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El medio interestelar y la
formación de estrellas
Sergio Paron y Martín Ortega
Instituto de Astronomía y Física del Espacio
CONICET - UBA
Adrogué 2011
Contactos y material:
http://cms.iafe.uba.ar/sparon/divulg.html
Noticias Interestelares en facebook:
http://www.facebook.com/pages/Noticias-Interestelares/188837454501372
Antes que nada, entendamos en donde estamos parados…
El Sol, una estrella más entre miles de millones que
forman la Vía Láctea…
La Vía Láctea, una galaxia más entre miles de
millones que forman el Universo…
Las galaxias se agrupan
en cúmulos
Los cúmulos se agrupan
en supercúmulos
Hubble - campo profundo
El Universo en gran escala se vería así:
Cúmulos de galaxias
“Radio” del Universo conocido ~14 mil millones de años luz
Volviendo…
nosotros vivimos en una típica galaxia espiral (Vía Láctea)
100.000 años luz
1012 masas solares
1011 estrellas
La Vía Láctea:
En una noche oscura
vemos muchísimas
estrellas y demás
“estructuras extrañas”
Medio Interestelar (MIE)
Medio Interestelar
(MIE)
El medio que se encuentra entre las estrellas
Pero… ¿qué es? ¿qué hay?
¿está vacío?
Si comparamos, en promedio, parecería ser un vacío casi absoluto:
Ultra alto vacío (laboratorio): 10-9 – 10-11 torr
(1 torr = 0.0013 atm)
MIE: 10-17 torr
medio de muy baja densidad
Hasta principios del S.XX se pensaba que el
MIE estaba vacío
Si el MIE está vacío ¿qué son estas estructuras que se observan?
¿No hay estrellas o hay “algo” que las oculta?
Por supuesto hoy en día sabemos que son enormes estructuras gaseosas
…comúnmente llamadas Nubes Moleculares.
Todo en el Universo, en particular todo dentro de nuestra
Galaxia, se encuentra inmerso en un medio de baja densidad,
no homogéneo, compuesto por gases y componentes sólidos.
Existen regiones de mayores y menores densidades
Datos:
Atmósfera terrestre (en promedio): 2.7  1019 moléculas por cm3
MIE (en promedio): 1 átomo / molécula por cm3
se puede llegar a 107 – 108 cm-3
Inmerso en este medio hay estrellas (nuevas, jóvenes, viejas, muertas),
planetas y tal vez seres vivos...
Nuestro sistema solar, por supuesto, también está inmerso
en una estructura similar.
Estructuras interesantes: Nubes Moleculares
El estudio del MIE es el “link” entre las escalas estelares y galácticas
Estructuras gaseosas de cientos y miles de años luz
de tamaño.
Nube molecular gigante de Orion
~ 1500 años luz de distancia
~ cientos de años luz de tamaño
¿Qué procesos importantes
ocurren dentro?
Capullos de formación estelar
“Zoom” hacia el centro de Orion
formación estelar en Serpens visto en IR
Composición de las nubes moleculares:
Átomos: H, C, S, O, etc.
Moléculas: H2, CO, CH3OH,
muchas!
Polvo: pequeños granitos
sólidos
Todo comienza en las estrellas…
Hidrógeno (H)
fusión nuclear
Helio (He)
Fusión nuclear
Hidrógeno (H)
2H
3He
Helio (He)
4He
Las estrellas de mayor masa (las más pesadas) realizan más
procesos de fusión nuclear
Y así continúan con la fusión generando más elementos...
cuando se acaba la fusión
la estrella explota (Supernova)
Tabla Periódica
Gran parte de los
elementos más pesados
se sintetizan durante la
explosión de Supernova
Todo lo que conocemos se generó en una
estrella
Cualquier átomo de nuestro cuerpo alguna vez estuvo
dentro de una estrella
Por ejemplo:
el calcio (Ca) de nuestros huesos
el hierro (Fe) de nuestra sangre
Atmósfera terrestre (en promedio): 2.7  1019 átomos / moléculas cm-3
Agua: 3.34  1022 moléculas cm-3
Altas densidades
muchas reacciones químicas
Reacciones químicas características
en nuestro planeta:
A+B
AB
C + AB
AB
A+B
AC + B
(química neutra)
Cloruro de Hidrógeno
Su solución acuosa forma el Ácido clorhídrico
MIE (en promedio): 1 H2 cm-3
Bajas densidades
Sin embargo se da una química muy
compleja con la existencia de muchas
moléculas orgánicas.
