MEDIO INTERESTELAR Introducción a las Ciencias de la Tierra y el Espacio II 2016 The Horsehead Nebula (Fuente: http://apod.nasa.gov)

Magela Pérez Vezoli - CTE II 2016 Introducción: evidencias de la existencia de MI. Composición y fuentes de material Procesos dinámicos Morfología Ecosistema galáctico Magela Pérez Vezoli - CTE II 2016

¿Cómo sabemos que existe MI? 1 ¿Cómo sabemos que existe MI? Nubes oscuras en la Vía Láctea (Herschel, Barnard 1919) Extinción en el plano de galaxias espirales Polvo y gas correlacionados Nubes oscuras en nuestra galaxia. Magela Pérez Vezoli - CTE II

Magela Pérez Vezoli - CTE II Dos imágenes en diferentes regiones del espectro que evidencian la extinción en el plano de la galaxia espiral NGC 891. Magela Pérez Vezoli - CTE II

Polvo y gas correlacionados Magela Pérez Vezoli - CTE II

Efectos observables del MI Atenuación/extinción del continuo (absorción + difusión): granos de polvo a todas longitudes de onda Polarización de la luz Emisión del gas: HI 21 cm, líneas de recombinación del H, líneas prohibidas excitadas colisionalmente, líneas moleculares Absorción del gas: moléculas (H2, OH, CO, etc), átomos (HI, DI, NI, OI, etc), iones (CII, SiII, NII, etc) Emisión térmica del polvo en IR Magela Pérez Vezoli - CTE II

Efectos observables del MI Imagen de falso color en el UV de la Galaxia del Remolino (M51). (Satélite GALEX.) Se observan regiones de formación estelar como fuentes brillantes en el UV. Las bandas de polvo aparecen en color oscuro. La emisión UV de la compañera (M51b) es completamente extinguida por el disco de M51a. Magela Pérez Vezoli - CTE II

Magela Pérez Vezoli - CTE II Imagen óptica. (Sloan Digital Sky Survey (SDSS)) Los brazos espirales muestran un color azul debido a la presencia de estrellas jóvenes azules, mientras que las estrellas más viejas contribuyen en las bandas más rojas. La extinción por polvo es aún evidente en el óptico. Imagen de infrarrojo medio (Satélite Spitzer.) La emisión a 3.6 µm (azul) traza la población estelar vieja, mientras que a 8 (verde) y 24 µm (rojo) domina la emisión del medio interestelar, PAHs y polvo caliente, respectivamente. Magela Pérez Vezoli - CTE II

Magela Pérez Vezoli - CTE II Imagen en infrarrojo lejano (FIR). (Satélite europeo Herschel, (PACS).) Azul, verde y rojo en esta imagen representan la emisión del polvo a 70 µm, 100 µm y 160 µm, respectivamente. Emisión de la molecular de CO a 2.6 mm. (Interferómetro CARMA.) El gas se comprime tras el paso de las ondas de densidad, por lo que los brazos espirales están muy bien definidos aquí. Esto da lugar a la presencia de gran número estrellas recién formadas en estos brazos. Magela Pérez Vezoli - CTE II

Composición y Fuentes de material 2 Composición y Fuentes de material Magela Pérez Vezoli - CTE II

Magela Pérez Vezoli - CTE II Fuentes de material El MI y las estrellas coexisten y evolucionan conjuntamente: éstas se forman a partir de nubes moleculares densas de la que heredan su composición química: las estrellas liberan energía (radiación estelar, energía mecánica) y depositan masa en el MI: estrellas azules envían gas caliente; gigantes rojas y frías también, aunque a menor velocidad en las explosiones de SN la mayor parte del material es expulsado. el material devuelto al MI por las supernovas y gigantes rojas tiene su composición alterada respecto a la del gas original (evolución estelar) El acrecimiento de gas externo a la galaxia también proporciona gas al MI Magela Pérez Vezoli - CTE II

Composición del MI Gas: Principalmente átomos (1e-10 m) y algunas moléculas (1e-9 m). Estado: 50% atómico (neutro e ionizado), 50% molecular Abundancia en masa: H 60%, He 30%, trazas de metales con abundancias solar (carbono, oxigeno, silicio, magnesio, hierro) Abundancia en numero: H 90%, He 10% Densidad: 0.025 Msol/pc3 (1.85e-24 g/cm3) (1 partícula/ cm3) El gas constituye el 99% de la masa del MI Magela Pérez Vezoli - CTE II

Magela Pérez Vezoli - CTE II

Polvo: El polvo constituye el 1 % de la masa del MI . Partículas de 10e-7 m (opacidad para longitudes de onda cortas en Visible) Comprende la mayor parte de elementos mas pesados que el He Composición: se deduce por su efecto de extinción de la radiación. Indicios de Si, grafito y Fe; ‘hielo sucio’: hielo de agua contaminado con metano y amoniaco, C puro, hollín, C en estructuras grandes, planas y circulares como el coreneno (PAH), esferas de C como el C60 llamados furelenos. El polvo constituye el 1 % de la masa del MI Magela Pérez Vezoli - CTE II

