Nube interestelar

Una pequeña parte de la nebulosa de emisión NGC 6357. Brilla con el rojo característico de una región H II.[1]

Una nube interestelar es una acumulación de gas, plasma y polvo en el espacio interestelar de una galaxia, como la Vía Láctea.[2] En otras palabras, es una región más densa que el promedio del medio interestelar (ISM).[3] Dependiendo de su densidad, tamaño y temperatura, el hidrógeno de la nube puede ser:

Las nubes neutrales e ionizadas también reciben el nombre de nubes difusas. Las nubes interestelares se forman a partir de material expulsado por estrellas como las gigantes rojas en sus etapas finales.[7]

Composición química

La composición química de las nubes interestelares se determina mediante el estudio de la radiación electromagnética (EM) que emiten, la cual abarca desde ondas de radio hasta rayos gamma, pasando por la luz visible. Los grandes radiotelescopios analizan la intensidad de frecuencias específicas del espectro electromagnético, características de los espectros de ciertas moléculas.[8]

Las nubes interestelares frías tienden a emitir radiación EM de longitudes de onda largas. Cartografiar la abundancia de estas moléculas permite comprender la variabilidad de la composición de las nubes. En las nubes más calientes, es común encontrar iones de muchos elementos químicos, cuyos espectros son visibles en luz visible y ultravioleta.[5]

Los radiotelescopios también pueden barrer el cielo, registrando las intensidades de cada tipo de molécula. Los picos en ciertas frecuencias indican una mayor abundancia de esa molécula o átomo en la nube. La altura del pico es proporcional a su abundancia relativa.[9]

Moléculas inesperadas en las nubes interestelares

Hasta hace poco, se pensaba que las reacciones químicas en las nubes interestelares eran muy lentas, produciendo solo moléculas simples debido a sus bajas temperaturas y densidades. Sin embargo, se han detectado moléculas orgánicas complejas que los científicos no esperaban encontrar en estas condiciones, como formaldehído, metanol y etenol (alcohol vinílico).[10] Las reacciones que crean estas sustancias son conocidas en la Tierra, donde ocurren a temperaturas y presiones mucho más altas. Su presencia en el espacio indica que estas reacciones ocurren más rápido de lo que se suponía, probablemente a través de mecanismos en fase gaseosa poco comunes en la química orgánica terrestre.[11] Estas reacciones se estudian en detalle en el experimento CRESU.[12]

Las nubes interestelares también ofrecen un laboratorio para estudiar la presencia y las proporciones de metales en el espacio. Estas proporciones ayudan a desarrollar teorías sobre cómo se producen los elementos, especialmente cuando no coinciden con las que se esperan de la nucleosíntesis estelar, lo que sugiere mecanismos alternativos como la espalación de rayos cósmicos.[13]

Nubes de alta velocidad

Nebulosa de reflexión IRAS 10082-5647 observada por el telescopio espacial Hubble (NASA/ESA).

Las nubes de alta velocidad son nubes interestelares cuya velocidad no puede explicarse por la rotación de la Vía Láctea.[14][15] Por definición, estas nubes tienen una velocidad relativa al estándar de reposo local (vlsr) superior a 90 km/s. Se detectan principalmente mediante la emisión de hidrógeno neutro a 21 cm[16] y suelen tener una menor proporción de elementos pesados (metalicidad baja) en comparación con las nubes típicas de la Vía Láctea.[15]

Las teorías sobre su origen incluyen que sean remanentes de la formación de nuestra galaxia, o material arrancado por mareas gravitacionales de otras galaxias del Grupo Local. Un ejemplo de esto último es la Corriente de Magallanes.[17] Para determinar su origen con certeza, se necesita una mejor comprensión de sus distancias y metalicidad.[15]

Las nubes de alta velocidad se identifican con el prefijo HVC (del inglés High-Velocity Cloud), como HVC 127-41-330.

Nubes interestelares cercanas al Sistema Solar

El Sistema Solar se mueve actualmente a través de una región de nubes interestelares difusas conocida como la Nube Interestelar Local (LIC).[18] Esta nube tiene una temperatura estimada de unos 7000 K y una densidad de aproximadamente 0.3 átomos de hidrógeno por centímetro cúbico.[19]

Tabla resumen de propiedades

Propiedades típicas de las nubes interestelares
Tipo de nubeTemperatura (K)Densidad (partículas/cm³)Hidrógeno predominanteEjemplo
Región H I (neutra)50–10020–50H neutroNube Interestelar Local
Región H II (ionizada)6000–10 0001–103H+ (plasma)Nebulosa de Orión
Nube molecular10–30102–106H2 molecularNube Molecular de Tauro

