Nube interestelar

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Más de 200 estrellas recién formadas están presentes dentro de la nube conocida como NGC 604 en la Galaxia Triángulo . Estas estrellas irradian gases con luz ultravioleta energética, ionizando átomos y creando vastas cavidades dentro de la nube.

Nube interestelar es el término genérico asignado a las acumulaciones de gas y polvo presentes dentro de una galaxia ; en otras palabras, es una región nebular en la que la densidad de la materia es mayor que el promedio del medio interestelar . [1]

Dependiendo de los valores de densidad, tamaño y temperatura de una nube dada, el hidrógeno contenido en ella puede tomar diferentes formas: neutra ( Región HI ), ionizada ( Región H II ) o molecular ( nube molecular ). Las nubes de hidrógeno neutras e ionizadas suelen denominarse nubes difusas , mientras que las nubes moleculares se denominan nubes densas .

Distribución

Un detalle de la Galaxia Vortex que muestra varias nubes interestelares apoyadas contra los brazos espirales , incluidas varias regiones H II (en rosa) y nubes de polvo oscuro , los lugares elegidos para los procesos de formación de estrellas. HST - NASA / ESA .

Una típica galaxia espiral , como la Vía Láctea , contiene grandes cantidades de medio interestelar, que se dispone principalmente a lo largo de los brazos que delimitan la espiral, donde la mayor parte de la materia que la constituye, transportada aquí debido al movimiento rotacional de la galaxia, [2] puede formar estructuras difusas . La situación cambia a medida que avanzamos a lo largo de la secuencia de Hubble , hasta las cantidades más pequeñas de materia presente en el medio interestelar de las galaxias elípticas ; [3] en consecuencia, a medida que se reduce la cantidad de medio interestelar, se elimina la posibilidad de estructuras nebulares difusas, a menos que la galaxia deficiente adquiera material de otras galaxias con las que eventualmente interactúe . [4]

Tipos

En relación con algunos parámetros físicos, como la densidad, el tamaño y la temperatura , el hidrógeno contenido en las nubes puede presentarse en diferentes formas, lo que permite distinguir los diferentes tipos de nubes interestelares.

Regiones HI

Icono de lupa mgx2.svg El mismo tema en detalle: región HI .

Las regiones HI ( región acca prime ) se componen principalmente de hidrógeno neutro monoatómico (HI); emiten una cantidad extremadamente baja de radiación electromagnética , a excepción de las emisiones en la banda de 21 cm (1420 MHz) , típica de H I. Cerca de los frentes de ionización , en los que las regiones HI chocan con los frentes de gases ionizados en expansión (como un Región H II ), estos últimos se iluminan en mayor medida que en condiciones normales. El grado de ionización de una región HI es muy bajo y corresponde a aproximadamente 10 −4 , es decir, una partícula entre 10 000. [5]

El mapeo de emisiones a longitudes de onda H I con un radiotelescopio es una técnica ampliamente utilizada para determinar la estructura de una galaxia espiral y definir las perturbaciones gravitacionales entre galaxias en interacción .

Las regiones HI incluyen nubes de alta velocidad , [6] que, por definición, tienen un v lsr (es decir, la velocidad de reposo estándar local ) mayor que 90 km / s . [7]

Nubes moleculares

Icono de lupa mgx2.svg El mismo tema en detalle: Nube molecular .
La Nebulosa Cabeza de Caballo , una gran columna de hidrógeno molecular y polvo oscuro que se superpone al resplandor de IC 434 , ambos forman parte del complejo de Orión .

