En astronomía , el medio interestelar (ISM) es la materia y radiación que existen en el espacio entre los sistemas estelares de una galaxia . Esta materia incluye el gas en forma iónica , atómica y molecular , así como el polvo y los 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 los 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 un conjunto de partículas que no interactúan.
El medio interestelar está compuesto de múltiples fases que se distinguen según si la materia es iónica, atómica o molecular, y 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 aproximadamente en equilibrio entre sí. Los campos magnéticos y los movimientos turbulentos también proporcionan presión en el ISM y, por lo general, son más importantes, dinámicamente , que la presión térmica. En el medio interestelar, la materia se encuentra principalmente en forma molecular y alcanza densidades numéricas de 10 12 moléculas por m 3 (1 billón de moléculas por m 3 ). En regiones cálidas 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. En masa , el 99% del ISM es gas en cualquier forma y el 1% es polvo. [2] Del gas en el ISM, en número el 91% de los átomos son hidrógeno y el 8,9% son helio , siendo el 0,1% átomos de elementos más pesados que el hidrógeno o el helio, [3] conocidos como " metales " en el lenguaje astronómico. En 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 del ISM son principalmente el resultado del enriquecimiento (debido a la nucleosíntesis estelar ) en el proceso de evolución estelar .
El ISM juega 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 ISM, lo que en última instancia contribuye a la formación de nubes moleculares y repone el ISM con materia y energía a través de nebulosas planetarias , vientos estelares y supernovas . Esta interacción entre las estrellas y el ISM ayuda a determinar la velocidad a la que una galaxia agota su contenido gaseoso y, por tanto, su vida útil de formación estelar activa.
La Voyager 1 alcanzó el ISM el 25 de agosto de 2012, convirtiéndose en el primer objeto artificial de la Tierra en hacerlo. El plasma y el polvo interestelares se estudiarán hasta la fecha estimada de finalización de la misión en 2025. Su gemela Voyager 2 entró en el ISM el 5 de noviembre de 2018. [4]
La Tabla 1 muestra un desglose de las propiedades de los componentes del ISM de la Vía Láctea.
Field, Goldsmith y Habing (1969) propusieron el modelo estático de equilibrio de dos fases para explicar las propiedades observadas del ISM. Su ISM modelado incluía una fase densa fría ( T < 300 K ), que consta de nubes de hidrógeno neutro y molecular, y una fase cálida entre nubes ( T ~ 10 4 K ), que consta de gas neutro enrarecido e ionizado. McKee y Ostriker (1977) agregaron una tercera fase dinámica que representaba el gas muy caliente ( T ~ 10 6 K) que había sido calentado por supernovas y constituía la mayor parte del volumen del ISM. Estas fases son las temperaturas en las que el calentamiento y el enfriamiento pueden alcanzar un equilibrio estable. Su artículo formó la base para futuros estudios durante las siguientes tres décadas. Sin embargo, las proporciones relativas de las fases y sus subdivisiones aún no se comprenden bien. [3]
La física básica detrás de estas fases se puede entender a través del comportamiento del hidrógeno, ya que es, con diferencia, el mayor componente del ISM. 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 de la misma manera las regiones de baja presión se comprimirán y calentarán. Por lo tanto, dado que P = nk T , las regiones calientes ( T alta ) generalmente tienen una densidad numérica de partículas baja n . El gas coronal tiene una densidad lo suficientemente baja como para que las colisiones entre partículas sean raras y se produzca muy poca radiación, por lo que hay poca pérdida de energía y la temperatura puede permanecer alta durante períodos de cientos de millones de años. Por el contrario, una vez que la temperatura cae a O(10 5 K) con una densidad correspondientemente mayor, 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 aire, esto produciría un medio neutro cálido. Sin embargo, las estrellas OB son tan calientes que algunos de sus fotones tienen una energía superior al límite de Lyman , E > 13,6 eV , suficiente para ionizar el hidrógeno. Dichos fotones serán absorbidos e ionizados por cualquier átomo de hidrógeno neutro que encuentren, estableciendo un equilibrio dinámico entre ionización y recombinación de modo que el gas lo suficientemente cercano a las estrellas OB esté casi completamente ionizado, con una temperatura de alrededor de 8000 K (a menos que ya se encuentre en la zona coronal). fase), hasta la distancia donde 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 por debajo del límite de Lyman, que pasan a través de la región ionizada casi sin ser absorbidos. Algunos de ellos tienen energía suficientemente alta (> 11,3 eV) 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 dichos fotones pueden penetrar a través de la fase neutra y sólo ser absorbidos en las capas exteriores de las nubes moleculares. Los fotones con E > 4 eV aproximadamente 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 WNM. La distinción entre medio neutro cálido y frío se debe nuevamente a un rango de temperatura/densidad en el que se produce un enfriamiento desbocado.
