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3.3 EL MEDIO INTERESTELAR

3.3 EL MEDIO INTERESTELAR. Vía Láctea = banda brillante donde se concentran ** de nuestra Galaxia; zonas oscuras debidas al “medio interestelar” que oscurece las ** atrás Medio interestelar = gas y polvo gas = átomos individuales y moléculas pequeñas

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3.3 EL MEDIO INTERESTELAR

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  1. 3.3 EL MEDIO INTERESTELAR • Vía Láctea = banda brillante donde se concentran ** de nuestra • Galaxia; zonas oscuras debidas al “medio interestelar” que oscurece las ** atrás • Medio interestelar = gas y polvo gas = átomos individuales y moléculas pequeñas polvo = granos de átomos y moléculas (~”humo”) Oscurecimiento debido al polvo, no al gas Centro Galáctico ~30o x 20o C.G. INTRODUCCION A LA ASTRONOMÍA

  2. Mientras el polvo bloquea la luz visible, la luz de estrellas penetra Nos llega en el ″infrarrojo cercano″ Satélite COBE ~1992 INTRODUCCION A LA ASTRONOMÍA

  3. Física: absorpción/dispersión de luz requiere partículas con diámetro ≥ λrad; • granos del medio interestelar tienen ~0.3 . . . 300 nm (~ λUV)  dejan pasar radiación radio e infrarrojo, pero no en óptico (azul), UV y rayos X • Dispersión de Rayleigh (causado por átomos/moléculas de tamaño ≪λrad) ~ 1 / λ4 10 veces más absorpción en azul que en rojo (la razón porqué el cielo de día tiene color azul) • Dispersión de polvo (tamaño ~ λrad) ~ 1 / λ causa dispersión preferida de luz azul de **  enrojecimiento interestelar de los colores de ** ( similar a la puesta del Sol en Tierra) INTRODUCCION A LA ASTRONOMÍA

  4. Líneas de absorción • se mantienen • derivar tipo espectral ( color y T  espectro Planck) • derivar extinción en varias bandas ópticas • Densidad del gas: <ρ> ~ 106 átomos/m3 ~1000 veces menor que en el mejor vacío en el laboratorio terrestre • Densidad del polvo: ~1 grano por cada 1012 átomos Sin embargo: espacio interestelar cerca del Sol contiene ~ igual masa en estrellas como en polvo + gas INTRODUCCION A LA ASTRONOMÍA

  5. Distribución de gas y polvo muy irregular: - lugares “limpios”  permite observar galaxias lejanas - lugares intermedios  oscurecen ** más allá de ~ 1 kpc - nubes densas  ni podemos ver las estrellas ≲ 100 pc • Composición química del gas: - conocido por estudios de líneas de absorpción interestelares - muy parecido a composición de ** y planetas: 90% H y H2 ; 9% He ; 1% elementos más pesados con excepción de C, O, Si, Mg, Fe ( forman el polvo) • Composición química del polvo: menos conocido: ppalmte. Si, C, Fe, “hielo sucio” (~cometas) INTRODUCCION A LA ASTRONOMÍA

  6. NUBES INTERESTELARES Figura anterior Panorama de ~ 120o x 30o de la Vía Láctea Grandes “manchas” oscuras a lo largo de la Vía Láctea indican nubes de polvo • Regiones de Formación Estelar: nebulosas de emisión de gas interestelar caliente = regiones HII [ HII = hydrógeno ionizado; HI = hidrógeno neutro (atómico) ] - “excitados” (ionizados) por * caliente (O o B) en su interior - la ″recombinación″ de átomos causa luz visible (p.e. Hα = Balmer α = transición de n=3 2) - densidad típica: ~ 100 particulas/cm3 = 108 m-3 INTRODUCCION A LA ASTRONOMÍA

  7. M16, cúmulo abierto, l=17° M17, cúmulo abiero, l=15° Ejemplos de regiones HII: M8 y M20 del catálogo de Messier M20: diámetro ~ 4 pc de emisión rojiza Emisión azul debido a reflexión de luz de * central por granos de polvo  nebulosa de reflexión ~ 12o del plano galáctico M20/M8, reg HII, l=7°/6° M20 = Trifid Nebula M 20 M 8 INTRODUCCION A LA ASTRONOMÍA

  8. Interacción entre estrellas y gas: M16 = Eagle nebula • 3 “pilares” (“trompas • de elefante”) son • restos (fríos) de la • nube que formó las • estrellas cuya luz UV • removió parte de la nube original • hay filamentos de polvo mezclados con la nebulosa de emisión • espectro dominado por líneas de emisión  del ancho de las líneas se infiere T ~ 8000 K INTRODUCCION A LA ASTRONOMÍA

  9. Parámetros característicos de algunas regiones HII  NUBES OSCURAS DE POLVO: en general demasiado frías para emisión en óptico; forma irregular Ophiuchi en óptico: manchas brillantes son parte de la nube (** jóvenes en la superficie de la nube) Ophiuchi en infrarrojo INTRODUCCION A LA ASTRONOMÍA

  10. Radiación del HI en λ = 21 cm(ν = 1420 MHz) Nubes muy oscuras → no se ve las ** de fondo; aún así existe radiación que penetra estas nubes: ν= 1.420405751786(30) GHz λ= 21.1061141 cm ∆ν/ν = 2 10-11 ptrans ~ 10-23 ptrans,opt tmedio = 1.1 107 a para “relajación” espontanea Nube de gas emite por transición (“prohibida”) del hidrógeno: espín (p+) ↑↑ espín (e-) espín (p+) ↑↓ espín (e-) ↓ E=h =1.42 GHz, λ= 21 cm • se deriva densidad y T; radiación no afectada por medio interestelar • permite trazar distribución de H en Vía Láctea y otras galaxias INTRODUCCION A LA ASTRONOMÍA

  11. NUBES MOLECULARES (N.M.) • T~ 20 K;  ~ 1012 partic./m3 • sólo moléculas, no átomos • no hay HI → no emiten en λ = 21 cm • Dominados por H2 que no tienen líneas de absorción/emisión en radio → usar otras moléculas “trazadores”: monóxido de carbono (CO), cianuro (HCN), amoniaco (NH3), agua (H2O) y formaldehido (H2CO) M20: imagen en visible, con contornos de H2CO (formaldehido) en dos distintas radiofrecuencias INTRODUCCION A LA ASTRONOMÍA

  12. Moléculas trazadores ocurren en cantidades muy pequeñas de ~1 en 109 moléculas → indican presencia de H2 y polvo • N.M. ocurren en grandes complejos (∅ ~ 50 pc) para producir ~106 ** del tipo solar; ~ 100 complejos conocidos en Vía Láctea • Origen de moléculas (??) (detalles son muy debatidos) (a) polvo los protege de radiación disociante; (b) polvo permite adhesión para átomos y su reacción química que resultan en moléculas INTRODUCCION A LA ASTRONOMÍA

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