20.1: El Medio Interestelar

Objetivos de aprendizaje

Al final de esta sección, podrás:

• Explicar cuánta materia interestelar hay en la Vía Láctea, y cuál es su densidad típica
• Describir cómo se divide el medio interestelar en componentes gaseosos y sólidos

Los astrónomos se refieren a todo el material entre estrellas como materia interestelar; toda la colección de materia interestelar se llama medio interestelar (ISM). Algún material interestelar se concentra en nubes gigantes, cada una de las cuales se conoce como nebulosa (plural “nebulosas”, en latín para “nubes”). Las nebulosas más conocidas son las que podemos ver brillando o reflejando la luz visible; hay muchas imágenes de éstas en este capítulo.

Las nubes interestelares no duran toda la vida del universo. En cambio, son como nubes en la Tierra, en constante cambio, fusionándose entre sí, creciendo o dispersándose. Algunos se vuelven lo suficientemente densos y masivos como para colapsar bajo su propia gravedad, formando nuevas estrellas. Cuando las estrellas mueren, ellas, a su vez, expulsan parte de su material al espacio interestelar. Este material puede entonces formar nuevas nubes y volver a comenzar el ciclo.

Alrededor del 99% del material entre las estrellas está en forma de gas, es decir, consiste en átomos o moléculas individuales. Los elementos más abundantes en este gas son el hidrógeno y el helio (que vimos también son los elementos más abundantes en las estrellas), pero el gas también incluye otros elementos. Parte del gas está en forma de moléculas, combinaciones de átomos. El 1% restante del material interestelar son partículas sólidas congeladas que constan de muchos átomos y moléculas que se denominan granos interestelares o polvo interestelar (Figura\(\PageIndex{1}\)). Un grano de polvo típico consiste en un núcleo de material similar a la roca (silicatos) o grafito rodeado por un manto de hielos; el agua, el metano y el amoníaco son probablemente los hielos más abundantes.

Figura\(\PageIndex{1}\) Varios Tipos de Materia Interestelar. Las nebulosas rojizas de esta espectacular fotografía brillan con la luz emitida por los átomos de hidrógeno. Las zonas más oscuras son nubes de polvo que bloquean la luz de las estrellas detrás de ellas. La parte superior de la imagen está llena del resplandor azulado de la luz reflejada por estrellas calientes incrustadas en las afueras de una enorme y fresca nube de polvo y gas. La genial estrella supergigante Antares puede verse como un gran parche rojizo en la parte inferior izquierda de la imagen. La estrella está derramando parte de su atmósfera exterior y está rodeada por una nube de su propia creación que refleja la luz roja de la estrella. La nebulosa roja en el centro derecho rodea parcialmente a la estrella Sigma Scorpii. (A la derecha de Antares, se puede ver M4, un cúmulo mucho más distante de estrellas extremadamente viejas).

Si todo el gas interestelar dentro de la Galaxia se extendiera suavemente, solo habría alrededor de un átomo de gas por cm ³ en el espacio interestelar. (En contraste, el aire en la habitación donde estás leyendo este libro tiene aproximadamente 1019 átomos por cm3.) Los granos de polvo son aún más escasos. Un km ³ de espacio contendría sólo unos pocos cientos a unos pocos miles de granos diminutos, cada uno típicamente de menos de una diezmilésima de milímetro de diámetro. Estos números son solo promedios, sin embargo, porque el gas y el polvo se distribuyen de manera irregular e irregular, tanto como el vapor de agua en la atmósfera terrestre a menudo se concentra en nubes.

En algunas nubes interestelares, la densidad del gas y el polvo puede superar el promedio hasta mil veces o más, pero incluso esta densidad es más casi un vacío que cualquiera que podamos hacer en la Tierra. Para mostrar lo que queremos decir, imaginemos un tubo vertical de aire que llega desde el suelo hasta la cima de la atmósfera terrestre con una sección transversal de 1 metro cuadrado. Ahora extendamos el tubo del mismo tamaño desde la parte superior de la atmósfera hasta el borde del universo observable, a más de 10 mil millones de años luz de distancia. Por mucho tiempo que sea, el segundo tubo aún contendría menos átomos que el de la atmósfera de nuestro planeta.