Fuentes: Spitzer (1978),[2] Draine (2011),[3] Bergin & Tafalla (2007).[6]

Véase también

Referencias

  1. ↑ «Carved by Massive Stars». ESO Picture of the Week. European Southern Observatory. Consultado el 13 de septiembre de 2013.
  2. 1 2 Spitzer, Lyman (1978). «1 (The Interstellar Medium)». Physical Processes in the Interstellar Medium. Wiley-Interscience. ISBN 978-0-471-29335-4.
  3. 1 2 Draine, Bruce T. (2011). «2 (The Interstellar Medium)». Physics of the Interstellar and Intergalactic Medium. Princeton University Press. ISBN 978-0-691-12214-4.
  4. ↑ Kaufmann, William J. (1994). «21 (The Interstellar Medium)». Universe (4.ª edición). W.H. Freeman. ISBN 978-0-7167-2379-0.
  5. 1 2 Osterbrock, Donald E. (2006). «1 (Ionized Nebulae)». Astrophysics of Gaseous Nebulae and Active Galactic Nuclei (2.ª edición). University Science Books. ISBN 978-1-891389-34-4.
  6. 1 2 Bergin, Edwin A.; Tafalla, Mario (2007). «Molecular Clouds». Protostars and Planets V. University of Arizona Press. pp. 213-234. ISBN 978-0-8165-2654-3.
  7. ↑ Habing, Harm J. (1996). «Circumstellar envelopes and the formation of interstellar dust». Astronomy and Astrophysics Review 7 (2): 97-207. Bibcode:1996A&ARv...7...97H. doi:10.1007/BFb0103670.
  8. ↑ Rydbeck, O. E. H. (1986). «Molecular Spectroscopy in the Interstellar Medium». Annual Review of Astronomy and Astrophysics 24: 1-42. Bibcode:1986ARA&A..24....1R. doi:10.1146/annurev.aa.24.090186.000245.
  9. ↑ Project Leader Dr. Lochner (noviembre de 2009). «Spectra and What Scientists Can Learn From Them». Goddard Space Flight Center, NASA. Archivado desde el original el 14 de abril de 2010. Consultado el 12 de febrero de 2010.
  10. ↑ Herbst, Eric; van Dishoeck, Ewine F. (2009). «Complex Organic Molecules in the Interstellar Medium». Annual Review of Astronomy and Astrophysics 47 (1): 427-480. Bibcode:2009ARA&A..47..427H. doi:10.1146/annurev-astro-082708-101654.
  11. ↑ Charles Blue (octubre de 2001). «Scientists Toast the Discovery of Vinyl Alcohol in Interstellar Space». National Radio Astronomy Observatory. Consultado el 9 de febrero de 2010.
  12. ↑ Smith, Ian W. M. (2003). «Kinetics in the Interstellar Medium: The CRESU Technique». Chemical Reviews 103 (12): 4735-4752. PMID 14664629. doi:10.1021/cr020439x.
  13. ↑ Knauth, D.; Federman, S.; Lambert, D. (2000). «Newly Synthesized Lithium in the Interstellar Medium». Nature 405 (6787): 656-658. Bibcode:2000Natur.405..656K. PMID 10864316. doi:10.1038/35015028.
  14. ↑ Navarro, J. F.; Frenk, C. S.; White, S. D. M. (1995). «The structure of cold dark matter halos». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 275 (3): 720-740. Bibcode:1995MNRAS.275..720N. arXiv:astro-ph/9504025. doi:10.1093/mnras/275.3.720.
  15. 1 2 3 Wakker, Bart P. (2001). «High-Velocity Clouds». Annual Review of Astronomy and Astrophysics 39: 311-366. Bibcode:2001ARA&A..39..311W. doi:10.1146/annurev.astro.39.1.311.
  16. ↑ «Dark Matter – More Than Meets the Eye». NASA. Archivado desde el original el 18 de agosto de 2019. Consultado el 12 de febrero de 2010.
  17. ↑ Putman, Mary E.; Staveley-Smith, Lister (2003). «The Magellanic Stream». Annual Review of Astronomy and Astrophysics 41: 311-366. Bibcode:2003ARA&A..41..553P. doi:10.1146/annurev.astro.41.071601.170033.
  18. ↑ Redfield, Seth; Linsky, Jeffrey L. (2004). «The Structure of the Local Interstellar Medium». The Astrophysical Journal 613 (2): 1004-1022. Bibcode:2004ApJ...613.1004R. doi:10.1086/423244.
  19. ↑ Frisch, Priscilla C. (1998). «The Local Interstellar Medium». The Local Bubble and Beyond. Springer. ISBN 978-3-540-64306-7.

Enlaces externos

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