Magela Pérez Vezoli - CTE II Los granos de polvo son elongados Polarizan la luz de una fotosfera estelar, de acuerdo a su alineación Carburo de Silicio Grano de polvo capturado en la alta atmosfera Magela Pérez Vezoli - CTE II

Magela Pérez Vezoli - CTE II Origen del polvo: Capas externas de las Gigantes Rojas, que son tan frías como para permitir la condensación de partículas solidas a partir del gas. La presión de radiación se encarga de enviar este material, mezclado con el gas, al MI. Así es como las Gigantes Rojas devuelven parte de su material al MI. Magela Pérez Vezoli - CTE II

Magela Pérez Vezoli - CTE II Hidrocarburos Policíclicos Aromáticos (PAHs): Son moléculas planas de carbono e hidrogeno (en forma de hexágonos, su esqueleto parece rejilla) son comunes en el carbón y en los humos del escape de los automóviles y pueden ser el tipo de moléculas orgánicas mas abundantes en el universo son responsables de las bandas interestelares difusas Izq.: Espectro IR de una gigante roja frente al espectro del coreneno obtenido en laboratorio. Der.: Espectro IR del hollín del escape de un diésel frente al de la nebulosa de Orión. Magela Pérez Vezoli - CTE II

Magela Pérez Vezoli - CTE II Densidad del polvo: 0.002 Msol/pc3 (1 partícula / 1e6 m3). densidad polvo/densidad gas = 0.01 Distribución: gas y polvo se encuentran mezclados: donde hay alta densidad de gas, también lo hay de polvo. Magela Pérez Vezoli - CTE II

Magela Pérez Vezoli - CTE II K Rayos Cósmicos: Composición: 84 % núcleos de H (protones), 14 % nucleos de He (partículas alfa), 1% otros núcleos, 1% electrones y positrones Energía: 1e9 eV/particula media. Espectro de 1e6 a 1e20 eV Densidad de energía: 1.5 eV/cm3. 1 partícula/1e3 m3 Magela Pérez Vezoli - CTE II

Magela Pérez Vezoli - CTE II Procesos dinámicos 3 Magela Pérez Vezoli - CTE II

Magela Pérez Vezoli - CTE II El MI no se encuentra en equilibrio dinámico, ni físico, ni químico: diferentes partes se encuentran a T y N muy distintas. Causas: las fuentes de energía están muy localizadas La E de las estrellas produce unas condiciones muy especiales en su vecindad La inyección de energía en el MI es muy pequeña en relación a su volumen -> temperatura media baja Magela Pérez Vezoli - CTE II

Magela Pérez Vezoli - CTE II El gas no se encuentra en ningún sitio en equilibrio termodinámico: mayor velocidad en zonas a mayor T: Movimientos suficientemente rápidos -> liberación de moléculas -> materia gaseosa Mayor temperatura -> se deshacen las moléculas -> gas atómico Temperatura aun mayor -> el gas se ioniza Magela Pérez Vezoli - CTE II

Magela Pérez Vezoli - CTE II PARADOJA En la atmósfera terrestre: el aire es molecular, fundamentalmente compuesto de O2 y N2 ya que su T es baja. El MI, a pesar de ser frio, difuso y de baja densidad, tiene elementos ionizados (H, Na, Ca, etc): los fotones son muy energéticos, pero la densidad de radiación estelar es pequeña -> fotones tienen energía necesaria para destruir moléculas, pero el número total es suficientemente bajo para que, en promedio, el MI sea frío. Magela Pérez Vezoli - CTE II

Magela Pérez Vezoli - CTE II 4 Morfología Nebulosa de Emisión (M16) Nebulosa de Absorción (Barnard 163) Magela Pérez Vezoli - CTE II

Magela Pérez Vezoli - CTE II Las estrellas se encuentran muy separadas entre si -> MI muy frio (apenas por encima del cero absoluto) Densidad media (Vía Láctea): n=1 átomo de H / cm3 La temperatura y la densidad son muy variables de un lugar a otro: 5 k < T < 1e6 K 0.001 < N < 1e4 átomos/cm3 Magela Pérez Vezoli - CTE II

Magela Pérez Vezoli - CTE II Existen diferentes estructuras del MI que se caracterizan por valores particulares de T y N: HI caliente, HI frío Nubes frías y densas rodeadas de un medio mas caliente y tenue. La existencia de nubes incluidas en un medio difuso es una consecuencia de los fenómenos de enfriamiento y calentamiento: Calentamiento: absorción de fotones por los átomos, proporcional al numero de átomos Enfriamiento: intercambio de energía por colisiones, proporcional al cuadrado del numero de átomos Magela Pérez Vezoli - CTE II

Magela Pérez Vezoli - CTE II I.a. Nubes frías atómicas: Se distribuyen en filamentos u hojas mas o menos densas. Ocupa una pequeña fracción del MI. Se observa en absorción. Magela Pérez Vezoli - CTE II

