1INTRODUCCION A LA ASTRONOMÍA

3.3 EL MEDIO INTERESTELAR3.3 EL MEDIO INTERESTELAR

Vía Láctea = banda brillante donde se concentran Vía Láctea = banda brillante donde se concentran ** de nuestra** de nuestraGalaxia; zonas oscuras debidas al “medio Galaxia; zonas oscuras debidas al “medio interestelar” que oscurece las ** atrásinterestelar” que oscurece las ** atrás

Medio interestelarMedio interestelar = gas y polvo= gas y polvo gas = átomos individualesgas = átomos individuales y moléculas pequeñasy moléculas pequeñas polvo = granos de átomospolvo = granos de átomos y moléculas (~”humo”)y moléculas (~”humo”)

Oscurecimiento debido alOscurecimiento debido al polvo, no al gas polvo, no al gas

Centro Galáctico ~30Centro Galáctico ~30oo x 20 x 20oo

C.G.C.G.

2INTRODUCCION A LA ASTRONOMÍA

Mientras el polvo bloquea la luz visible, la luz de estrellas penetraMientras el polvo bloquea la luz visible, la luz de estrellas penetraNos llega en el ″infrarrojo cercano″Nos llega en el ″infrarrojo cercano″

Satélite COBE ~1992Satélite COBE ~1992

3INTRODUCCION A LA ASTRONOMÍA

Física: absorpción/dispersión de luz requiereFísica: absorpción/dispersión de luz requiere partículas con diámetro ≥ partículas con diámetro ≥ λλradrad;; granos del medio interestelar tienen ~0.3 . . . 300 nm granos del medio interestelar tienen ~0.3 . . . 300 nm (~ (~ λλUVUV)) dejan pasar radiación radio e infrarrojo, dejan pasar radiación radio e infrarrojo, pero no en óptico (azul), UV y rayos Xpero no en óptico (azul), UV y rayos X Dispersión de Rayleigh (causado por Dispersión de Rayleigh (causado por átomos/moléculas de átomos/moléculas de tamaño tamaño ≪≪ λλradrad) ~ 1 / ) ~ 1 / λλ44 10 veces más absorpción en 10 veces más absorpción en azul azul que en rojo (la razón porqué el cielo de día tiene que en rojo (la razón porqué el cielo de día tiene color azul)color azul) Dispersión de polvo (tamaño ~ Dispersión de polvo (tamaño ~ λλradrad) ~ 1 / ) ~ 1 / λλ causa dispersión preferida de luz azul de **causa dispersión preferida de luz azul de ** enrojecimiento interestelar de los colores de ** enrojecimiento interestelar de los colores de ** ( similar a la puesta del Sol en Tierra)( similar a la puesta del Sol en Tierra)

4INTRODUCCION A LA ASTRONOMÍA

Líneas de absorciónLíneas de absorciónse mantienen se mantienen derivar tipo espectralderivar tipo espectral ( ( color y T color y T espectro Planck)espectro Planck) derivar extinción enderivar extinción en varias bandas ópticasvarias bandas ópticas

Densidad del gas:Densidad del gas:<<ρρ> ~ 10> ~ 1066 átomos/m átomos/m33

~1000 veces menor que~1000 veces menor que en el mejor vacío en elen el mejor vacío en el laboratorio terrestrelaboratorio terrestre

Densidad del polvo:Densidad del polvo: ~1 grano por cada 10~1 grano por cada 1012 12 átomosátomos

Sin embargo: espacio interestelar cerca del Sin embargo: espacio interestelar cerca del

Sol Sol contiene ~ igual masa en estrellas como en contiene ~ igual masa en estrellas como en polvo + gaspolvo + gas

5INTRODUCCION A LA ASTRONOMÍA

Distribución de gas y polvo muy irregular:Distribución de gas y polvo muy irregular:

- lugares “limpios” - lugares “limpios” permite observar galaxias lejanas permite observar galaxias lejanas

- lugares intermedios - lugares intermedios oscurecen ** más allá de ~ 1 oscurecen ** más allá de ~ 1 kpckpc

