Medio interestelar


Medio interestelar

En astronomía, el medio interestelar, o ISM por sus siglas en inglés, es el contenido de materia y energía que existe entre las estrellas dentro 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 y energía a través de los vientos estelares y las explosiones de supernova. Esta interacción entre estrellas y materia interestelar fija el porcentaje en que una galaxia reduce su contenido gaseoso y por tanto determina la vida de la formación estelar activa.

El medio interestelar está formado por un plasma extremadamente diluido para los estándares terrestres. La densidad de materia va desde un exiguo 1.5·10-26 g cm-3 en las zonas más calientes hasta un 2·10-18 g cm-3 en las más densas. Su densidad media es de 2.7·10-24 g cm-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 átomos, moléculas, polvo y rayos cósmicos envueltos en un campo magnético. 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, comunmente llamados metales 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 kelvins), caliente (miles de kelvins), y frío (decenas de kelvins).

Características importantes del estudio del medio interestelar incluyen nubes moleculares, nubes interestelares, restos de supernovas, nebulosas planetarias, y estructuras difusas parecidas.

Contenido

Materia interestelar

La tabla 1 muestra las propiedades de los componentes del medio interestelar en la Vía Láctea.

Tabla 1: Componentes del medio interestelar[1]
Componente Fracción
de volumen
Altura de escala
(pc)
Temperatura
(K)
Densidad
(átomos/cm³)
Estado del hidrógeno Técnicas principales de observación
Nubes moleculares < 1% 70 10—20 102—106 molecular Emisiones moleculares en y líneas de absorción en la banda radio e infrarroja
Medio neutro frío (CNM) 1—5% 100—300 50—100 20—50 atómico neutro Absorción de la línea H I 21 cm
Medio neutro templado (WNM) 10—20% 300—400 6000—10000 0.2—0.5 atómico neutro Emisión de la línea H I 21 cm
Medio ionizado templado (WIM) 20—50% 1000 8000 0.2—0.5 ionizado emisión y pulsar dispersion
Regiones H II < 1% 70 8000 102—104 ionizado emisión y pulsar dispersion
Gas coronal
Medio ionizado caliente (HIM)
30—70% 1000—3000 106—107 10-4—10-2 ionizado
(también metales altamente ionizados)
Emisión de Rayos X; líneas de absorción de metales altamente ionizados, principalmente en el ultravioleta.

Historia

Al principio, los astrónomos creían que el espacio era un desierto de vacío. En 1913, el explorador noruego y físico Kristian Birkeland pudo ser el primero en predecir que el espacio no es solo un plasma, sino que también contiene "materia oscura". Escribió: "Parece una consecuencia natural de nuestros puntos de vista suponer que todo el espacio está lleno de electrones e iones eléctricos de todo tipo. Suponemos que cada sistema estelar en evolución lanza corpúsculos eléctricos al espacio. Parece por tanto razonable pensar que la mayor parte de la masa del universo se encuentra, no en sistemas solares o nebulosas, sino en el espacio "vacío". ("Polar Magnetic Phenomena and Terrella Experiments", en la expedición noruega Aurora Polaris 1902-1903 (publ. 1913, p.720)). Johannes Franz Hartmann descubrió los primeros indicios de su presencia.

Referencias

  1. Basado en la tabla 1 de Ferriere (2001), con detalles adicionales procedentes del texto del mismo artículo.

Bibliografía


Wikimedia foundation. 2010.

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