Universo

INTRODUCCION AL MEDIO INTERESTELAR

• Introducci´n
o
• El gas en el ISM
• Regiones HI
• Polvo
• Rayos c´smicos y campo magn´tico
o
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Introducci´n
o
El espacio entre las estrellas no est´ vac´
a
ıo. Sin embargo, llev´ muo
chotiempo el saberlo y bastante el aceptarlo. El primero que se percat´
o
de que el espacio interestellar (ISM) podr´ estar jugando un papel imporıa
tante fu´Hartman en 1904. El observ´ que hab´ algunas l´
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o
ıa
ıneas en estrellas
binarias, en concreto Ca II, que no presentaban efecto D¨ppler. En 1922,
o
Hubble obtiene im´genes de nebulosas de reflexi´n y determina su origen
a
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como gas que refleja la luz procedente de las estrellas cercanas. En 1926,
Eddington, Struve y Plaskett deducen que las l´
ıneas de Ca II se deben de
originarfuera de las estrellas, en el gas que debe de existir entre ellas. En
1927 Bowen intentifica las l´
ıneas del “Nebulio” con l´
ıneas procedentes de
transiciones prohibidas. Zanstra, tambi´n ese a˜ o, desarrolla la teor´ de las
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ıa
nebulosas. En 1930, Tr¨ mpler demuestra que el medio absorbe y enrojece
u
la luz procedente de las estrellas y en 1938 Str¨mgrem desarrolla su teor´
o
ıa
delas regiones de formaci´n estelar. No es hasta 1944 que van der Hulst
o
observa el hidr´geno neutro del medio y se puede confirma sin lugar a dudas
o
la existencia de gas y polvo entre las estrellas.
En el medio interestelar se dan condiciones muy variadas de densidad y
temperatura. Desde valores cercanos a 0 K y densidades casi nulas hasta
temperaturas de 20000 K y ρ ≈ 104 − 105 cm−3 . A¨ ncuando en algunos
u
casos las densidades son peque˜ as, la masa total de las part´
n
ıculas existentes
en el medio interestelar (ISM) es de varios millones de masas solares. Por
ejemplo, para la V´ L´ctea corresponde al 10 % de la masa total.
ıa a
La composici´n qu´
o
ımica del medio es basicamente hidr´geno, aunque
o
tambi´n hay helio y otros elementos, con una masa de 0.025 M⊙ pc−3 .Estos
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est´n bien en forma de ´tomos, bien como part´
a
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ıculas de polvo compuestas
−3
principalmente por silicatos (0.002 M⊙pc ), o bien en forma de mol´culas.
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1

Aparte, hay que tener en cuenta siempre la existencia de campos magn´ticos
e
−3
−3
(0.5 eV cm ) y de rayos c´smicos (0.2 eV cm ).
o
Estos componentes del medio, excepto los dos ultimos, se pueden presen´
taraislados o agrupados formando nubes. A estas nubes se les llama nebulosas gaseosas y pueden ser de varios tipos: nebulosas oscuras, nebulosas
brillantes (o regiones H ii), regiones H i y nubes moleculares.
El ISM est´ cambiando continuamente; las estrellas evolucionadas dea
vuelven gas al mismo mientras que la formaci´n de estrellas provoca la
o
p´rdida (moment´nea) de parte del material. Adem´s,hay movimientos
e
a
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del material entre diversas partes de la galaxia (del halo o del bulbo hacia el
plano).
En el medio, las reacciones nucleares no son importantes sino las transiciones at´micas, as´ como los procesos moleculares. Los atomos son ionizados
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por la rediaci´n procedente de estrellas cercanas. Debido a la baja densidad
o
existente, el tiempo aproximado entrecolisiones de dos ´tomos neutros es de
a
500 a˜ os y por tanto este proceso no es muy eficaz para la ionizaci´n de los
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mismos. Cuando se produce una ionizaci´n ocurre que los estados no son
o
estables, por lo que el electr´n decae, cayendo espont´meamente a trav´s de
o
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una cascada y produciendo fotones de baja energ´ en las llamadas transiıa
ciones prohibidas. La l´
ınea m´simportante en el gas interestelar es Lyα , que
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aparece normalmente en absorci´n.
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El gas interestelar
El gas interestelar tiene varias caracter´
ısticas generales. Una de ellas es
que est´ formado mayormente por hidr´geno, aunque hay tambi´n algunos
a
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´tomos de helio y otros elementos. Dependiendo de la localizaci´n del mismo
a
o
y la temperatura de esta tendremos ´tomos neutros,...