Gas interestelar
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Sumario
Gas Interestelar
Según la temperatura y densidad, el gas, esencialmente de hidrógeno, puede encontrarse bajo tres formas: átomos, iones o moléculas el cual constituye el 99 por ciento de la masa del medio interestelar. El gas se trata de átomos y moléculas, fundamentalmente de hidrógeno en orden de abundancia le siguen el helio, el carbono, el oxígeno, el nitrógeno y el hierro. Por su parte, el polvo son diminutas partículas, en general menores que 10 micrones, el polvo no brilla y por lo tanto sólo se lo distingue cuando se proyecta sobre regiones brillantes nebulosas o cúmulos.
Gas Interestelar y sus componentes
- El hidrógeno atómico
Las regiones de temperatura y densidad medias están formadas de hidrógeno atómico. Bajo esta forma, el gas no emite radiación visible, lo que complica su estudio. Hizo falta esperar la llegada de la radioastronomía para poder observar estas regiones y determinar sus propiedades. En efecto, el átomo de hidrógeno presenta una emisión en el campo de radio a una longitud de onda de 21 centímetros.
Esta radiación ha sido detectada por primera vez en 1951. Desde entonces, permitió estudiar numerosas propiedades de las regiones de hidrógeno atómico como su distribución, su temperatura, su densidad y su movimiento.
Dos tipos diferentes de regiones de hidrógeno atómico han sido puestos en evidencia. Primero, nubes frías a cerca de -200 grados Celsius, llamadas regiones HI. Estas nubes tienen una cincuentena de masas solares cada una y una densidad del orden de varios átomos por centímetro cúbico.
El segundo tipo es un medio más caliente, a algunos millares de grados, pero menos denso, con menos de un átomo por centímetro cúbico. Es en este medio que están inmersas las regiones HI. A manera de comparación, la densidad del aire que respiramos es de un trillón de moléculas por centímetro cúbico.
- Las regiones ionizadas
El medio interestelar también contiene regiones donde el hidrógeno se encuentra en forma de iones. Electrón y protón no están ya asociados en el seno de un átomo, sino separados y libres. Estas regiones tienen una temperatura media de 10.000 grados.
Las regiones ionizadas sólo aparecen en entornos muy particulares, por ejemplo, en la vecindad de estrellas masivas que emiten grandes cantidades de rayos gamma.
Otro entorno posible es el gas expulsado a enorme velocidad en una explosión de una supernova. Cuando este gas encuentra el medio interestelar, aparecen fuerzas de fricción que calientan el gas y lo ionizan. Este proceso conduce a filamentos brillantes que forman una espléndida capa en torno al resto de la estrella.
Condiciones todavía más extremas han sido reveladas por las misiones espaciales de observación en las longitudes cortas de onda. Éstas pusieron en evidencia un fondo de rayos X que provenía de todas las direcciones del cielo. Este fondo difuso está vinculado con la presencia a nuestro alrededor de un gas muy caliente, a más de un millón de grados, llamadogas coronal.
Su origen está probablemente vinculado a las explosiones de supernovas, ya que, durante tal acontecimiento, aparece una burbuja de gas poco densa pero extremadamente caliente que se extiende alrededor de la estrella.
Es probable que numerosas burbujas de este tipo existan en la cercanía del Sol, y que la suma de su radiación es el origen del fondo difuso en rayos X. Las misiones espaciales pusieron de relieve, en particular, la burbuja local, una región de 300 años luz de diámetro que contiene el Sol, y en la que la densidad de gas es inferior a la media. Ciertos astrónomos piensan que esta burbuja está vinculada a la explosión de una supernova próxima, cuyo púlsar Geminga, una fuente muy intensa de rayos gamma, es el residuo.
Gas Interestelar y el hidrógeno molecular
- El hidrógeno molecular
La última forma bajo la cual la materia interestelar puede presentarse es una nube molecular en la que los átomos se asociaron para formar moléculas. La temperatura de estas nubes se sitúa en una decena de grados del cero absoluto, y su densidad es del orden del millar de moléculas por centímetro cúbico.
Constituidas esencialmente por hidrógeno molecular H2, estas nubes son difíciles de observar. En efecto, el hidrógeno bajo forma de molécula no emite radiación fácilmente detectable. Es necesario, pues, recurrir a otro constituyente de estas nubes, el monóxido de carbono CO, que emite una radiación a longitudes de onda del orden del milímetro.
El estudio de las nubes moleculares comenzó a mediados de la década del setenta. Reveló que la gran mayoría del hidrógeno molecular se encuentra en nubes gigantescas, cuyo tamaño está comprendido entre 50 y 300 años luz. Estas nubes moleculares gigantes tienen una masa entre 100.000 y un millón de masas solares, y hay alrededor de 5000 en nuestra galaxia.
Otras observaciones han revelado la presencia de cerca de una centena de moléculas diferentes en estas nubes. Encontramos allí numerosas moléculas orgánicas, en particular algunas que son esenciales para la vida. Las nubes moleculares también contienen polvo. A causa de su densidad relativamente elevada, estas nubes son opacas y aparecen, pues, en el cielo como zonas oscuras, o sea, agujeros en la distribución de las estrellas. Un ejemplo bien conocido es la nebulosa de la Cabeza de Caballo.