Las nubes moleculares son nubes interestelares caracterizadas por valores de densidad y temperatura que permiten la agregación de átomos de hidrógeno para formar hidrógeno molecular , H 2 . [1] Las nubes moleculares son el lugar elegido para el nacimiento de nuevas estrellas . [8]

Dado que el hidrógeno molecular es difícil de detectar por infrarrojos y de radio observación , la molécula más frecuentemente usado para determinar la presencia de H 2 es monóxido de carbono (CO), con el que está normalmente en una proporción de 10 000: 1, o 10 000 moléculas de H 2 por molécula de CO. [9] La relación entre el brillo de CO y la masa de H 2 es más o menos constante, a pesar de algunas observaciones en ciertas galaxias ponen en duda esta suposición. [9]

En una típica galaxia espiral como la Vía Láctea , el gas molecular representa menos del 1% del volumen del medio interestelar, incluso si constituye la porción de mayor densidad. [10]

La categoría de nubes moleculares incluye nebulosas oscuras , nubes gigantes , glóbulos de Bok y cirros infrarrojos . [10]

Regiones H II

Icono de lupa mgx2.svg El mismo tema en detalle: Región H II .
Imagen tomada porel Telescopio Espacial Spitzer que muestra las regiones centrales de la Nebulosa Tarántula , la región H II más grande del Grupo Local .

Las regiones H II (segundas regiones acca) en lugar de nubes de hidrógeno son ionizadas (H II) por la radiación ultravioleta emitida por las estrellas jóvenes, azules y cálidas (de los tipos OB , la esquina superior del diagrama HR ) que se forman en su interior. [11] Por esta razón, también se clasifican como nebulosa de emisión . La presencia de una región H II es un indicio de formación estelar en curso. [12]

El tamaño de una región H II está determinado tanto por la cantidad de gas presente como por el brillo de las estrellas O y B: cuanto más brillantes son, mayor es la región H II. Su diámetro es generalmente del orden de unos pocos años luz . Se encuentran en los brazos espirales de las galaxias , porque es en ellos donde se forman la mayoría de las estrellas. Se encuentran entre las características más grandes y visibles de los brazos de las galaxias espirales, y también se han revelado en galaxias con alto corrimiento al rojo . [13]

En luz visible , se caracterizan por su color rojo, provocado por la fuerte línea de emisión de hidrógeno a 656,3 nm (línea H-α ). Además del hidrógeno existen, en menor medida, otras especies atómicas; en particular, se observan comúnmente las líneas prohibidas de oxígeno , nitrógeno y azufre . [14]

Las regiones H II tienen una vida bastante corta, en términos astronómicos: debido a su dependencia de estrellas jóvenes y grandes que proporcionan la energía necesaria, se vuelven invisibles después de que estas estrellas mueren, y las estrellas de gran masa tienen una vida útil de unos pocos millones de años. , o como mucho unas pocas docenas. [11] [15]

Formación

Detalle de la región H II conocida como Nebulosa Carina ; en la parte superior de las columnas de hidrógeno y polvo hay dos objetos Herbig-Haro , HH 901 y HH 902 (los chorros perpendiculares al eje de las columnas); estas columnas son golpeadas por los vientos y la radiación ultravioleta de estrellas masivas cercanas, responsables del proceso de fotoevaporación que sufren estas nubes. Ver detalle

Es opinión común que las nubes interestelares forman parte del ciclo del medio interestelar , según el cual los gases y el polvo, materia prima para la formación de nuevas estrellas, pasan de las nubes a ellas y, al final de su existencia, regresan a formar nubes de nuevo., constituyendo el material de partida para una generación posterior de estrellas . [dieciséis]

Las nubes interestelares se forman por el engrosamiento de un medio interestelar inicialmente muy enrarecido, con una densidad entre 0,1 y 1 partícula por cm³. La dispersión normal de energía en forma de radiación en el infrarrojo lejano (mecanismo muy eficiente) provoca un enfriamiento progresivo del medio, lo que determina un aumento de densidad [16] y hace que la materia del medio se espese en las regiones HI; a medida que continúa el enfriamiento, estas nubes se vuelven cada vez más densas. Cuando la densidad alcanza un valor de 1 000 partículas por cm³, la nube se vuelve opaca a la radiación ultravioleta galáctica; estas condiciones permiten que los átomos de hidrógeno se combinen en moléculas diatómicas (H 2 ), a través de mecanismos que involucran a los polvos como catalizadores ; [16] la nube ahora se convierte en una nube molecular. [8] Si la cantidad de polvo dentro de la nube es tal que bloquea la radiación de luz visible proveniente de las regiones detrás de ella, aparece en el cielo como una nebulosa oscura . [17]

