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La distribución de hidrógeno ionizado (conocido por los astrónomos como H II por la antigua terminología espectroscópica) en las partes del medio interestelar galáctico visibles desde el hemisferio norte de la Tierra como se observa con el mapa de Wisconsin Hα ( Haffner et al. 2003 ).

En astronomía , el medio interestelar ( ISM ) es la materia y la radiación que existen en el espacio entre los sistemas estelares de una galaxia . Esta materia incluye gas en forma iónica , atómica y molecular , así como polvo y rayos cósmicos . Llena el espacio interestelar y se mezcla suavemente con el espacio intergaláctico circundante . La energía que ocupa el mismo volumen, en forma de radiación electromagnética., es el campo de radiación interestelar .

El medio interestelar se compone de múltiples fases que se distinguen por si la materia es iónica, atómica o molecular, y la temperatura y densidad de la materia. El medio interestelar está compuesto, principalmente, de hidrógeno , seguido de helio con trazas de carbono , oxígeno y nitrógeno en comparación con el hidrógeno. [1] Las presiones térmicas de estas fases se encuentran en un equilibrio aproximado entre sí. Los campos magnéticos y los movimientos turbulentos también proporcionan presión en el ISM y, por lo general, son más importantes, dinámicamente , que la presión térmica.

En todas las fases, el medio interestelar es extremadamente tenue para los estándares terrestres. En las regiones frías y densas del ISM, la materia se encuentra principalmente en forma molecular y alcanza densidades numéricas de 10 6 moléculas por cm 3 (1 millón de moléculas por cm 3 ). En las regiones calientes y difusas del ISM, la materia está principalmente ionizada y la densidad puede ser tan baja como 10-4 iones por cm 3 . Compare esto con una densidad numérica de aproximadamente 10 19 moléculas por cm 3 para el aire al nivel del mar, y 10 10 moléculas por cm 3 (10 mil millones de moléculas por cm 3 ) para una cámara de laboratorio de alto vacío. Pormasa , el 99% del ISM es gas en cualquier forma y el 1% es polvo. [2] Del gas en el ISM, el 91% de los átomos son hidrógeno y el 8,9% son helio , siendo el 0,1% átomos de elementos más pesados ​​que el hidrógeno o el helio, [3] conocidos como " metales " en lenguaje astronómico. En masa, esto equivale a 70% de hidrógeno, 28% de helio y 1,5% de elementos más pesados. El hidrógeno y el helio son principalmente el resultado de la nucleosíntesis primordial , mientras que los elementos más pesados ​​en el ISM son principalmente el resultado del enriquecimiento en el proceso de evolución estelar .

El ISM juega un papel crucial en la astrofísica precisamente por su papel intermedio entre las escalas estelar y galáctica. Las estrellas se forman dentro de las regiones más densas del ISM, que en última instancia contribuye a las nubes moleculares y repone al ISM con materia y energía a través de nebulosas planetarias , vientos estelares y supernovas . Esta interacción entre las estrellas y el ISM ayuda a determinar la velocidad a la que una galaxia agota su contenido gaseoso y, por lo tanto, su vida útil de formación estelar activa.

La Voyager 1 alcanzó el ISM el 25 de agosto de 2012, convirtiéndose en el primer objeto artificial de la Tierra en hacerlo. El plasma y el polvo interestelares se estudiarán hasta el final de la misión en 2025. Su gemela, la Voyager 2, ingresó al ISM el 5 de noviembre de 2018. [4]

La Voyager 1 es el primer objeto artificial en alcanzar el ISM.

Materia interestelar [ editar ]

La Tabla 1 muestra un desglose de las propiedades de los componentes del ISM de la Vía Láctea.

Tabla 1: Componentes del medio interestelar [3]
Componente
Volumen fraccional		Altura de escala
( pc )		Temperatura
( K )		Densidad
(partículas / cm 3 )		Estado de hidrogenoTécnicas de observación primarias
Nubes moleculares<1%8010-2010 2 –10 6molecularLíneas de absorción y emisión molecular de radio e infrarrojos
Medio neutro frío (CNM)1-5%100–30050-10020–50atómico neutralAbsorción de línea H I 21 cm
Medio neutro cálido (WNM)10-20%300–4006000–100000,2-0,5atómico neutralEmisión de línea H I 21 cm
Medio ionizado caliente (WIM)20–50%100080000,2-0,5ionizadoEmisión de Hα y dispersión de púlsar
Regiones H II<1%70800010 2 –10 4ionizadoEmisión de Hα y dispersión de púlsar

