Medio interestelar

You are here:
  1. Home
  2. Investigación
  3. Medio interestelar

El medio interestelar (ISM por sus siglas en inglés) es toda la materia (partículas, átomos, moléculas, y polvo) y radiación (radio ondas, ondas milimétricas, infrarrojas, ópticas, ultravioletas, rayos-X rayos gamma, etc.) que se encuentra dentro del volumen comprendido por el espacio que existe entre las estrellas de una galaxia.

El estudio del ISM es una parte fundamental de la astrofísica ya que aborda una amplia gama de preguntas científicas fundamentales, desde cómo se forman las estrellas y sus distintos tipos, hasta cómo se originan las moléculas orgánicas que sirven de base para la formación de entidades biológicas basadas en carbono, como las conocemos.

Además, es a partir de este ISM que la formación de nuevas generaciones de estrellas se lleva acabo, siendo esto un factor fundamental en la evolución química y dinámica de la galaxias que las contienen. A continuación, resumiremos algunos de los aspectos fundamentales del ISM y que son objeto de la investigación astrofísica en este campo:

Fases del ISM

El ISM es extremadamente dinámico, es decir, cambia sus condiciones físicas constantemente. Ese cambio esta controlado por el delicado equilibrio entre la cantidad de energía que se le inyecta (calentarse), ya sea través de la radiación de estrellas, turbulencia del gas, explosiones de supernovas, etc., y su propia capacidad de liberarse de esa energía (enfriarse). Este equilibrio dinámico origina las llamadas Fases que es una caracterización de distintas porciones del ISM según su temperatura (T [K]) y densidad volumétrica total de Hidrógeno (n(H)). Actualmente, las fases del ISM se clasifican en: medio ionizado caliente (HIM, log(T) ~ 6, log (n(H)) ~ -3), medio ionizado tibio (WIM, log(T) ~ 4, log (n(H)) ~ -1), medio neutro tibio (WNM, log(T) ~ 3, log (n(H)) ~ -1), medio neutro frío (CNM, log(T) ~ 2, log (n(H)) ~ 2), y el medio molecular (log(T) ~ 1, log (n(H)) ~ 4). Estas fases coexisten dentro del ISM y se manifiestan en mayor o menor medida dependiendo de la cantidad de energía que se le inyecte y de su capacidad de deshacerse de esa energía. Si bien esta es una visión extremadamente simplificada, a grandes rasgos permiten visualizar las complejidades intrínsecas de la estructura del ISM.

Nubes Moleculares

Generalmente, las agrupaciones del gas molecular del ISM se les conoce como Nubes Moleculares. Su característica fundamental es que están conformadas principalmente por hidrógeno molecular (H2) en lugar de hidrógeno atómico (H). Esta característica es fundamental ya que la presencia de H2 en vez de H actúa como un atenuador de la radiación estelar, disminuyendo la cantidad de energía que las estrellas son capaces de depositar en las partes interiores de las nubes moleculares. Esto a su vez, permite que el gas se enfríe, aumentando su densidad, y originando reacciones químicas necesarias para la formación de otras moléculas sin que sean destruidas por la radiación. Más aún, aumentos locales de densidad dentro de las nubes moleculares, pueden llevar a que la gravedad sea la fuerza dominante en esos lugares, lo que llevará al gas a colapsar progresivamente, aumentando su densidad y temperatura, lo que eventualmente llegará a un punto en que, con temperatura y densidad suficientemente altas, procesos de fusión nuclear puedan iniciarse, dando origen a la formación de nuevas generaciones de estrellas.

Polvo interestelar

En el ISM, la materia no existe solo en forma de partículas, átomos, y moléculas, si no que también se puede manifestar en estructuras más grandes. Una de ellas son los llamados Hidrocarburos Aromáticos Policíclicos (PAHs), que son estructuras anulares y laminares de alrededor de 50 átomos de carbono e hidrógeno. A mayores escalas, se encuentras los granos de polvo, conteniendo varios cientos de átomos, y que estarían conformados por una mezcla de silicio y carbono, aunque sus proporciones exactas se desconocen. El polvo y los PAHs cumplen un rol fundamental en el re-procesamiento de la radiación interestelar, lo que lleva últimamente al enfriamiento del ISM. Estas estructuras absorben la radiación ultra-violeta (UV) provenientes de las estrellas, y la re-emiten en longitudes de onda más largas como radiación infrarroja, la que es capaz de escapar de las nubes moleculares, enfriando de esa forma el gas. Si bien cerca del 99% del material en el ISM es gas y sólo un 1% es polvo, este último es responsable de convertir cerca del 99% de la emission estelar en radiación infrarroja, siendo el principal agente de enfriamiento del ISM.

Abundancias del ISM

La cantidad de un elemento (C, N, O, etc.) presente en el ISM relativa a la cantidad de hidrogeno (atómico o molecular) existente en el mismo medio se conoce en astrofísica como “abundancia”. La inmensa mayoría de los elementos (virtualmente todos aquellos más pesados que el Litio) se sintetizan en los núcleos de las estrellas, y a medida que estas estrellas evolucionan, se extinguen o explotan como Supernovas, contaminan el ISM con nuevos elementos. Por lo tanto, variaciones en las abundancias de estos elementos pueden reflejar la historia de formación de una galaxia, desde sus inicios. Más aún, estas variaciones a través de la galaxia han permitido entender que, probablemente, no todas sus estructuras se formaron de igual manera ni al mismo tiempo. Además, las abundancias de los elementos son insumos fundamentales para modelos físicos que tratan de explicar desde la formación de las galaxias, hasta la interacción entre estrellas y el ISM. La mayor o menor abundancia de un elemento en el ISM va a influenciar la cantidad de reacciones químicas que se produzcan en él y que den origen a otras especies moleculares, las que a su vez, jugarán un rol fundamental en el equilibrio termino del ISM, enfriando o calentándolo, según sea la reacción que las produzca o la longitud de onda de la luz que emitan.

