Medio interestelar Nube molecular Glóbulo de Bok Nebulosa oscura Protoestrella Estrella variable de tipo T Tauri Estrella pre-secuencia principal Estrella Herbig Estrella Ae / Be Objeto Herbig-Haro |
Función de masa inicial Inestabilidad gravitacional Mecanismo de Kelvin-Helmholtz Hipótesis de la nebulosa Migración planetaria |
En astronomía , el medio interestelar (en inglés, medio interestelar o ISM ) es la materia que, en una galaxia , llena el espacio entre las estrellas y se fusiona con el medio intergaláctico circundante . Es una mezcla de gases (ionizados, atómicos y moleculares), rayos cósmicos y polvo . La energía que ocupa el mismo volumen, en forma de radiación electromagnética, corresponde al campo de radiación interestelar.
Las estrellas se forman en las regiones más densas del medio ( nubes moleculares ) y suministran materia y energía al medio mediante nubes planetarias , vientos solares , supernovas y su extinción final. Esta interacción entre las estrellas y el medio interestelar en sí ayuda a definir la velocidad a la que una galaxia agota su reserva de gas y, por lo tanto, la duración de su formación estelar.
El medio interestelar ocupa una posición importante en astrofísica entre las escalas estelar y galáctica. Estas regiones (y los procesos que ocurren en ellas) deben estudiarse utilizando telescopios infrarrojos (por ejemplo, IRAS ) ya que no emiten luz visible .
El límite entre la astrosfera de una estrella (en particular, para el Sol, la heliosfera ) y el medio interestelar circundante se llama astropausa (en particular, heliopausa ).
El medio interestelar se compone de varias fases, dependiendo del estado de la materia (ya sea iónica, atómica o molecular), su temperatura (millones de kelvins , miles de kelvins o decenas de kelvins) y su densidad. Este modelo de tres fases fue desarrollado por Chris McKee y Jerry Ostriker en un artículo publicado en 1977 y sirvió de base para los estudios realizados durante los siguientes 25 años . Las proporciones relativas de estas fases siguen siendo un tema de debate en los círculos científicos. El modelo previamente aceptado tenía dos fases.
Las presiones térmicas de estas fases están aproximadamente en equilibrio. Los campos magnéticos y la turbulencia también son fuentes de presión en el medio, típicamente el mayor en el nivel dinámico que la presión térmica.
Para todas las fases, el medio entre estrellas es extremadamente delgado en comparación con la atmósfera de la Tierra. En el primero se encuentra una densidad característica del orden de un átomo de hidrógeno por cm 3 , mientras que, en la Tierra, la densidad del aire es típicamente del orden de 2,7 × 10 19 átomos por cm 3 . En las regiones frías del medio interestelar, las nubes de moléculas pueden alcanzar 106 moléculas por cm 3 . En regiones cálidas y más difusas, donde la materia está principalmente ionizada, la densidad del medio puede ser de 10 -4 iones por cm 3 . La densidad de hidrógeno del medio interestelar en los límites del sistema solar es de 0,127 ± 0,015 cm -3 , según una medición realizada por la sonda New Horizons .
En masa, el 99% del medio interestelar toma forma de gas, con el 1% en forma de polvo. De estos gases, el 89% de los átomos son hidrógeno , el 9% helio y el 2% de los átomos son elementos más pesados (llamados metales en lenguaje astronómico) que estos dos. El hidrógeno y el helio son productos de la nucleosíntesis primordial, mientras que los elementos más pesados son el resultado del enriquecimiento durante la evolución de las estrellas. También se observan moléculas en las nubes (lat. Nebulosas ) del medio interestelar, siendo las más abundantes el H 2 y el CO . También se han observado OH , H 2 O , CN, CS , HCN , H 2 CO y cientos de otros (especialmente en la Nebulosa de Orión ). Se reportan moléculas aún más masivas: C 60 ( fullereno ), HAP , aminoácidos entre otros.
Fase | Densidad ( átomo / cm 3 ) |
Temperatura (K) |
Masa total en la Vía Láctea |
|
---|---|---|---|---|
Atómico | frío | ≃ 25 | ≃ 100 K | 1,5 × 10 9 |
caliente | ≃ 0,25 | ≃ 8.000 K | 1,5 × 10 9 | |
Molecular | > 1000 | < 100 K | 10 9 ? | |
Ionizado | Región HII | 1 - 10 4 | ≃ 10,000 K | 5 × 10 7 |
Difuso | ≃ 0.03 | ≃ 8.000 K | 10 9 | |
Caliente | ≃ 6 × 10 −3 | , 000 500 000 K | 10 8 ? |
En el medio interestelar, los granos de gas y polvo están íntimamente mezclados. Un medio interestelar está presente en todas las galaxias espirales , espirales barradas e irregulares . Es casi inexistente en galaxias elípticas y lenticulares . El polvo interestelar tiene forma de grano extremadamente fino, con un tamaño típico del orden de una fracción de micrón . La composición química de los granos de polvo interestelar es variada: existen grafito , silicatos , carbonatos , etc. El polvo interestelar ( por ejemplo, la fase sólida) representa aproximadamente el 1% de la masa total del medio interestelar.
Componente | Densidad ( átomo / cm 3 ) |
Temperatura (K) |
Estado de gas |
---|---|---|---|
Nube molecular | 10 3 - 10 5 | 20 K a 50 K | Moléculas |
Región HI | 1-1000 | 50 K hasta 150 K | Hidrógeno neutro. Otros átomos ionizados |
Medio entre las nubes | 0,01 | 1.000 K a 10.000 K | Parcialmente ionizado |
Corona galáctica | 10 -4 - 10 -3 | 100.000 K a 1.000.000 K | Altamente ionizado |
Los principales temas de estudio del medio interestelar son: nubes moleculares , nubes interestelares , regiones HII , remanentes de supernovas , nebulosas planetarias y otras estructuras difusas.
El medio interestelar sigue siendo un tema complejo de investigación en la actualidad, tanto en términos de física como de química que tienen lugar allí. Cada vez más, los estudios realizados tienen en cuenta estos dos aspectos en un intento de explicar la abundancia de los elementos observados en el medio interestelar.