Medio ionizado caliente de gas coronal (HIM)		30–70%1000–300010 6 –10 710 −4 −10 −2ionizado
(metales también altamente ionizados)		Emisión de rayos X ; líneas de absorción de metales altamente ionizados, principalmente en el ultravioleta

El modelo trifásico [ editar ]

Field, Goldsmith y Habing (1969) propusieron el modelo de equilibrio estático de dos fases para explicar las propiedades observadas del ISM. Su ISM modelado incluía una fase densa fría ( T  <300  K ), que consta de nubes de hidrógeno neutro y molecular, y una fase internube cálida ( T  ~ 10 4  K ), que consta de gas ionizado y neutro enrarecido. McKee y Ostriker (1977) agregaron una tercera fase dinámica que representaba el gas muy caliente ( T  ~ 10 6  K ) que había sido calentado por supernovas.y constituyó la mayor parte del volumen del ISM. Estas fases son las temperaturas en las que el calentamiento y el enfriamiento pueden alcanzar un equilibrio estable. Su artículo sirvió de base para estudios adicionales durante las últimas tres décadas. Sin embargo, las proporciones relativas de las fases y sus subdivisiones aún no se comprenden bien. [3]

El modelo de hidrógeno atómico [ editar ]

Este modelo tiene en cuenta solo el hidrógeno atómico: una temperatura superior a 3000 K rompe moléculas, mientras que inferior a 50000 K deja los átomos en su estado fundamental. Se supone que la influencia de otros átomos (He ...) es insignificante. Se supone que la presión es muy baja, por lo que las duraciones de las trayectorias libres de los átomos son más largas que la duración de ~ 1 nanosegundo de los pulsos de luz que constituyen la luz ordinaria temporalmente incoherente.

En este gas sin colisiones, se aplica la teoría de Einstein de las interacciones coherentes luz-materia: todas las interacciones gas-luz son espacialmente coherentes. Suponga que se pulsa una luz monocromática y luego se dispersa por moléculas con una frecuencia de resonancia cuadripolo (Raman). Si la "longitud de los pulsos de luz es más corta que todas las constantes de tiempo involucradas" (Lamb (1971)), se aplica una "dispersión Raman estimulada impulsivamente (ISRS)" (Yan, Gamble & Nelson (1985)): la luz generada por Raman incoherente la dispersión a una frecuencia desplazada tiene una fase independiente de la fase de la luz excitante, generando así una nueva línea espectral, y la coherencia entre la luz incidente y la dispersada facilita su interferencia en una sola frecuencia, desplazando así la frecuencia incidente. Suponga que una estrella irradia un espectro de luz continuo hasta rayos X.Las frecuencias de Lyman se absorben en esta luz y bombean los átomos principalmente al primer estado excitado. En este estado, los períodos hiperfinos son más largos que 1 ns, por lo que un ISRS "puede" desplazar al rojo la frecuencia de la luz, poblando niveles altos hiperfinos. Otro ISRS “puede” transferir energía desde niveles hiperfinos a ondas electromagnéticas térmicas, por lo que el corrimiento al rojo es permanente. La temperatura de un haz de luz se define por su frecuencia y resplandor espectral con la fórmula de Planck. Como la entropía debe aumentar, "puede" se convierte en "hace". Sin embargo, cuando una línea previamente absorbida (primera Lyman beta, ...) alcanza la frecuencia alfa de Lyman, el proceso de desplazamiento al rojo se detiene y todas las líneas de hidrógeno se absorben fuertemente. Pero esta parada no es perfecta si hay energía a la frecuencia desplazada a la frecuencia beta de Lyman, lo que produce un desplazamiento al rojo lento.Los corrimientos al rojo sucesivos separados por absorciones de Lyman generan muchas líneas de absorción, cuyas frecuencias, deducidas del proceso de absorción, obedecen a una ley más confiable que la fórmula de Karlsson.