Si bien la densidad de la materia interestelar es muy baja, el volumen de espacio en el que se encuentra dicha materia es enorme, por lo que su masa total es sustancial. Para ver por qué, hay que tener en cuenta que las estrellas ocupan sólo una pequeña fracción del volumen de la Vía Láctea. Por ejemplo, la luz tarda sólo unos cuatro segundos en recorrer una distancia igual al diámetro del Sol, pero más de cuatro años para viajar desde el Sol hasta la estrella más cercana. A pesar de que los espacios entre las estrellas están escasamente poblados, ¡hay mucho espacio ahí fuera!

Los astrónomos estiman que la masa total de gas y polvo en la Vía Láctea es igual a aproximadamente 15% de la masa contenida en las estrellas. Esto significa que la masa de la materia interestelar en nuestra Galaxia asciende a cerca de 10 mil millones de veces la masa del Sol. Hay mucha materia prima en la Galaxia para hacer generaciones de nuevas estrellas y planetas (y tal vez incluso estudiantes de astronomía).

Ejemplo\(\PageIndex{1}\): Estimación de Masa Interestelar

Puedes hacer una estimación aproximada de cuánta masa interestelar contiene nuestra Galaxia y también cuántas estrellas nuevas podrían hacerse a partir de esta materia interestelar. Todo lo que necesitas saber es qué tan grande es la Galaxia y la densidad promedio usando esta fórmula:

\[ \text{total mass } = \text{ volume } \times \text{ density of atoms } \times \text{ mass per atom } \nonumber\]

Hay que recordar usar unidades consistentes, como metros y kilogramos. Supondremos que nuestra Galaxia tiene forma de cilindro; el volumen de un cilindro es igual al área de su base por su altura

\[V=\pi R^2h \nonumber\]

donde\(R\) está el radio del cilindro y\(h\) es su altura.

Supongamos que la densidad promedio del gas hidrógeno en nuestra Galaxia es de un átomo por cm ³. Cada átomo de hidrógeno tiene una masa de 1.7 × 10 ⁻²⁷ kg. Si la Galaxia es un cilindro con un diámetro de 100 mil años-luz y una altura de 300 años luz, ¿cuál es la masa de este gas? ¿Cuántas estrellas de masa solar (2.0 × 10 ³⁰ kg) podrían producirse a partir de esta masa de gas si todo se convirtiera en estrellas?

Solución

Recordemos que 1 año luz = 9.5 × 10 ¹² km = 9.5 × 10 ¹⁷ cm, por lo que el volumen de la Galaxia es

\[ V= \pi R^2 h = \pi \left( 50,000 \times 9.5 \times 10^{17} \text{ cm} \right)^2 \left( 300 \times 9.5 \times 10^{17} \text{ cm} \right) = 2.0×10^{66} \text{ cm}^3 \nonumber\]

Por lo tanto, la masa total es

\[M=V \times \text{ density of atoms } \times \text{ mass per atom} \nonumber\]

\[2.0 \times 10^{66} \text{ cm}^3 \times \left(1 \text{ atom/cm}^3 \right) \times 1.7 \times 10^{–27} \text{ kg} =3.5 \times 10^{39} \text{ kg} \nonumber\]

Esto es suficiente para hacer

\[N= \frac{M}{\left( 2.0 \times 10^{30} \text{ kg} \right)}=1.75 \times 10^9 \nonumber\]

estrellas iguales en masa al Sol. Eso es aproximadamente 2 mil millones de estrellas.

Ejercicio\(\PageIndex{1}\)

Se puede utilizar el mismo método para estimar la masa de gas interestelar alrededor del Sol. La distancia del Sol a la otra estrella más cercana, Próxima Centauri, es de 4.2 años luz. Veremos en Materia Interestelar alrededor del Sol que el gas en las inmediaciones del Sol es menos denso que el promedio, alrededor de 0.1 átomos por cm ³. ¿Cuál es la masa total de hidrógeno interestelar en una esfera centrada en el Sol y que se extiende hasta Próxima Centauri? ¿Cómo se compara esto con la masa del Sol? Es útil recordar que el volumen de una esfera está relacionado con su radio:

\[ V=(4/3) \pi R^3 \nonumber\]

