Medio interestelar en galaxias (ISM)

Ejemplo: galaxia del Sombrero, polvo y gas.

El ISM es: –La materia entre estrellas –La “atmósfera” de una galaxia El ISM contiene información sobre temperatura, presión, etc. de una galaxia –Define el tipo morfológico de una galaxia La distribución del en una galaxia define en gran medida su tipo de Hubble.

Normalmente, hablar del ISM implica el ISM local o de la Vía Láctea. Se supone entonces que el ISM en otras galaxias es similar, aunque hay bastantes datos sobre el ISM en otras galaxias. El ISM es crucial en la evolución de una galaxia en cuanto que está supuestamente abastecido por el material proveniente de formación estelar y en su seno (nubes densas de gas y polvo) se siguen produciendo nuevas estrellas.

Constituyentes principales del ISM: Gas y polvo que representa ~1-10% de la masa de una galaxia como la nuestra. El gas está en fases distintas que se supone están en equilibrio (o cuasi) de presión; Gas frío y neutro (CNM) Caliente y neutro (WNM) Caliente y ionizado (WIM) Muy caliente y ionizado (HIM) Nubes moleculares, pero éstas no están en equilibrio (MM) Además: Campos magnéticos con ~1/3 de la densidad de energía del ISM Rayos cósmicos, que probablemente representan otro ~1/3 de la densidad de energía del ISM

Propiedades estándard FaseEstado del HT (K)n (cm -3 )f, m f HIMH II10 6 ~ %, traza WIMH II %, 15% WNMH I3-8 x %, 35% CNMH I %, 10% MMH2H %, 40%

Modos de detección Trazadores a lo largo del espectro: –Líneas de emisión: e.g. H  (óptico), H I (radio), CO (milimétricas), líneas de recombinación (H109  en radio) –Líneas de absorción e.g. HI, Ca, Na, Fe –Emisión térmica (contínuo) e.g. PAH emisión (12  m), regiones H II (radio, infrarrojo, óptico, mm, …), plasma difuso caliente (rayos X) –Emisión no térmica (contínuo) e.g. radiación sincrotrón del medio magnetoiónico –Absorción y scattering e.g. granos de polvo (rayos X, UV, óptico) –Reflexión e.g. polvo (óptico) –Dispersion y scintillation e.g. señales dispersadas de pulsares

Ecuación de transferencia radiativa:

Medio ionizado caliente "Coronal gas” –n ~ cm -3 –T ~ (5-10) x 10 6 K –f ~ 0.40? - difícil de saber Observado en líneas de O VI en absorción en estrellas Emisión X-ray/UV Origen: –Interiores calientes de remanentes de supernova? NGC 4631: X-rays (azul) UV de estrellas & regiones H II regions (rosa)

Medio ionizado templado Dos componentes principales: –Medio en regiones H II (grumoso) Confinado en el disco con una escala de espesor de pc, coincidente con las estrellas Burbujas ionizadas producidas by fotones UV alrededor de estrellas calientes –El medio difuso, or “Reynolds Layer” Emisión H  débil en todo el cielo, escala de espesor 1 kpc T~8000 K, n e = n H+ ~ 0.1 cm -3 ¿Cómo está ionizado? ¿Son las estrellas O suficientes?

Medio ionizado templado “grumoso” N44C es una región H II alrededor de una estrella de 75,000K Superburbuja N44 HST H , O III Credit:D. Garnett & the Hubble Heritage Team 15 pc

Medio ionizado templado difuso Wisconsin H  mapper (WHAM)

Hidrógeno Atómico (H I ) El hidrógeno atómico es el componente más abundante del ISM, >90% Se detecta H I en absorción (y traza el medio frío neutro) y en emisión (y traza el medio templado neutr) –Estas dos fases pueden coexistir dentro de un rango estrrecho de presiones H I es un trazador excelente de la cinemática galáctica –Movimientos de bloque (brazos espirales) –Regiones como H II, conchas de H I H I presenta estructura a todas las escalas –H I en emisión ~0.1 pc a unos pocos kpc –H I en absorción ~pocas AU a decenas de pc Con el H I no siempre es fácil determinar densidad de gas y T –H I en emisión traza la densidad columna si gas is opticamente delgado (y no siempre lo es!) –H I en absorción mide la temperatura pesada por la densidad columna

Hidrógeno frío Detectado por auto-absorción HI en emisión de fondo es absorbido por HI frio Temperaturas tan bajas como ~ 20 K (Dickey et al. 2003)

Hidrógeno frio (nubes)

Gas molecular La mayor parte de gas molecular es H 2 que es dificil de detectar –Detecciones de H 2 por líneas de absorción en el UV lejano –Se infiere su presencia por observaciones de 12 CO, que emite una linea en 2.6mm Se supone entonces un factor para estimar la cantidad de H 2 –X ~ 2.3 x para el medio templado. –X crece con la metalicidad

Gas Molecular La mayor parte está en forma de nubes moleculares –Son grumosas y tienen un gran presión interna por turbulencias –Están ligadas gravitacionalmente y no por presión –El campo de radiación UV debe ser débil para que las moleculas se formen más rapidamente que al ritmo al que se Típica nube molecular: – r ~ 6 – 60 pc –n ~ cm -3 –M ~ M  –T ~ 10 K

Gas molecular en la Via Láctea Dame et al, ApJ, 547, 792 (2001)

Polvo Se observa por la extinción galáctica reddening E B-V = A B -A V A v medio en la Via Láctea ~ 1.8 m kpc -1

ISM en otras galaxias El ISM de una galaxia define su tipo –Espirales similares a la Via Láctea M gas / M dyn crece de ~0.03 en Sa a ~0.3 en espirales Scd M H2 / M HI decrece de~ 3 en S0/Sa a ~0.06 en espirales Sd/Sm Elípticas tienen un ISMs diferentes –Dominado por plasma caliente, T~10 6 K –Muchas tienen alguna cantidad de H I, 40% detectadas por IRAS (MIR) (Knapp et al 1989), CO detectado en algunas (Knapp 1990)

Distribución a gran escala Rand, Kulkarni & Rice (1992) M51