Regiones H II, Regiones Foto-Dominadas, Regiones X-ray Dominadas

Entender la interacción entre la radiación de las estrellas y el ISM circundante es un paso fundamental para entender cómo nuevas generaciones de estrellas se formarán en el futuro, y cómo las antiguas generaciones se formaron. La energía liberada principalmente por estrellas masivas (con 8 o más veces la masa del Sol) generan una radiación estelar extremadamente intensa que impacta el ISM circundante, determinando en gran medida sus condiciones físicas. Los fotones (o partículas de luz) de energías sobre los 13.6 eV con capaces de ionizar el hidrógeno atómico (H) circundante generando un volumen que contiene principalmente hidrogeno ionizado (H+ o H II). Estas son las llamadas Regiones H II en las que la mayoría de los elementos existen en forma de iones (C+, N+, O+, y estados de ionización superiores), y en donde todas las moléculas fueron disociadas por la radiación. Una vez todos los fotones con energías sobre 13.6 eV fueron absorbidos en la Region H II, aquellos en el rango 6 eV < hν < 13.6 eV (conocido como campo UV lejano o FUV) permiten que el hidrogeno se mantenga en forma neutra H, para con el aumento de la densidad y disminución de la temperatura, convertirse en hidrogeno molecular H2. El volumen en el que existen estos fotones del campo UV lejano es lo que se conoce como Regiones Foto-Dominadas (o PDRs por sus siglas en inglés). En PDRs, el principal factor que determina sus condiciones físicas es la existencia de este campo FUV, el que influencia las reacciones químicas que ocurren ahí, la temperatura del ISM, etc. Otros procesos estelares como supernovas, o plasmas, pueden generar una cantidad enorme de rayos-X, llegando a dominar sobre el campo FUV, produciendo las llamadas Regiones X-ray Dominadas (XDRs), cuya química, temperatura, y condiciones físicas en general difieren significativamente de las PDRs. La interacción entre Regiones H II, PDRs, y XDRs es extremadamente compleja, y dependen de muchos factores, pasando por la abundancia de los elementos, la cantidad, tipo, y tamaño del polvo interestelar, la naturaleza de la fuente que le entrega energía al ISM, etc.

Rayos Cósmicos

En la galaxia, existen partículas (principalmente protones) viajando a muy altas velocidades a través de ISM juegan un rol importante en las condiciones físicas de gas. Dado que alcanzan velocidades extremadamente altas (algunas llegan a ser una fracción apreciable de la velocidad de la luz) tienen energías enormes (~109 eV o más). Estas partículas se conocen como Rayos Cósmicos (CRs por sus siglas en inglés) y juegan un rol muy importante en las condiciones físicas del ISM, en particular en las zonas más densas de las nubes moleculares, donde la radiación estelar no puede penetrar. En estas zonas, los CRs son capaces de ionizar moléculas, lo que gatilla una serie de reacciones químicas que de otra forma serían imposibles. A pesar de su rol fundamental en controlar las condiciones físicas en zonas del ISM con alta densidad, su origen es aún un misterio. No parecen venir desde ningún lugar en particular, si no mas bien se encuentran distribuidos a través de la galaxia, y la forma en la que adquieren energías tan altas se desconoce. La evidencia actual apunta a procesos muy energéticos como los principales sospechosos (Supernovas y agujeros negros), sin embargo, otros mecanismos más exóticos que involucran estrellas masivas o campos magnéticos no se han podido descartar.

Campos Magnéticos

Si bien los campos magnéticos pueden influir de manera considerable en el ISM y en la consecuente formación de estrellas, son uno de los fenómenos menos entendidos en astrofísica. Esto radica, entre otras cosas, en la dificultad observacional para medirlos con telescopios. Dado que los campos magnéticos son, como lo dice su nombre, un “campo”, están en todas partes pero no emiten luz detectable por los instrumentos astronómicos. Mas bien, su presencia e intensidad se mide de forma indirecta, mediante observaciones de luz polarizada emitida por polvo (debido a que los granos de polvo tienden a alinearse perpendicularmente a la dirección del campo magnético presente), o a efectos cuánticos como el llamado efecto Zeeman, ambos muy difíciles de medir con alta precisión. Sin embargo, la evidencia existente apunta a que el ISM y los campos magnéticos están íntimamente relacionados. Ya sea evitando que nubes moleculares colapsen frente a la fuerza de gravedad, o en otros casos facilitando la acumulación de gas en estructuras filamentarias para la formación de nuevas estrellas, o siendo responsables de la aceleración de los rayos cósmicos que terminan influenciando las condiciones físicas del ISM en zonas de alta densidad, los campos magnéticos juegan un rol fundamental, aunque desconocido en detalle, en la estructura del ISM que conocemos.

Como vemos, el estudio del medio interestelar es de gran importancia en la astrofísica ya que abarca una gran variedad de fenómenos. Cada una con sus propias técnicas de observación, instrumentación, y dificultades. Sin embargo, sólo entendiendo todos estos fenómenos y sus interacciones es que podremos formarnos una visión detallada del origen, evolución, y futuro del ISM y las nuevas generaciones de estrellas que vendrán.