Las nubes moleculares más densas tienen una presión significativamente mayor que el promedio interestelar, ya que están unidas por su propia gravedad. Cuando se forman estrellas en tales nubes, especialmente estrellas OB, convierten el gas circundante en la fase ionizada cálida, un aumento de temperatura de varios cientos. Inicialmente, el gas todavía tiene densidades de nube molecular y, por lo tanto, a una presión mucho más alta que el promedio 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 champán ), y el flujo continuará hasta que la nube molecular se evapore por completo 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 expansivas en el gas caliente que aumentan las temperaturas hasta la fase coronal ( restos de supernova , SNR). Estos también se expanden y enfrían durante varios millones de años hasta que vuelven a la presión promedio ISM.
La mayor parte del debate sobre el ISM se refiere a galaxias espirales como la Vía Láctea , en las que casi toda la masa del ISM está confinada a un disco relativamente delgado , típicamente con una altura de escala de aproximadamente 100 parsecs (300 años luz ), que puede compararse con un disco típico. diámetro del disco de 30.000 parsecs. El gas y las estrellas del disco orbitan alrededor del centro galáctico con velocidades orbitales típicas de 200 km/s. Esto es mucho más rápido que los movimientos aleatorios de los átomos en el ISM, pero como el movimiento orbital del gas es coherente, el movimiento promedio no afecta directamente la estructura del ISM. La altura de la escala vertical del ISM se establece aproximadamente de la misma manera que la atmósfera terrestre, 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 ISM se encuentra principalmente en las fases cálida y coronal de baja densidad, que se extienden al menos a varios miles de pársecs del plano del disco. Este halo galáctico o 'corona' 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 ISM de varias maneras. Dado que la velocidad angular disminuye al aumentar la distancia desde el centro, cualquier característica ISM, como nubes moleculares gigantes o líneas de campo magnético, que se extienden a lo largo de un rango de radio, se corta por 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 del disco, esencialmente ondulaciones en el disco, que hacen que las órbitas converjan y diverjan alternativamente, comprimiendo y luego expandiendo el ISM 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 ISM.
Las galaxias irregulares como las Nubes de Magallanes tienen medios interestelares similares a las espirales, pero menos organizados. En las galaxias elípticas, el ISM se encuentra casi por completo en la fase coronal, ya que no hay un movimiento coherente del disco que sostenga el gas frío lejos del centro: en cambio, la altura de escala del ISM debe ser comparable al radio de la galaxia. Esto es consistente con la observación de que hay pocos signos de formación estelar actual en elípticas. Algunas galaxias elípticas muestran evidencia de un pequeño componente de disco, con ISM similar a espirales, enterrado cerca de sus centros. El ISM de las galaxias lenticulares , al igual que sus otras propiedades, parece intermedio entre espirales y elípticas.
Muy cerca del centro de la mayoría de las galaxias (a unos pocos cientos de años luz como máximo), el ISM está profundamente modificado por el agujero negro supermasivo central : véase Centro Galáctico de la Vía Láctea y Núcleo galáctico activo para ejemplos extremos en otras galaxias. El resto de este artículo se centrará en el ISM en el plano de espirales del disco, lejos del centro galáctico.
Los astrónomos describen el ISM como turbulento , lo que significa que el gas tiene movimientos casi aleatorios coherentes en una amplia gama de escalas espaciales. A diferencia de la turbulencia normal, en la que los movimientos de los fluidos son altamente subsónicos , los movimientos masivos del ISM suelen ser mayores que la velocidad del sonido . Las colisiones supersónicas entre nubes de gas provocan ondas de choque que comprimen y calientan el gas, aumentando la velocidad del sonido de modo que el flujo es localmente subsónico; por ello, la turbulencia supersónica se ha descrito como "una caja de choques" y está inevitablemente asociada con estructuras complejas de densidad y temperatura. En el ISM, 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 sonoras puras: si las velocidades de las turbulencias son supersónicas pero inferiores a la velocidad de las ondas de Alfvén, el comportamiento se parece más a una turbulencia subsónica.
Las estrellas nacen en lo profundo de grandes complejos de nubes moleculares , normalmente de unos pocos parsecs de tamaño. Durante su vida y muerte, las estrellas interactúan físicamente con el ISM.