Magela Pérez Vezoli - CTE II J K I.b. Gas atómico caliente Se observa en las exploraciones de HI en emisión. Llena el plano galáctico. Vía Láctea en HI 21 cm Magela Pérez Vezoli - CTE II

Magela Pérez Vezoli - CTE II K L I.c. Gas coronal: Nombre proviene de su similitud con la coronal solar. Se detecta con satélites de rayos X. Se extiende fuera del disco como fuentes con gas retornando. Aparece formando burbujas. Magela Pérez Vezoli - CTE II

Magela Pérez Vezoli - CTE II Nubes Moleculares (Nebulosas de absorción): No están en balance de presión. Densidades enormes: polvo y gas mezclados bloquean el paso de la radiación estelar. H en forma molecular (H2): difícilmente observable -> las nubes moleculares se cartografían en CO Magela Pérez Vezoli - CTE II

Magela Pérez Vezoli - CTE II Química en nubes moleculares: La formación de moléculas es un proceso difícil: para que dos átomos de H formen una molécula deben perder energía y encontrarse cerca. Esto es complicado en una nube interestelar donde la densidad de H es relativamente baja -> Los granos de polvo actúan como catalizadores Las moléculas de las nubes densas están apantalladas de radiación estelar por el polvo reacción química entre ion átomo: reacción de intercambio de carga: Magela Pérez Vezoli - CTE II

Magela Pérez Vezoli - CTE II Nube Molecular Barnard 68 Magela Pérez Vezoli - CTE II

Magela Pérez Vezoli - CTE II Regiones HII (Nebulosas de emisión): Nubes de H ionizado rodeando a estrellas jóvenes y calientes. Asociados a nubes moleculares densas y frías. No se encuentran en balance de presión sino expandiéndose: al cabo de unos millones de años el gas se dispersa en el MI. Proceso de formación estelar es muy ineficiente -> desperdicio. Las regiones HII son claves para entender los procesos de formación estelar Magela Pérez Vezoli - CTE II

Magela Pérez Vezoli - CTE II

Nebulosas planetarias:  Nebulosa de emisión consistente en una envoltura brillante en expansión de plasma y gas ionizado, expulsada por las gigantes rojas al final de su vida (cuando se agota el combustible nuclear). Su nombre se debe a su apariencia similar a la de planetas gigantes, aunque no tienen relación directa con planetas. Se forman a partir de estrellas de entre 0.8 y 8 masas solares (las estrellas con masa mayor dan lugar a supernovas) Masa entre 0.1 y 1 Masa Solar. Densidad entre 100 y 10000 partículas/cm3. Tiempo de vida: 10000 años Magela Pérez Vezoli - CTE II

Magela Pérez Vezoli - CTE II NGC 7027 Mz3 Abell 7 NGC 5189 Magela Pérez Vezoli - CTE II

El ecosistema galáctico 5 El ecosistema galáctico Medio Interestelar Local Magela Pérez Vezoli - CTE II

Magela Pérez Vezoli - CTE II Estructura del MI parecida a una esponja: zonas densas y frías llenas de agujeros de gas coronal de baja densidad y altísima temperatura. Volumen del MI dominado por gas atómico difuso y caliente, ‘enredado’ con bolsas de gas muy caliente e ionizado muy esparcido. Moteando al MI aparecen nubes mas densas que ocupan poco espacio pero suponen el grueso de su masa. Magela Pérez Vezoli - CTE II

Magela Pérez Vezoli - CTE II La Galaxia es un sistema interconectado por retroalimentación Este sistema es estable: – Sus propiedades medias (globales) varían muy lentamente con el tiempo. – La estabilidad de este sistema se demuestra observando galaxias espirales similares a la nuestra que han evolucionado de forma independiente. Diferencias considerables a pequeña escala. (Esto es lo que la hace que su estudio sea complejo y que deba combinar estudios a diferentes escalas espaciales) Magela Pérez Vezoli - CTE II

Magela Pérez Vezoli - CTE II Ciclo estrellas – MI: Una nube grande y fría colapsa bajo su propia gravedad en el disco de la Galaxia. La contracción provoca el calentamiento de la nube. Como resultado, el colapso se para hasta que se libere energía por radiación en las líneas del CO y otras moléculas. Finalmente el colapso resulta en formación de estrellas Las estrellas a lo largo de toda su evolución devuelven material al MI. Magela Pérez Vezoli - CTE II

Magela Pérez Vezoli - CTE II

Magela Pérez Vezoli - CTE II En un millón de años todas las nubes moleculares colapsarían para producir estrellas, pero… las estrellas recién formadas deshacen las nubes en las que se formaron y las dispersan hacia un medio menos denso Las explosiones de SN soplan gas incluso fuera del disco de la Galaxia, dejando grandes burbujas vacías. Un ritmo muy alto de SN habría dejado la Galaxia sin gas. (Solo las estrellas muy masivas acaban como SN) Aprox. 20 % de la masa que forma estrellas se recicla retornando al MI: la cantidad de gas interestelar de la Galaxia decrece lentamente. Parte del gas se recupera con el acrecimiento de gas externo. Magela Pérez Vezoli - CTE II