Gas Interestelar diferente al Polvo Interestelar
- El polvo interestelar
Las enormes extensiones que separan las estrellas no están vacías como lo pensaron los astrónomos mucho tiempo. De hecho, el medio interestelar contiene de promedio cerca del diez por ciento de la masa total de una galaxia, encontrándose el resto en las estrellas.
Este medio está esencialmente formado de gas, pero también de polvo y partículas energéticas, estando todos inmersos en un campo magnético.
Él está en interacción permanente con las estrellas que allí nacen, viven y mueren. También es en su seno donde se producen las interacciones químicas que dan origen a moléculas muy complejas.
En ciertas condiciones, el polvo interestelar es directamente observable. Es el caso cuando una nube de polvo se encuentra suficientemente próxima de una estrella y difunde la luz de ésta. La nube emite, pues, una radiación azulada característica, y la llamamos una nebulosa de reflexión.
Aunque sean responsables de los efectos más visibles del medio interestelar, el polvo solo representa alrededor del uno por ciento de su masa. Se trata, sobre todo, de pequeños granos sólidos, cuyas dimensiones son inferiores a una millonésima parte de metro. Estos granos están compuestos esencialmente de carbono, oxígeno, silicio e hierro, y generalmente rodeados de un fino envoltorio de hielo de agua y amoníaco.
El polvo no se forma en el medio interestelar, ya que éste es demasiado tenue para que los encuentros de moléculas sean allí numerosos. De hecho, se forma en la cercanía de las estrellas en el fin de su vida, cuando se expulsan enormes cantidades de materia, sea en forma de viento estelar, sea durante la explosión de una supernova.
El polvo interestelar no puede ser observado directamente; su presencia se manifiesta por el efecto que produce sobre las estrellas situadas detrás absorben la luz de las estrellas más alejadas. El polvo bloquea la luz de las estrellas más alejadas, de modo que en ciertas regiones aparecen manchas en el cielo tales como si fueran zonas oscuras. Por otra parte, se debe recordar también que el polvo cambia el color de la luz; en el decir de los astrónomos: la enrojecen, es decir, transmiten más fácilmente luz roja que luz azul.
El polvo interestelar está compuesto de partículas de grafitografito carbono combinado con otros elementos que podrían ser oxígeno, silicio, hierro, magnesio, y, en ocasiones, con una variada gama de moléculas adheridas en su superficie.
La Extinción Interestelar
La presencia de materia en los espacios interestelares, ya sugerida por la existencia de zonas oscuras en el cielo, fue demostrada por Robert Trumpler en los años treinta.
Este astrónomo americano se interesaba por la distancia de ciertos cúmulos de estrellas. Haciendo la hipótesis de que todos los cúmulos tenían la misma luminosidad absoluta y el mismo tamaño, utilizaba dos métodos para determinar su distancia. Uno se apoyaba en la medida de su diámetro angular, el otro en la determinación de su luminosidad aparente.
Robert Trumpler se dio cuenta que ambos métodos daban resultados similares para cúmulos próximos, pero muy diferentes para los más alejados. En este último caso, la luminosidad aparente era claramente más débil que lo que el efecto de distancia podía justificar. La luz que nos provenía de estos cúmulos alejados era, así pues, atenuada durante su trayecto, lo que sólo podía explicarse por la presencia, en regiones aparentemente vacías, de un medio que absorbía la luz o la difundía.
Sabemos ahora que este fenómeno, llamado extinción interestelar, es debido a la presencia de polvo que difunde la luz. Una parte de la radiación que nos proviene de los cúmulos y todos los astros lejanos en general es desviada de su trayectoria y perdida para nuestros telescopios. Por consiguiente, su luminosidad aparente es más débil que la prevista.
El enrojecimiento Interestelar
Un segundo fenómeno asociado a la presencia de materia entre las estrellas es el enrojecimiento interestelar. Éste es debido al hecho de que la difusión y la extinción dependen fuertemente de la longitud de onda, y son más marcados en el azul que en el rojo.
La forma general del espectro de una estrella está entonces afectada por el polvo interestelar. La intensidad en el azul disminuye mucho, mientras que la intensidad en el rojo está poco afectada. Para un observador terrestre, las estrellas parecen más rojas que realmente son.
Tengamos en cuenta que el mismo fenómeno está implicado para el Sol. La atmósfera terrestre difunde más la luz solar en el azul que en el rojo. Cuando nuestra estrella está baja sobre el horizonte, su luz cruza una capa de aire muy espesa, lo que explica su aspecto rojizo. La luz difundida está, por su parte, sobre todo azul, lo que da a nuestro cielo su color característico.
A modo de conclusión
La lenta acumulación de gas y polvo puede conducir a la formación de nuevas estrellas, las cuales tendrán diferente composición química de acuerdo con el momento que nazcan.
En general, el gas frío no es visible para nuestros telescopios convencionales y se hacen necesarios entonces los radiotelescopios; sólo cuando el gas que rodea una estrella de muy alta temperatura, se calienta y resulta entonces perfectamente visible.
En el espacio entre las estrellas hay gas y polvo, los cuales representan, al menos, un 20% de la masa de nuestra galaxia. En la Vía Láctea se considera que existe una densidad de gas de aproximadamente 0,2 a 0,5 átomos/cm3 en los alrededores del Sol; con respecto al polvo se estima un promedio de 1 g/cm3.