Los vientos estelares de cúmulos de estrellas jóvenes (a menudo con regiones HII gigantes o supergigantes rodeándolas) y las ondas de choque creadas por supernovas inyectan enormes cantidades de energía en su entorno, lo que conduce a turbulencias hipersónicas. Las estructuras resultantes, de diferentes tamaños, pueden observarse, como burbujas de viento estelar y superburbujas de gas caliente, vistas por telescopios de rayos X por satélite 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 ISM 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 tanto, las estrellas suelen estar en movimiento en relación con el ISM que las rodea. El Sol viaja actualmente a través de la Nube Interestelar Local , un grupo irregular de la fase neutra cálida de unos pocos pársecs de ancho, 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 importante aumento 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]
El medio interestelar comienza donde termina el medio interplanetario del Sistema Solar . El viento solar se desacelera a velocidades subsónicas en el choque terminal , a 90-100 unidades astronómicas del Sol. En la región más allá del choque de terminación, llamada heliofunda , 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 terminal 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 condiciones en el ISM (Stone et al. 2005).
Los granos de polvo en el ISM 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 ISM a simple vista en un cielo oscuro. Las aparentes fisuras que se pueden observar 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 las nubes moleculares a unos pocos miles de años luz de la Tierra. Este efecto disminuye rápidamente al aumentar la longitud de onda (el "enrojecimiento" es causado por una mayor absorción de luz azul que de luz roja) y se vuelve casi insignificante en longitudes de onda del infrarrojo medio (> 5 μm).
La extinción proporciona una de las mejores formas de cartografiar la estructura tridimensional del ISM, especialmente desde la aparición de distancias precisas a millones de estrellas gracias a la misión Gaia . La cantidad total de polvo delante de cada estrella se determina a partir de su enrojecimiento, y luego el polvo se localiza a lo largo de la línea de visión comparando la densidad de la columna de polvo delante de estrellas proyectadas muy juntas en el cielo, pero a diferentes distancias. Para 2022 será posible generar un mapa de las estructuras ISM a 3 kpc (10.000 años luz) del Sol. [9]
La luz ultravioleta lejana es absorbida eficazmente por el gas hidrógeno neutro del ISM. Específicamente, el hidrógeno atómico absorbe muy fuertemente en aproximadamente 121,5 nanómetros, la transición Lyman-alfa , y también en las otras líneas de la serie Lyman. Por lo tanto, es casi imposible ver la luz emitida en esas longitudes de onda desde una estrella que se encuentra a más de unos cientos de años luz de la Tierra, porque la mayor parte es absorbida durante el viaje a la Tierra mediante la intervención del hidrógeno neutro. Todos los fotones con una longitud de onda < 91,6 nm, el límite de Lyman, pueden ionizar el hidrógeno y además son absorbidos con mucha fuerza. La absorción disminuye gradualmente a medida que aumenta la energía del fotón, y el ISM comienza a volverse transparente nuevamente en los rayos X suaves , con longitudes de onda inferiores a aproximadamente 1 nm.
El ISM suele estar lejos del equilibrio termodinámico . Las colisiones establecen una distribución de velocidades de Maxwell-Boltzmann , y la "temperatura" normalmente utilizada para describir el gas interestelar es la "temperatura cinética", que describe la temperatura a la que las partículas tendrían la distribución de velocidades 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; lo más frecuente es que sea aproximadamente el de una estrella A (temperatura superficial de ~10.000 K) muy diluida. Por lo tanto, los niveles de unión dentro de un átomo o molécula en el ISM rara vez se ajustan a la fórmula de Boltzmann (Spitzer 1978, § 2.4).
Dependiendo de la temperatura, densidad y estado de ionización de una parte del ISM, diferentes mecanismos de calentamiento y enfriamiento determinan la temperatura del gas.
El calentamiento de los granos mediante intercambio térmico es muy importante en los restos de supernovas donde las densidades y temperaturas son muy altas.
El calentamiento del gas mediante colisiones grano-gas es dominante en las profundidades de las nubes moleculares gigantes (especialmente en altas densidades). La radiación infrarroja lejana penetra profundamente debido a la baja profundidad óptica. Los granos de polvo se calientan mediante esta radiación y pueden transferir energía térmica al chocar con el gas. Una medida de la eficiencia en la calefacción viene dada por el coeficiente de acomodación:
A pesar de su densidad extremadamente baja, los fotones generados en el ISM destacan en casi todas las bandas del espectro electromagnético. De hecho, la banda óptica, en la que confiaron los astrónomos hasta bien entrado el siglo XX, es aquella en la que el ISM es menos evidente.