Los ejemplos más grandes de estas estructuras, las nubes moleculares gigantes , tienen densidades típicas del orden de 100 partículas por cm³, diámetros de más de 100 años luz , masas superiores a 6 millones de masas solares (M ) [10] y una temperatura media en el interior. 10 K. Se estima que aproximadamente la mitad de la masa total del medio interestelar de nuestra Galaxia está contenida en estas formaciones, [18] divididas entre unas 6000 nubes moleculares cada una con más de 100.000 masas solares de materia en su interior. [19]
Algunas nubes son tan densas (~ 10 000 átomos por cm³) que son opacas incluso al infrarrojo, que normalmente puede penetrar en regiones ricas en polvo. Estas nubes contienen grandes cantidades de materia (de 100 a 100 000 M ) y constituyen el vínculo evolutivo entre la nube y los núcleos densos que se forman por el colapso y fragmentación de la nube. [dieciséis]

La posible presencia de estrellas jóvenes masivas , que con su intensa emisión ultravioleta ionizan hidrógeno en H + , transforma la nube en una región H II. [20]

Composición química

La región de formación de estrellas N11B, una nube molecular en la Gran Nube de Magallanes .

El análisis de la composición de las nubes interestelares se realiza mediante el estudio de la radiación electromagnética que emiten . Los grandes radiotelescopios analizan la intensidad de determinadas frecuencias que son características del espectro de determinadas moléculas . De esta forma podemos producir un mapa de la abundancia de estas moléculas y comprender las diferentes composiciones de las nubes. Muchas nubes interestelares son frías y tienden a emitir radiación electromagnética de longitud de onda larga . Las nubes calientes a menudo contienen iones de muchos elementos cuyos espectros se pueden observar en luz visible y ultravioleta.

Los radiotelescopios también pueden analizar todas las frecuencias emitidas desde un punto determinado, registrando las intensidades de cada tipo de molécula. La intensidad de la señal es proporcional a la abundancia del átomo o molécula que corresponde a esa frecuencia. [21]

Normalmente alrededor del 70% de la masa de las nubes interestelares está compuesta de hidrógeno , mientras que el porcentaje restante es principalmente helio con trazas de elementos más pesados, llamados metales , como calcio , neutro o en forma de cationes Ca + (90%) y Ca ++ (9%), y compuestos inorgánicos, como agua , monóxido de carbono , sulfuro de hidrógeno , amoniaco y cianuro de hidrógeno .

Presencia de sustancias inesperadas.

Hasta hace poco se pensaba que la velocidad de las reacciones químicas dentro de las nubes interestelares era muy lenta, con pocos compuestos producidos debido a las bajas temperaturas y densidades de las nubes. Sin embargo, se observaron grandes moléculas orgánicas en los espectros que los científicos no esperaban encontrar en esas condiciones. Normalmente, las reacciones necesarias para crearlos solo ocurren a temperaturas y presiones mucho más altas. Encontrarlos indica que estas reacciones químicas en las nubes interestelares se están produciendo más rápido de lo que se sospecha. [22] Estas reacciones se estudian en el experimento CRESU . Entre las moléculas inesperadas destacan numerosos compuestos orgánicos , como formaldehído , ácido fórmico , etanol y radicales ( HO ° , CN ° ). [23]

Las nubes interestelares también son una herramienta para estudiar la presencia y proporciones de metales en el espacio. La presencia y proporciones de estos elementos pueden ayudar a desarrollar teorías sobre cómo se producen estas sustancias, especialmente cuando sus proporciones medidas se desvían de las predichas por modelos de nucleosíntesis estelar y, por lo tanto, sugieren la intervención de procesos alternativos, como la espalación por rayos cósmicos . [24]