El proceso anterior excita cada vez más átomos porque una desexcitación obedece a la ley de interacciones coherentes de Einstein: la variación dI de la radiancia I de un haz de luz a lo largo de una trayectoria dx es dI = BIdx, donde B es el coeficiente de amplificación de Einstein que depende del medio. I es el módulo del vector de campo de Poynting, la absorción ocurre para un vector opuesto, lo que corresponde a un cambio de signo de B. El factor I en esta fórmula muestra que los rayos intensos están más amplificados que los débiles (competencia de modos). La emisión de una llamarada requiere un resplandor suficiente proporcionado por un campo de punto cero aleatorio. Después de la emisión de una llamarada, B débil aumenta bombeando mientras que I permanece cerca de cero: la desexcitación por una emisión coherente implica parámetros estocásticos de campo de punto cero, como se observa cerca de los cuásares (y en las auroras polares).

Estructuras [ editar ]

Estructura tridimensional en Pillars of Creation . [5]
Mapa que muestra el Sol ubicado cerca del borde de la Nube Interestelar Local y Alpha Centauri a unos 4 años luz de distancia en el vecino complejo G-Cloud

El ISM es turbulento y, por lo tanto, está lleno de estructura en todas las escalas espaciales. Las estrellas nacen en lo profundo de grandes complejos de nubes moleculares , típicamente de unos pocos pársecs de tamaño. Durante sus vidas y muertes, las estrellas interactúan físicamente con el ISM.

Los vientos estelares de los cúmulos de estrellas jóvenes (a menudo con regiones HII gigantes o supergigantes que los rodean) y las ondas de choque creadas por las supernovas inyectan enormes cantidades de energía en su entorno, lo que conduce a una turbulencia hipersónica. Las estructuras resultantes, de diferentes tamaños, se pueden observar, como burbujas de viento estelar y superburbujas de gas caliente, vistas por telescopios satelitales de rayos X o flujos turbulentos observados en mapas de radiotelescopios .

El Sol viaja actualmente a través de la Nube Interestelar Local , una región más densa en la Burbuja Local de baja densidad .

En octubre de 2020, los astrónomos informaron de un aumento inesperado significativo en la densidad en el espacio más allá del Sistema Solar detectado por las sondas espaciales Voyager 1 y Voyager 2 . Según los investigadores, esto implica que "el gradiente de densidad es una característica a gran escala del VLISM (medio interestelar muy local) en la dirección general de la nariz heliosférica ". [6] [7]

Interacción con el medio interplanetario [ editar ]

Reproducir medios
Vídeo breve y narrado sobre las observaciones de la materia interestelar del IBEX .

El medio interestelar comienza donde termina el medio interplanetario del Sistema Solar . El viento solar se reduce a velocidades subsónicas en el choque de terminación , 90-100 unidades astronómicas del Sol . En la región más allá del choque de terminación, llamada heliovaina , la materia interestelar interactúa con el viento solar. La Voyager 1 , el objeto creado por humanos más lejano de la Tierra (después de 1998 [8] ), cruzó el choque de terminación el 16 de diciembre de 2004 y luego ingresó al espacio interestelar cuando cruzó la heliopausa.el 25 de agosto de 2012, proporcionando la primera prueba directa de condiciones en el ISM ( Stone et al. 2005 ).

Extinción interestelar [ editar ]

El ISM también es responsable de la extinción y el enrojecimiento , la disminución de la intensidad de la luz y el cambio en las longitudes de onda dominantes observables de la luz de una estrella. Estos efectos son causados ​​por la dispersión y absorción de fotones y permiten observar el ISM a simple vista en un cielo oscuro. Las aparentes fisuras que se pueden ver en la banda de la Vía Láctea , un disco uniforme de estrellas, son causadas por la absorción de la luz de las estrellas de fondo por las nubes moleculares a unos pocos miles de años luz de la Tierra.

La luz ultravioleta lejana es absorbida eficazmente por los componentes neutros del ISM. Por ejemplo, una longitud de onda de absorción típica de hidrógeno atómico se encuentra en aproximadamente 121,5 nanómetros, la transición Lyman-alfa . Por lo tanto, es casi imposible ver la luz emitida a esa longitud de onda desde una estrella a más de unos pocos cientos de años luz de la Tierra, porque la mayor parte es absorbida durante el viaje a la Tierra por la intervención del hidrógeno neutro.

Calefacción y refrigeración [ editar ]

El ISM suele estar lejos del equilibrio termodinámico . Las colisiones establecen una distribución de velocidades de Maxwell-Boltzmann , y la 'temperatura' normalmente utilizada para describir el gas interestelar es la 'temperatura cinética', que describe la temperatura a la que las partículas tendrían la distribución de velocidades de Maxwell-Boltzmann observada en equilibrio termodinámico. Sin embargo, el campo de radiación interestelar es típicamente mucho más débil que un medio en equilibrio termodinámico; la mayoría de las veces es aproximadamente la de una estrella A (temperatura superficial de ~ 10.000 K ) muy diluida. Por lo tanto, los niveles unidos dentro de un átomo o moléculaen el ISM rara vez se pueblan de acuerdo con la fórmula de Boltzmann ( Spitzer 1978 , § 2.4).