- nubes densas - nubes densas ni podemos ver las estrellas ni podemos ver las estrellas ≲≲ 100 pc 100 pc Composición química del gas:Composición química del gas:

- conocido por estudios de líneas de absorpción - conocido por estudios de líneas de absorpción interestelaresinterestelares

- muy parecido a composición de ** y planetas:- muy parecido a composición de ** y planetas:

90% H y H90% H y H22 ; 9% He ; 1% elementos más pesados ; 9% He ; 1% elementos más pesados

con excepción de C, O, Si, Mg, Fe (con excepción de C, O, Si, Mg, Fe ( forman el polvo) forman el polvo) Composición química del polvo:Composición química del polvo:

menos conocido: ppalmte. Si, C, Fe, “hielo sucio” menos conocido: ppalmte. Si, C, Fe, “hielo sucio” (~cometas)(~cometas)

6INTRODUCCION A LA ASTRONOMÍA

NUBES INTERESTELARESNUBES INTERESTELARESFigura anteriorFigura anterior

Panorama de ~ 120o x 30o de la Vía LácteaGrandes Grandes

“manchas” “manchas” oscuras a lo oscuras a lo largo de largo de la Vía Láctea la Vía Láctea indican indican nubes de polvonubes de polvo Regiones de Formación Estelar:Regiones de Formación Estelar: nebulosas de emisión de gas interestelar caliente nebulosas de emisión de gas interestelar caliente = regiones HII = regiones HII [ HII = hydrógeno ionizado; HI = hidrógeno [ HII = hydrógeno ionizado; HI = hidrógeno neutro (atómico) ]neutro (atómico) ] - “excitados” (ionizados) por * caliente (O o B) en - “excitados” (ionizados) por * caliente (O o B) en su interior su interior - la ″recombinación″ de átomos causa luz visible - la ″recombinación″ de átomos causa luz visible (p.e. H(p.e. Hαα = Balmer = Balmer αα = transición de n=3 = transición de n=3 2)2) - densidad típica: ~ 100 particulas/cm- densidad típica: ~ 100 particulas/cm33 = 10 = 1088 m m-3-3

7INTRODUCCION A LA ASTRONOMÍA

~ 12~ 12oo del plano galáctico del plano galáctico

M 8M 8

M 20M 20

M20 = Trifid NebulaM20 = Trifid Nebula

Ejemplos de Ejemplos de regiones HII:regiones HII:

M8 y M20 del M8 y M20 del catálogo de catálogo de MessierMessier

M20: diámetro ~ M20: diámetro ~ 4 pc4 pc de emisión de emisión rojizarojiza

Emisión azul Emisión azul debidodebidoa reflexión de luz a reflexión de luz de *de *central por central por granos degranos depolvo polvo nebulosa de nebulosa de reflexiónreflexión

M16, cúmulo abierto, l=17M16, cúmulo abierto, l=17°° M17, cúmulo abiero, l=15M17, cúmulo abiero, l=15°°

M20/M8, reg HII, l=7M20/M8, reg HII, l=7°/°/66°°

8INTRODUCCION A LA ASTRONOMÍA

Interacción entre estrellas y gas: Interacción entre estrellas y gas: M16 = Eagle nebulaM16 = Eagle nebula

3 “pilares” (“trompas3 “pilares” (“trompasde elefante”) sonde elefante”) sonrestos (fríos) de la restos (fríos) de la nube que formó lasnube que formó lasestrellas cuya luz UVestrellas cuya luz UVremovió parte de la nube originalremovió parte de la nube original hay filamentos de polvo mezclados con la hay filamentos de polvo mezclados con la nebulosa de emisiónnebulosa de emisión

espectro dominado porespectro dominado por líneas de emisiónlíneas de emisión del ancho de las líneasdel ancho de las líneas se infiere T ~ 8000 Kse infiere T ~ 8000 K

9INTRODUCCION A LA ASTRONOMÍA

Parámetros Parámetros característicos característicos de algunas regiones de algunas regiones HII HII