Nota

  1. ^ a b CR O'Dell, Nebula , en nasa.gov , World Book de la NASA. Obtenido el 18 de mayo de 2009 (archivado desde el original el 4 de mayo de 2009) .
  2. ^ AA. VV. , vol. 2, pág. 68 .
  3. ^ D. Merritt, Dinámica de galaxias elípticas , en The Astronomical Journal , vol. 756, febrero de 1999, págs. 129-168.
  4. ^ C. Dupraz, F. Casoli, El destino del gas molecular de fusiones a elípticas , dinámica de las galaxias y sus distribuciones de nubes moleculares: Actas del 146o Simposio de la Unión Astronómica Internacional , París, Francia, Kluwer Academic Publishers, 4- 9 de junio de 1990. Consultado el 21 de mayo de 2009 .
  5. ^ Kevin J. Anderson, Ed Churchwell, La anatomía de una nebulosa , en Astronomía , vol. 13, 1985, págs. 66-71.
  6. ^ Materia oscura: más de lo que se ve ( PDF ), en genesismission.jpl.nasa.gov , NASA. Consultado el 12 de febrero de 2010 .
  7. ^ JF Navarro, CS Frenk, SDM White, Simulaciones de cúmulos de rayos X , en Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society , vol. 275, 1995, pág. 720. Consultado el 27 de junio de 2010 .
  8. ^ a b Dina Prialnik, Introducción a la teoría de la estructura estelar y la evolución , Cambridge University Press, 2000, págs. 195-212, ISBN 0-521-65065-8 .
  9. ^ a b Craig Kulesa, Descripción general: Astrofísica molecular y formación estelar , sobre proyectos de investigación . Consultado el 7 de septiembre de 2005 .
  10. ^ a b c JP Williams, L. Blitz, CF McKee, La estructura y evolución de las nubes moleculares: de grupos a núcleos y al FMI , Protoestrellas y planetas IV , 2000, p. 97.
  11. a b J. Franco, Tenorio-Tagle, G.; Bodenheimer, P., Sobre la formación y expansión de las regiones H II , en Astrophysical Journal , vol. 349, 1990, págs. 126-140, DOI : 10.1086 / 168300 .
  12. ^ LD Anderson, Bania, TM; Jackson, JM et al , Las propiedades moleculares de las regiones HII galácticas , en The Astrophysical Journal Supplement Series , vol. 181, 2009, págs. 255-271, DOI : 10.1088 / 0067-0049 / 181/1/255 .
  13. ^ Cris Flynn, Conferencia 4B: Estudios de caso de radiación (regiones HII) , en astro.utu.fi , 2005. Obtenido el 14 de mayo de 2009 (archivado desde el original el 21 de agosto de 2014) .
  14. V. Lebouteiller, Bernard-Salas, J.; Plucinsky, Brandl B. et al , Composición química y mezcla en regiones HII gigantes: NGC 3603, Doradus 30 y N66 , en The Astrophysical Journal , vol. 680, 2008, págs. 398-419, DOI : 10.1086 / 587503 .
  15. ^ Álvarez, MA, Bromm, V., Shapiro, PR, La región H II de la primera estrella , en Astrophysical Journal , vol. 639, 2006, págs. 621-632, DOI : 10.1086 / 499578 . Consultado el 27 de enero de 2009 .
  16. ^ a b c d ET Joven, nublado, con probabilidad de estrellas , en The Sciences , vol. 500, abril de 2010, págs. 76-83. Consultado el 11 de agosto de 2010 .
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  20. ^ J. Franco, G. Tenorio-Tagle, P. Bodenheimer, Sobre la formación y expansión de las regiones H II , en Astrophysical Journal , vol. 349, 1990, págs. 126-140, DOI : 10.1086 / 168300 .
  21. ^ Dr. Lochner, líder del proyecto, espectros y lo que los científicos pueden aprender de ellos , en imagine.gsfc.nasa.gov , Goddard Space Flight Center, NASA, noviembre de 2009. Consultado el 12 de febrero de 2010 .
  22. ^ Charles Blue, Científicos brindan por el descubrimiento del alcohol de vinilo en el espacio interestelar , en nrao.edu , Observatorio Nacional de Radioastronomía, octubre de 2001. Consultado el 9 de febrero de 2010 .
  23. ^ MP Bernstein, SA Sandford, LJ Allamandola, Desde el espacio las moléculas de la vida , en The Sciences , vol. 373, septiembre de 1999.
  24. ^ Knauth, D., Federman, S. y Lambert, D. Litio recién sintetizado en el medio interestelar Nature 405 (2000): 656-658. Impresión.

Bibliografía

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