Dependiendo de la temperatura, densidad y estado de ionización de una parte del ISM, diferentes mecanismos de calentamiento y enfriamiento determinan la temperatura del gas .

Mecanismos de calentamiento [ editar ]

Calentamiento por rayos cósmicos de baja energía.
El primer mecanismo propuesto para calentar el ISM fue el calentamiento mediante rayos cósmicos de baja energía . Los rayos cósmicos son una fuente de calor eficiente capaz de penetrar en las profundidades de las nubes moleculares. Los rayos cósmicos transfieren energía al gas a través de la ionización y la excitación y a los electrones libres a través de las interacciones de Coulomb . Los rayos cósmicos de baja energía (unos pocos MeV ) son más importantes porque son mucho más numerosos que los rayos cósmicos de alta energía .
Calentamiento fotoeléctrico por granos
La radiación ultravioleta emitida por las estrellas calientes puede eliminar electrones de los granos de polvo. El fotón es absorbido por el grano de polvo y parte de su energía se utiliza para superar la barrera de energía potencial y eliminar el electrón del grano. Esta barrera potencial se debe a la energía de enlace del electrón (la función de trabajo ) y la carga del grano. El resto de la energía del fotón da la energía cinética del electrón expulsado que calienta el gas a través de colisiones con otras partículas. Una distribución de tamaño típica de los granos de polvo es n ( r ) ∝  r −3.5, donde r es el radio de la partícula de polvo. [9] Suponiendo esto, la distribución proyectada del área de la superficie del grano es πr 2 n ( r ) ∝  r −1.5 . Esto indica que los granos de polvo más pequeños dominan este método de calentamiento. [10]
Fotoionización
Cuando un electrón es liberado de un átomo (típicamente de absorción de un UV fotón ) que lleva la energía cinética lejos de la orden de E fotón  -  E ionización . Este mecanismo de calentamiento domina en las regiones H II, pero es insignificante en el ISM difuso debido a la relativa falta de átomos de carbono neutros .
Calentamiento por rayos X
Los rayos X eliminan electrones de átomos e iones , y esos fotoelectrones pueden provocar ionizaciones secundarias. Como la intensidad suele ser baja, este calentamiento solo es eficaz en un medio atómico menos denso y cálido (ya que la densidad de la columna es pequeña). Por ejemplo, en las nubes moleculares solo pueden penetrar los rayos X duros y se puede ignorar el calentamiento de los rayos X. Esto supone que la región no está cerca de una fuente de rayos X como un remanente de supernova .
Calentamiento químico
Molecular hidrógeno (H 2 ) se puede formar en la superficie de los granos de polvo cuando dos H átomos (que pueden viajar sobre el grano) se encuentran. Este procedimiento produce 4,48 eV de energía distribuida a través de los modos rotacionales y vibracionales, la energía cinética de la H 2 molécula, así como calentar el grano de polvo. Esta energía cinética, así como la energía transferida por la desexcitación de la molécula de hidrógeno a través de colisiones, calienta el gas.
Calentamiento de grano-gas
Las colisiones a altas densidades entre átomos de gas y moléculas con granos de polvo pueden transferir energía térmica. Esto no es importante en las regiones HII porque la radiación ultravioleta es más importante. Tampoco es importante en medio ionizado difuso debido a la baja densidad. En el medio difuso neutro, los granos siempre son más fríos, pero no enfrían eficazmente el gas debido a las bajas densidades.

El calentamiento del grano por intercambio térmico es muy importante en los remanentes de supernovas donde las densidades y temperaturas son muy altas.

El calentamiento de gas a través de colisiones entre granos y gas es dominante en las profundidades de las nubes moleculares gigantes (especialmente en altas densidades). La radiación del infrarrojo lejano penetra profundamente debido a la baja profundidad óptica. Los granos de polvo se calientan a través de esta radiación y pueden transferir energía térmica durante las colisiones con el gas. Una medida de la eficiencia en la calefacción viene dada por el coeficiente de acomodación:

donde T es la temperatura del gas, T d la temperatura del polvo y T 2 la temperatura posterior a la colisión del átomo o molécula de gas. Este coeficiente fue medido por ( Burke y Hollenbach 1983 ) como α  = 0,35.