¿Qué tipo de reacciones químicas se producen en tan
bajas densidades y son capaces de formar moléculas complejas?
Abundante en el MIE
Radiación
La fotoionización produce iones
(moléculas o elementos con carga
eléctrica)
Colisiones con rayos cósmicos también pueden ionizar…
Reacciones ion - molécula
C + UV  C+ + e-
+
H2 + RC  H2+ + e- + RC
Luego los iones, a través de su carga eléctrica, pueden fácilmente
intervenir en cadenas muy grandes de reacciones.
C + UV  C+ + e-
El C+ se encuentra con alguna especie neutra:
+
se atraen y se “juntan”
+
Ejemplo de una cadena de reacciones
relativamente sencilla donde intervienen iones
Reacciones en las superficies de granos de polvo:
Granos de polvo
pueden actuar como catalizadores
Olivinas  Fosterita (Mg2SiO4)
el manto terrestre: olivina
(Mg,Fe,Mn)2SiO4
¿Cómo se forman los granos de polvo?
En las capas exteriores de estrellas
viejas ricas en O y C
En las explosiones de Supernova
Reacción sumamente importante:
H + H + grano  H2 + grano
Otras reacciones:
Las moléculas más complejas se forman aquí
Reacciones de química neutra:
asociación radiativa:
A + B  AB +
fotodisociación:
+ AB  A + B
reacc. de 3 cuerpos: A + B + C  AB + C
intercambio neutro:
AB + C  BC + A
Por lo general se necesitan distancias muy pequeñas
entre los reactivos y energías elevadas.
Reacciones importantes en los ambientes de más alta densidad:
• Núcleos más densos de las nubes.
• Atmósferas estelares
• Atmósferas planetarias
• Raramente en regiones de densidades medias (del MIE)
Formación de CO en el MIE:
NH3 (amoníaco)
H2O (agua)
H2CO (formaldehido)
Algunas moléculas interesantes del MIE
CH3CH2OH
(alcohol etílico)
NaCl
(cloruro de sodio)
SO2
(dióxido de azufre)
C6H6
(benceno y similares)
NH2CH2COOH
(Glicina)
¿Cómo “vemos” a las moléculas?
Básicamente…
Por ejemplo una molécula
realiza rotaciones
Gasta energía – la pierde en
forma de radiación
(en ondas de radio – mm y sub mm)
Transiciones electrónicas: ocurren entre los estados electrónicos de la
molécula. Temp ~ 10000 K. La radiación que
emiten estará en el visible y en el UV.
Transiciones vibracionales: ocurren por la oscilación de los núcleos de la
molécula. Temp ~ 1000 – 3000 K. La radiación
que emiten estará en el IR.
Transiciones rotacionales: ocurren por la rotación de la molécula.
Temp ~ 10 – 100 K. La radiación que
emiten estará en el IR lejano y milimétrico.
Y las moléculas nos dan información…
Ejemplo:
Detección de la emisión del CS
Para que el CS se excite y rote
con una dada energía se necesitan:
Densidades ˃ 107 cm-3
Temperaturas ˃ 60 K
Otro ejemplo:
Emisión maser del OH a 1720 MHz
maser
como un laser pero en ondas de radio
Se necesitan altas densidades y
choques fuertes para generar esta
emisión.
Interacción de RSN con nubes moleculares
se conocen más de 130
especies moleculares
Moléculas en el Medio Interestelar
informan las condiciones
físicas y químicas del medio
Conocemos más de 130 moléculas interestelares
http://www.astrochymist.org/astrochymist_ism.html
Resumen de la primer parte…
En el MIE se produce una química muy rica
Se generan muchas moléculas
Hay moléculas orgánicas
Algunas de ellas “prebióticas”
En el MIE se encuentra todo el material para formar
estrellas, planetas y vida…