Las ondas de radio se ven afectadas por las propiedades del plasma del ISM. Las ondas de radio de frecuencia más baja, por debajo de ≈ 0,1 MHz, no pueden propagarse a través del ISM 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 los electrones libres. Las variaciones aleatorias en la densidad electrónica causan centelleo interestelar , que amplía el tamaño aparente de las fuentes de radio distantes vistas a través del ISM, y el ensanchamiento disminuye con la frecuencia al cuadrado. 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 en frecuencias más bajas (dispersión). La cantidad de retraso es proporcional a la densidad de la columna de electrones libres (medida de dispersión, DM), lo cual es útil tanto para mapear la distribución del gas ionizado en la galaxia como para estimar distancias a los púlsares (los más distantes tienen DM más grandes). [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 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 ISM 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 radioeléctrico pueden volverse opacas, de modo que sólo es 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 desde el hidrógeno neutro puede volverse opaca en el medio neutro frío. Esta absorción sólo afecta a los fotones en las frecuencias lineales: por lo demás, las nubes son transparentes. El otro proceso de absorción importante se produce en regiones densas ionizadas. Estos emiten fotones, incluidas ondas de radio, mediante bremsstrahlung térmico . En longitudes de onda cortas, típicamente microondas , son bastante transparentes, pero su brillo se acerca al límite del cuerpo negro , y en longitudes de onda lo suficientemente largas como para alcanzar este límite, se vuelven opacos. Así, las observaciones en longitudes de onda de metros muestran regiones H II como puntos fríos que bloquean la brillante emisión de fondo procedente de la radiación sincrotrón galáctica, mientras que en decámetros se absorbe todo el plano galáctico, y las ondas de radio más largas observadas, 1 km, sólo pueden propagarse entre 10 y 50 pársecs a través de la burbuja local. [16] La frecuencia con la que una nebulosa particular se vuelve ópticamente gruesa depende de su medida de emisión.
la densidad de columna de la densidad del número de electrones al cuadrado. Las nebulosas excepcionalmente densas pueden volverse ópticamente gruesas en longitudes de onda de centímetros: están recién formadas y, por lo tanto, son raras y pequeñas ('regiones H II ultracompactas').
La transparencia general del ISM respecto de las ondas de radio, especialmente las microondas, puede parecer sorprendente, ya que las ondas de radio en frecuencias > 10 GHz son significativamente atenuadas 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 de toda la galaxia, debido a la densidad extremadamente baja del ISM.
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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 a través del espacio infinito, se debatió si ese espacio era un verdadero vacío [19] o estaba lleno de un hipotético fluido, a veces llamado éter , como en René Descartes. ' Teoría de vórtices de los movimientos planetarios. Si bien la teoría de los vórtices 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 provoca un escalofrío 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 realizar observaciones innovadoras. [22]
Aproximadamente desde 1889, Edward Barnard fue pionero en la fotografía profunda del cielo y encontró muchos "agujeros en la Vía Láctea". Al principio las comparó con las manchas solares , pero en 1899 estaba dispuesto a escribir: "Difícilmente se puede concebir un espacio vacío con agujeros, a menos que haya materia nebulosa que cubra estos lugares aparentemente vacíos en los que podrían aparecer agujeros". [23] Estos agujeros ahora se conocen como nebulosas oscuras , nubes moleculares de polvo recortadas contra el fondo del campo estelar de la galaxia; los más destacados figuran en su Catálogo Barnard . La primera detección directa de materia fría difusa 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 provocados 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 estaba ubicado 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.
Slipher confirmó además el gas interestelar en 1909, y luego, en 1912, Slipher confirmó el polvo interestelar. [27] El sodio interestelar fue detectado por Mary Lea Heger 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 encuentra en forma de nubes. [29]
Observaciones posteriores de las líneas "H" y "K" del calcio realizadas 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 de las cuales corresponde a la misma transición atómica (por ejemplo, la línea "K" del calcio), pero que ocurren en nubes interestelares con diferentes velocidades radiales . Debido a que cada nube tiene una velocidad diferente (ya sea hacia o lejos del observador/Tierra), las líneas de absorción que ocurren 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 está distribuida de manera homogénea fueron la primera evidencia de múltiples nubes discretas dentro del ISM.
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 son ciertamente allí, ya que probablemente sean expulsados constantemente por el Sol y las estrellas."
El mismo año, el descubrimiento por Victor Hess de los rayos cósmicos , partículas cargadas altamente energéticas que caen sobre la Tierra desde el espacio, llevó a otros a especular si también impregnaban el espacio interestelar. El 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 e iones eléctricos voladores de todo tipo. Hemos supuesto que cada "El sistema estelar en sus evoluciones 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 estén 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 expulsan iones, como Es indudable que no puede existir ningún vacío absoluto dentro de la galaxia".
En septiembre de 2012, científicos de la NASA informaron que los hidrocarburos aromáticos policíclicos (PAH) , sometidos a condiciones del medio interestelar (ISM) , se transforman, mediante 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 del 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 en las regiones exteriores 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 a 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 de la detección confirmada de 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 presentaron pruebas 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]
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