Otros mecanismos de calentamiento
Hay una variedad de mecanismos macroscópicos de calentamiento que incluyen:
  • Colapso gravitacional de una nube
  • Explosiones de supernova
  • Vientos estelares
  • Expansión de las regiones H II
  • Ondas magnetohidrodinámicas creadas por remanentes de supernova

Mecanismos de enfriamiento [ editar ]

Refrigeración de estructura fina
El proceso de enfriamiento de estructuras finas es dominante en la mayoría de las regiones del medio interestelar, excepto en las regiones de gas caliente y las regiones profundas en las nubes moleculares. Ocurre más eficientemente con átomos abundantes que tienen niveles de estructura fina cercanos al nivel fundamental, tales como: C II y O I en el medio neutro y O II, O III, N II, N III, Ne II y Ne III en las regiones H II. Las colisiones excitarán a estos átomos a niveles más altos y eventualmente se desexcitarán a través de la emisión de fotones, que sacarán la energía de la región.
Refrigeración por líneas permitidas
A temperaturas más bajas, se pueden poblar más niveles que niveles de estructura fina a través de colisiones. Por ejemplo, la excitación por colisión del nivel n  = 2 de hidrógeno liberará un fotón Ly-α tras la desexcitación. En las nubes moleculares, la excitación de las líneas rotacionales de CO es importante. Una vez que una molécula se excita, finalmente regresa a un estado de menor energía, emitiendo un fotón que puede salir de la región y enfriar la nube.

Propagación de ondas de radio [ editar ]

Atenuación atmosférica en dB / km en función de la frecuencia en la banda EHF. Los picos de absorción a frecuencias específicas son un problema debido a los componentes de la atmósfera como el vapor de agua (H 2 O) y el dióxido de carbono (CO 2 ).

Las ondas de radio de ≈10 kHz ( frecuencia muy baja ) a ≈300 GHz ( frecuencia extremadamente alta ) se propagan de manera diferente en el espacio interestelar que en la superficie de la Tierra. Hay muchas fuentes de interferencia y distorsión de la señal que no existen en la Tierra. Gran parte de la radioastronomía depende de compensar los diferentes efectos de propagación para descubrir la señal deseada. [11] [12]

Descubrimientos [ editar ]

El Gran Refractor de Potsdam , un telescopio doble con lentes de 80 cm (31,5 ") y 50 cm (19,5") inaugurado en 1899, utilizado para descubrir el calcio interestelar en 1904.

En 1864, William Huggins utiliza la espectroscopia para determinar que una nebulosa está hecha de gas. [13] Huggins tenía un observatorio privado con un telescopio de 8 pulgadas, con una lente de Alvin Clark; pero estaba equipado para la espectroscopia, lo que permitió observaciones revolucionarias. [14]

En 1904, uno de los descubrimientos realizados con el telescopio Potsdam Great Refractor fue el calcio en el medio interestelar. [15] El astrónomo Johannes Frank Hartmann determinó a partir de observaciones espectrográficas de la estrella binaria Mintaka en Orión, que había el elemento calcio en el espacio intermedio. [15]

El gas interestelar fue confirmado por Slipher en 1909, y luego en 1912 el polvo interestelar fue confirmado por Slipher. [16] De esta manera, la naturaleza general del medio interestelar se confirmó en una serie de descubrimientos y postulizaciones de su naturaleza. [dieciséis]

En septiembre de 2020, se presentó evidencia de agua en estado sólido en el medio interestelar, y particularmente, de hielo de agua mezclado con granos de silicato en granos de polvo cósmico . [17]

Historia del conocimiento del espacio interestelar [ editar ]

El objeto Herbig-Haro 110 expulsa gas a través del espacio interestelar. [18]

La naturaleza del medio interestelar ha recibido la atención de astrónomos y científicos a lo largo de los siglos y se ha desarrollado la comprensión del ISM . Sin embargo, primero tuvieron que reconocer el concepto básico de espacio "interestelar". El término parece haber sido utilizado por primera vez en forma impresa por Bacon (1626 , § 354-455): "El cielo interestelar ... tiene ... tanta afinidad con la estrella, que hay una rotación de eso, así como de la Starre ". Más tarde, el filósofo natural Robert Boyle  ( 1674 ) discutió "La parte interestelar del cielo, que varios de los epicúreos modernos tendrían que vaciar".