NUBES OSCURASNUBES OSCURAS DE POLVO:DE POLVO:

en general demasiado frías para emisión en óptico; forma irregularen general demasiado frías para emisión en óptico; forma irregular

Ophiuchi en óptico: Ophiuchi en óptico: manchas manchas brillantes son parte de la nubebrillantes son parte de la nube (** jóvenes en la superficie de la (** jóvenes en la superficie de la nube)nube)

Ophiuchi en infrarrojoOphiuchi en infrarrojo

10INTRODUCCION A LA ASTRONOMÍA

Radiación del HI en Radiación del HI en λλ = 21 cm = 21 cm ((νν = = 1420 MHz)1420 MHz)Nubes muy oscuras → no se ve las *Nubes muy oscuras → no se ve las ** de * de fondo;fondo; aún así existe radiación que penetra aún así existe radiación que penetra estas nubes:estas nubes:

Nube de gas emite por transición (“prohibida”) Nube de gas emite por transición (“prohibida”) del hidrógeno:del hidrógeno:espín (pespín (p++) ↑↑ espín (e) ↑↑ espín (e--) ) espín (pespín (p++) ↑↓ espín (e) ↑↓ espín (e--))

E=hE=h=1.42 GHz, =1.42 GHz, λλ= 21 = 21 cmcm

↓↓ se deriva densidad y T; radiación no afectada por medio interestelarse deriva densidad y T; radiación no afectada por medio interestelar permite trazar distribución de H en Vía Láctea y otras galaxiaspermite trazar distribución de H en Vía Láctea y otras galaxias

νν= 1.420405751786(30) = 1.420405751786(30) GHzGHz λλ= 21.1061141 cm= 21.1061141 cm ∆∆νν//νν = 2 10 = 2 10-11-11 pptranstrans ~ 10 ~ 10-23-23 p ptrans,opttrans,opt

ttmediomedio = 1.1 10 = 1.1 1077 a a para “relajación” para “relajación” espontaneaespontanea

11INTRODUCCION A LA ASTRONOMÍA

NUBES MOLECULARES NUBES MOLECULARES (N.M.)(N.M.)

T~ 20 K; T~ 20 K; ~ 10 ~ 101212 partic./mpartic./m33

sólo moléculas, no sólo moléculas, no átomosátomos

no hay HI → no emiten no hay HI → no emiten enen

λλ = 21 = 21 cmcm

Dominados por HDominados por H22 que que no tienen líneas de no tienen líneas de absorción/emisión en absorción/emisión en radioradio

→ → usar otras moléculas usar otras moléculas “trazadores”: monóxido “trazadores”: monóxido de de

carbono (CO), cianuro carbono (CO), cianuro (HCN), amoniaco (HCN), amoniaco (NH(NH33), agua (H), agua (H22O) y O) y formaldehido (Hformaldehido (H22CO)CO)

M20: imagen en visible, con M20: imagen en visible, con contornos de Hcontornos de H22CO CO (formaldehido) en dos distintas (formaldehido) en dos distintas radiofrecuenciasradiofrecuencias

12INTRODUCCION A LA ASTRONOMÍA

Moléculas trazadores ocurren en cantidades Moléculas trazadores ocurren en cantidades muy pequeñas demuy pequeñas de ~1 en 10~1 en 109 9 moléculas → indican presencia de moléculas → indican presencia de HH22 y polvo y polvo

N.M. ocurren en grandes complejos (N.M. ocurren en grandes complejos (∅∅ ~ 50 pc) ~ 50 pc)

para producirpara producir

~10~106 6 ** del tipo solar; ~ 100 complejos ** del tipo solar; ~ 100 complejos

conocidos en Vía Láctea conocidos en Vía Láctea Origen de moléculas (??) (detalles son muy Origen de moléculas (??) (detalles son muy

debatidos) debatidos)

(a) polvo los protege de radiación disociante; (a) polvo los protege de radiación disociante;

(b) polvo permite adhesión para átomos y su (b) polvo permite adhesión para átomos y su

reacción química reacción química

que resultan en moléculasque resultan en moléculas