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Introducción al medio interestelar
Dr. Sergio Ariel Paron
Instituto de Astronomía y Física del Espacio
CONICET - UBA
Curso Asociación Argentina Amigos de la Astronomía - Junio 2012
Organización del curso:
Clase 1: Introducción básica. Fases y componentes del
medio interestelar (MIE).
Clase 2: Moléculas en el MIE. Procesos químicos y
físicos.
Clase 3: Formación de estrellas
planetas y vida.
Clase 4: ¿Cómo estudiamos el MIE? Técnicas
observacionales modernas. Análisis de datos.
Búsqueda en base de datos.
Noticias Interestelares en facebook:
http://www.facebook.com/pages/Noticias-Interestelares
Las clases se podrán ir bajando de la web de:
http://cms.iafe.uba.ar/sparon/divulg.html
mi mail: sparon@iafe.uba.ar
Clase 1
Introducción básica.
Fases y componentes del medio interestelar (MIE).
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
La Vía Láctea:
En una noche oscura
vemos muchísimas
estrellas y demás
“estructuras extrañas”
Medio Interestelar (MIE)
Medio Interestelar
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 átomos / 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.
Representaciones de la “burbuja local” del MIE dónde el Sol se encuentra inmerso
Pongamos un poco de orden
Fases del MIE
H molecular
H atómico
neutro
H atómico
ionizado
273 K = 0 C
Regiones HII
Medio ionizado y frío
Medio ionizado y tibio
(componentes difusas)
Medio neutro y frío
(componente difusa con algunas
concentraciones más densas)
Nubes moleculares
Gas coronal
material molecular
Aquí se forman las
estrellas
Estructuras interesantes: Nubes Moleculares
El estudio del MIE es el “link” entre las escalas estelares y galácticas
Clasifiquemos las Nubes moleculares
1pc ~ 3 a. l.
Masa solar
DATO PARA TENER EN CUENTA
Un año luz es el recorrido que realiza un rayo de luz durante un
año de viaje
velocidad de la luz = 300.000 km/s
Un año posee 31.536.000 segundos. Entonces si por cada segundo un
haz de luz avanza 300.000 km, al cabo de un año habrá recorrido:
300.000 km/s x 31.536.000 seg. = 9.460.800.000.000 km.
¡¡¡es decir que un año luz = 9.460.800.000.000 km!!!
Nube molecular gigante de Orion
(Complejo)
~ 1500 años luz de distancia
~ cientos de años luz de tamaño
Nubes Oscuras
Capullos de formación estelar
“Zoom” hacia el centro de Orion
(Clase 3)
Composición de las nubes moleculares en general:
Átomos: H, C, S, O, etc.
Moléculas: H2, CO, CH3OH,
muchas!
Polvo: pequeños granitos
sólidos
Clase 2
(química)
Sabemos de la existencia de átomos, moléculas y polvo porque emiten
radiación en distintas longitudes de onda:
¿Cómo emiten y cómo detectamos dicha radiación?
Clase 4
Una anécdota “extravagante”:
En particular, el polvo interestelar (compuesto
básicamente por grafito y silicatos) emite radiación
en el IR, luego de absorber radiación UV.
Fred Hoyle proponía que esta
extinción la podía causar bacterias
o algas interestelares.
Estructuras interesantes e importantes del MIE:
Estrellas de muy alta masa
Regiones HII
Remanentes de Supernova
etapas de la vida/muerte de una estrella
con gran influencia en su entorno
Estrellas de muy alta masa
Sus vientos y eyecciones de
materia alteran el medio
circumestelar e interestelar.
Estos choque pueden
inducir la formación
de nuevas estrellas (?)
Regiones HII
Una estrella joven de tipo OB ioniza
su entorno, formando “una burbuja”
de material ionizado.
ionización a través de fotones UV
La estrella también pierde
masa a través de “vientos”
¡¡y la expansión puede
formar nuevas estrellas!!
Ionización por radiación UV
Fotoionización
Roseta
UV
Luego el material ionizado
emite radiación en distintas
longitudes de onda.
Explosiones de Supernova  Remanentes de Supernova
Estrellas
Las estrellas de mayor masa:
hidrógeno (H)
fusión nuclear
helio (He)
Animación de una explosión de Supernova
libera muchísima energía
La explosión de Supernova
libera todos los elementos que
la estrella formó
genera nuevos elementos
(más pesados)
nubes interestelares
nuevas estrellas
Estos elementos liberados
participarán en la formación de
nuevos planetas
posibles seres vivos
Lo que queda luego de la explosión
Kepler
~ 5 kpc
Remanentes de Supernova
Onda de choque que avanza.
Estrella de neutrones.
Inyecta turbulencia en el MIE.
Crea y destruye moléculas y
granos de polvo.
Crab
~ 2 kpc
Remanente de Supernova W44 en continuo de radio a 1420 MHz
RSN W44
Estrella naciendo:
confirmado con la
observación de
moléculas.
En color: emisión en
infrarrojo medio
Contornos blancos: emisión
en radio del Remanente de
SN W44 y la región HII
estudiada.
Región HII
Otros componentes importantes del MIE:
Campos de radiación
Campos magnéticos
Rayos cósmicos
Campos de radiación
del Big Bang
radiación cósmica de fondo
plasmas calientes
estrellas
polvo - moléculas
procesos sincrotrón
partículas aceleradas por campos
magnéticos. Ej: continuo de RSNs.
Campos magnéticos
bobina
En las nubes moleculares los campos suelen
ser de ~ 0.00003 Gauss
Imán de heladera ~ 100 Gauss
Tierra ~ 0.6 Gauss
Resonancia Magnética ~ 10000 Gauss
Líneas de campo de una estrella
Rayos cósmicos
Partículas (protones, He, elementos pesados, electrones)
aceleradas a muy altas energías viajando por el MIE.
Uno de tantos procesos…
física de partículas
Resumen Clase 1
El MIE no es un medio vacío
El MIE es un medio de muy alta complejidad
Nosotros estamos inmersos en este medio
El estudio del MIE es el paso intermedio entre las
escalas estelares y las galácticas
En el MIE se encuentra todo el material para formar
estrellas, planetas y vida
Necesario para la siguiente clase:
Buscar / recordar el concepto de átomos y moléculas
Tener en mente algunas reacciones de química básica (cualquier libro de
química de colegio).
Si se tiene, traer o darle un vistazo a una Tabla Periódica.
Tabla Periódica