Contestar

El volumen de una esfera que se extiende desde el Sol hasta Próxima Centauri es:

\[V=(4/3) \pi R^3=(4/3) \pi \left( 4.2 \times 9.5 \times 10^{17} \text{ cm} \right)^3=2.7×10^{56} \text{ cm}^3 \nonumber\]

Por lo tanto, la masa de hidrógeno en esta esfera es:

\[M=V \times \left( 0.1 \text{ atom/cm}^3 \right) \times 1.7 \times 10^{–27} \text{ kg } = 4.5 \times 10^{28} \text{ kg} \nonumber\]

Esta es sólo\( \left(4.5 \times 10^{28} \text{ kg} \right)/ \left(2.0 \times 10^{30} \text{ kg} \right) = 2.2 /%\) la masa del Sol.

NOMBRAR LAS NEBULOSAS

Al mirar los títulos de algunas de las espectaculares fotografías de este capítulo y El nacimiento de las estrellas y el descubrimiento de planetas fuera del Sistema Solar, notarás la variedad de nombres que se le dan a las nebulosas. Algunos, que en pequeños telescopios parecen algo reconocible, a veces reciben el nombre de las criaturas u objetos a los que se asemejan. Los ejemplos incluyen el cangrejo, la tarántula y las nebulosas de ojo de cerradura. Pero la mayoría solo tiene números que son entradas en un catálogo de objetos astronómicos.

Quizás el catálogo más conocido de nebulosas (así como cúmulos estelares y galaxias) fue compilado por el astrónomo francés Charles Messier (1730—1817). La pasión de Messier era descubrir cometas, y su devoción por esta causa le valió el apodo de “El hurón cometa” del rey Luis XV. Cuando los cometas se ven por primera vez viniendo hacia el Sol, se ven como pequeños parches de luz difusos; en pequeños telescopios, son fáciles de confundir con nebulosas o con agrupaciones de muchas estrellas tan lejanas que su luz se mezcla toda. Una y otra vez, el corazón de Messier saltó al pensar que había descubierto uno de sus preciados cometas, sólo para descubrir que había “meramente” observado una nebulosa o racimo.

En la frustración, Messier se propuso catalogar la posición y apariencia de más de 100 objetos que podrían confundirse con cometas. Para él, esta lista no era más que una herramienta en la labor mucho más importante de la caza de cometas. Se sorprendería mucho si regresara hoy para descubrir que ya nadie recuerda a sus cometas, pero su catálogo de “cosas borrosas que no son cometas” sigue siendo ampliamente utilizado. Cuando Figura\(\PageIndex{1}\) hace referencia a M4, denota la cuarta entrada en la lista de Messier.

Una lista mucho más extensa fue compilada bajo el título del Nuevo Catálogo General (NGC) de nebulosas y cúmulos estelares en 1888 por John Dreyer, trabajando en el observatorio de Armagh, Irlanda. Basó su compilación en la obra de William Herschel y su hijo John, además de muchos otros observadores que los siguieron. Con la adición de otros dos listados (llamados Catálogos de Índice), la compilación de Dreyer finalmente incluyó 13,000 objetos. Los astrónomos de hoy todavía usan sus números NGC cuando se refieren a la mayoría de nebulosas y grupos estelares.

Resumen

Alrededor del 15% de la materia visible en la Galaxia está en forma de gas y polvo, sirviendo como materia prima para nuevas estrellas. Alrededor del 99% de esta materia interestelar está en forma de gas, átomos o moléculas individuales. Los elementos más abundantes en el gas interestelar son hidrógeno y helio. Alrededor del 1% de la materia interestelar está en forma de granos sólidos de polvo interestelar.

Glosario

polvo interestelar

pequeños granos sólidos en el espacio interestelar que se cree que consisten en un núcleo de material similar a la roca (silicatos) o grafito rodeado por un manto de hielos; el agua, el metano y el amoníaco son probablemente los hielos más abundantes

medio interestelar (ISM)

(o materia interestelar) el gas y el polvo entre las estrellas en una galaxia

nebulosa

una nube de gas o polvo interestelar; el término se usa con mayor frecuencia para las nubes que se ven brillar con luz visible o infrarroja