medio interestelar
En astronomía , el medio interestelar ( ISM ) es la materia y la radiación que existe 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 generan 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 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 se ioniza principalmente 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 a nivel del mar, y 10 10 moléculas por cm 3 (10 mil millones de moléculas por cm 3 ) para una cámara de alto vacío de laboratorio. 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 la jerga astronómica. 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 del 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, lo que finalmente contribuye a las nubes moleculares y repone el 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 llegó al ISM el 25 de agosto de 2012, convirtiéndose en el primer objeto artificial de la Tierra en hacerlo. El plasma y el polvo interestelar se estudiarán hasta la fecha estimada de finalización de la misión de 2025. Su gemela Voyager 2 ingresó al ISM el 5 de noviembre de 2018. [4]
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 consiste en nubes de hidrógeno neutro y molecular, y una fase entre nubes cálida ( T ~ 10 4 K ), que consiste en gas neutro e ionizado 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 formó la base para estudios posteriores durante las últimas tres décadas. Sin embargo, las proporciones relativas de las fases y sus subdivisiones aún no se comprenden bien. [3]
