Mediu interestelar

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En astronomía, el mediu interestelar, o ISM poles sos sigles en inglés, ye'l conteníu de materia y enerxía qu'esiste ente les estrelles dientro d'una galaxa. El mediu interestelar desempeña un papel crucial en astrofísica por causa de la so situación ente les escales estelar y galáctica. Les estrelles fórmense dientro de rexones fríes de mediu interestelar, de la que éstes reponen materia interestelar 3, lo qu'equival a un átomu d'hidróxenu per centímetru cúbicu aprosimao. Dichu mediu conformar trés constituyentes básicos: materia ordinario, rayos cósmicos y campos magnéticos.

El mediu en sí ye un amiestu heterogénea de polvu. La materia ta compuesta de la mesma d'alredor d'un 99% en masa por partícules de gas y un 1% por polvu. La composición química del gas, d'alcuerdu a la nucleosíntesis primordial, ye d'un 90.8% en númberu (70.4% en masa) de hidróxenu, un 9.1% (28.1%) de heliu y un 0.12% (1.5%) d'elementos más pesaos, comúnmente llamaos metales na xíriga astrofísica. Una fracción significativa d'estos metales entiesten en forma de granos de polvu nes rexones más trupes y fríes del mediu interestelar.

La presencia del escurecimientu interestelar dio a William Herschel y a Jacobus Kapteyn la falsa impresión de qu'el nuesu Sistema Solar atopábase cerca del centru de la galaxa. Sicasí dichu escurecimientu producir les nubes de gas y polvu que s'interponen nel percorríu de la lluz de les estrelles y el nuesu sistema planetariu. Ye lo que se denomina estinción estelar. Esta escayencia de la intensidá llumínica de les estrelles al ser travesáu pola lluz ye causáu pola absorción de fotones a ciertes longitud d'onda.

Por casu, el llargor d'onda típica d'absorción del hidróxenu atómicu atopar a unos 121,5 nanómetros, la transición Lyman-alfa. Por tanto, ye casi imposible ver la lluz emitida nesti llargor d'onda por una estrella, porque gran parte ye absorbida mientres el viaxe a la Tierra. Coles mesmes, l'absorción causada peles nubes de polvu dase, sobremanera, a llargores d'onda curties, ye dicir que l'azul absuerbe meyor que'l colloráu. Esto produz un efeutu de encarnizamientu (reddening n'inglés) de la lluz, más intensu cuanto más alloñada sía la posición de la fonte. Este ye unu de los motivos polos cualos los telescopios d'infrarroxos dexen ver meyor al traviés de diches nubes.

Otru efeutu interesante ye la polarización llineal de la lluz que ye debida a que los granos de polvu nun son esféricos sinón llixeramente allargaos polo que los campos magnéticos tienden a allinialos a lo llargo de les sos llinies de campu. La manifestación de dichu efeutu punxo n'evidencia la esistencia de campos magnéticos coherentes nel mediu interestelar.

El mediu interestelar suel estremase en trés fases, dependiendo de la temperatura del gas: bien caliente (millones de kelvin), caliente (miles de kelvin), y fríu (decenes de kelvin).

Característiques importantes del estudiu del mediu interestelar inclúin nubes moleculares, nubes interestelares, restos de supernoves, nebuloses planetaries, y estructures difuses asemeyaes.

Materia interestelar[editar | editar la fonte]

La tabla 1 amuesa les propiedaes de los componentes del mediu interestelar na Vía Láctea.

Tabla 1: Componentes del mediu interestelar[1]
Componente Fracción
de volumen
Altura d'escala
(pc)
Temperatura
(K)
Densidá
(átomos/cm³)
Estáu del hidróxenu Técniques principales d'observación
Nubes moleculares < 1% 70 10—20 102—106 molecular Emisiones moleculares en y llinies d'absorción na banda radio y infrarroxa
Mediu neutru fríu (CNM) 1—5% 100—300 50—100 20—50 atómicu neutru Absorción de la llinia H I 21 cm
Mediu neutru templáu (WNM) 10—20% 300—400 6000—10000 0.2—0.5 atómicu neutru Emisión de la llinia H I 21 cm
Mediu ionizado templáu (WIM) 20—50% 1000 8000 0.2—0.5 ionizado emisión y pulsiar dispersion
Rexones H II < 1% 70 8000 102—104 ionizado emisión y pulsiar dispersion
Gas coronal
Mediu ionizado caliente (HIM)
30—70% 1000—3000 106—107 10-4—10-2 ionizado
(tamién metales altamente ionizados)
Emisión de Rayos X; llinies d'absorción de metales altamente ionizados, principalmente nel ultravioleta.

Historia[editar | editar la fonte]

De primeres, los astrónomos creíen que l'espaciu yera un desiertu de vacíu. En 1913, l'esplorador noruegu y físicu Kristian Birkeland pudo ser el primeru en predicir que l'espaciu nun ye solo un afigura, sinón que tamién contién "materia escuro". Escribió: "Paez una consecuencia natural de los nuesos puntos de vista suponer que tol espaciu ta llenu d'electrones ya iones eléctricos de too tipu. Suponemos que cada sistema estelar n'evolución llanza corpúsculos eléctricos al espaciu. Paez por tantu razonable pensar que la mayor parte de la masa del universu atópase, non en sistemes solares o nebuloses, sinón nel espaciu "vacíu". ("Polar Magnetic Phenomena and Terrella Experiments", na espedición noruega Aurora Polaris 1902-1903 (publ. 1913, p.720)). Johannes Franz Hartmann afayó los primeros nicios de la so presencia.

Referencies[editar | editar la fonte]

  1. Basáu na tabla 1 de Ferriere (2001), con detalles adicionales procedentes del testu del mesmu artículu.

Bibliografía[editar | editar la fonte]


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