Antes de la teoría electromagnética moderna , los primeros físicos postularon que existía un éter luminífero invisible como medio para transportar ondas de luz. Se suponía que este éter se extendía al espacio interestelar, como escribió Patterson (1862) , "este flujo ocasiona un estremecimiento o movimiento vibratorio en el éter que llena los espacios interestelares".

El advenimiento de las imágenes fotográficas profundas permitió a Edward Barnard producir las primeras imágenes de nebulosas oscuras recortadas contra el campo estelar de fondo de la galaxia, mientras que la primera detección real de materia difusa fría en el espacio interestelar fue realizada por Johannes Hartmann en 1904 [19] a el uso de espectroscopía de línea de absorción . En su estudio histórico del espectro y la órbita de Delta Orionis , Hartmann observó la luz proveniente de esta estrella y se dio cuenta de que parte de esta luz estaba siendo absorbida antes de llegar a la Tierra. Hartmann informó que la absorción de la línea "K" de calcioapareció "extraordinariamente débil, pero casi perfectamente nítida" y también informó el "resultado bastante sorprendente de que la línea de calcio a 393,4 nanómetros no comparte los desplazamientos periódicos de las líneas causados ​​por el movimiento orbital de la estrella binaria espectroscópica ". La naturaleza estacionaria de la línea llevó a Hartmann a concluir que el gas responsable de la absorción no estaba presente en la atmósfera de Delta Orionis, sino que estaba ubicado dentro de una nube aislada de materia que reside en algún lugar a lo largo de la línea de visión de esta estrella. Este descubrimiento lanzó el estudio del Medio Interestelar.

En la serie de investigaciones, Viktor Ambartsumian introdujo la noción ahora comúnmente aceptada de que la materia interestelar se presenta en forma de nubes. [20]

Tras la identificación de Hartmann de la absorción de calcio interestelar, Heger (1919) detectó el sodio interestelar mediante la observación de la absorción estacionaria desde las líneas "D" del átomo a 589,0 y 589,6 nanómetros hacia Delta Orionis y Beta Scorpii .

Las observaciones posteriores de las líneas "H" y "K" de calcio de Beals (1936) revelaron perfiles dobles y asimétricos en los espectros de Epsilon y Zeta Orionis . Estos fueron los primeros pasos en el estudio de la muy compleja línea de visión interestelar hacia Orión . Los perfiles de líneas de absorción asimétricas son el resultado de la superposición de múltiples líneas de absorción, cada una correspondiente a la misma transición atómica (por ejemplo, la línea "K" de calcio), pero que ocurren en nubes interestelares con diferentes velocidades radiales .Debido a que cada nube tiene una velocidad diferente (ya sea hacia o lejos del observador / Tierra), las líneas de absorción que ocurren dentro de cada nube son desplazadas al azul odesplazado al rojo (respectivamente) desde la longitud de onda en reposo de las líneas, a través del efecto Doppler . Estas observaciones que confirman que la materia no se distribuye de manera homogénea fueron la primera evidencia de múltiples nubes discretas dentro del ISM.

Este nudo de gas y polvo interestelar de un año luz de largo se asemeja a una oruga . [21]

La creciente evidencia de material interestelar llevó a Pickering (1912) a comentar que "Si bien el medio de absorción interestelar puede ser simplemente el éter, el carácter de su absorción selectiva, como lo indica Kapteyn , es característico de un gas, y las moléculas gaseosas libres son ciertamente allí, ya que probablemente estén siendo expulsados ​​constantemente por el Sol y las estrellas ".

El mismo año , el descubrimiento de Victor Hess de los rayos cósmicos , partículas cargadas de gran energía que llueven sobre la Tierra desde el espacio, llevó a otros a especular si también invadían el espacio interestelar. Al año siguiente, el explorador y físico noruego Kristian Birkeland escribió: "Parece ser una consecuencia natural de nuestros puntos de vista suponer que todo el espacio está lleno de electrones e iones eléctricos voladores de todo tipo. Hemos asumido que cada estelar El sistema en las evoluciones arroja corpúsculos eléctricos al espacio. Por lo tanto, no parece descabellado pensar que la mayor parte de las masas materiales del universo se encuentra, no en los sistemas solares o nebulosas , sino en el espacio 'vacío' "(Birkeland 1913 ).

