirmada de las grandes y complejas moléculas ionizadas de buckminsterfullereno (C 60 ) (también conocidas como "buckyballs") en los espacios del medio interestelar entre las estrellas. [35] [36]

En septiembre de 2020, se presentó evidencia de agua en estado sólido en el medio interestelar y, en particular, de hielo de agua mezclado con granos de silicato en granos de polvo cósmico. [37]

Véase también

Referencias

Citas

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Fuentes

Enlaces externos

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