Thorndike (1930) señaló que "difícilmente se podría haber creído que las enormes brechas entre las estrellas están completamente vacías. No es improbable que las auroras terrestres estén excitadas por partículas cargadas emitidas por el Sol . Si los millones de otras estrellas también están expulsando iones , como es indudablemente cierto, no puede existir un vacío absoluto dentro de la galaxia ".

En septiembre de 2012, los científicos de la NASA informaron que los hidrocarburos aromáticos policíclicos (PAH) , sometidos a las condiciones del medio interestelar (ISM) , se transforman, mediante hidrogenación , oxigenación e hidroxilación , en compuestos orgánicos más complejos , "un paso en el camino hacia los aminoácidos y nucleótidos. , las materias primas de proteínas y ADN , respectivamente ". [22] [23] Además, como resultado de estas transformaciones, los PAH pierden su firma espectroscópicalo que podría ser una de las razones "de la falta de detección de PAH en los granos de hielo interestelar , particularmente en las regiones externas de nubes frías y densas o en las capas moleculares superiores de los discos protoplanetarios ". [22] [23]

En febrero de 2014, la NASA anunció una base de datos muy mejorada [24] para rastrear los hidrocarburos aromáticos policíclicos (HAP) en el universo. Según los científicos, más del 20% del carbono del universo puede estar asociado con los HAP, posibles materiales de partida para la formación de vida . Los PAH parecen haberse formado poco después del Big Bang , están muy extendidos por todo el universo y están asociados con nuevas estrellas y exoplanetas . [25]

En abril de 2019, los científicos, trabajando con el Telescopio Espacial Hubble , informaron de la detección confirmada de moléculas ionizadas grandes y complejas de buckminsterfullereno (C 60 ) (también conocidas como "buckyballs") en los espacios intermedios interestelares entre las estrellas . [26] [27]

Ver también [ editar ]

  • Máser astrofísico
  • Banda interestelar difusa
  • Campo magnético estelar fósil
  • Heliosfera
  • Lista de moléculas interestelares y circunestelares
  • Lista de artículos de física del plasma
  • Región de fotodisociación

Referencias [ editar ]

Citas [ editar ]

  1. ^ Herbst, Eric (1995). "Química en el medio interestelar". Revisión anual de química física . 46 : 27–54. Código Bibliográfico : 1995ARPC ... 46 ... 27H . doi : 10.1146 / annurev.pc.46.100195.000331 .
  2. ↑ Boulanger, F .; Cox, P .; Jones, AP (2000). "Curso 7: Polvo en el Medio Interestelar". En F. Casoli; J. Lequeux; F. David (eds.). Astronomía espacial infrarroja, hoy y mañana . pag. 251. Bibcode : 2000isat.conf..251B .
  3. ↑ a b c ( Ferriere 2001 )
  4. ^ Nelson, Jon (2020). "Voyager - Misión interestelar" . NASA . Consultado el 29 de noviembre de 2020 .
  5. ^ "Los pilares de la creación revelados en 3D" . Observatorio Europeo Austral. 30 de abril de 2015 . Consultado el 14 de junio de 2015 .
  6. ^ Starr, Michelle (19 de octubre de 2020). "La nave espacial Voyager detecta un aumento en la densidad del espacio fuera del sistema solar" . ScienceAlert . Consultado el 19 de octubre de 2020 .
  7. ^ Kurth, WS; Gurnett, DA (25 de agosto de 2020). "Observaciones de un gradiente de densidad radial en el medio interestelar muy local por la Voyager 2" . Las cartas de la revista astrofísica . 900 (1): L1. Código Bib : 2020ApJ ... 900L ... 1K . doi : 10.3847 / 2041-8213 / abae58 . Consultado el 19 de octubre de 2020 .
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  9. ^ Mathis, JS; Rumpl, W .; Nordsieck, KH (1977). "La distribución de tamaño de los granos interestelares". Revista astrofísica . 217 : 425. Bibcode : 1977ApJ ... 217..425M . doi : 10.1086 / 155591 .
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  11. ^ Samantha Blair. "Interferencia del medio interestelar (video)" . Charlas SETI .
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Fuentes [ editar ]

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Enlaces externos [ editar ]

  • Freeview Video 'Química del espacio interestelar' William Klemperer, Universidad de Harvard. Un discurso institucional real del Vega Science Trust.
  • El medio interestelar: un tutorial en línea