20.2: Gas interestelar

Objetivos de aprendizaje

Al final de esta sección, podrás:

• Nombrar los principales tipos de gas interestelar
• Discutir cómo podemos observar cada tipo
• Describir la temperatura y otras propiedades importantes de cada tipo

El gas interestelar, dependiendo de dónde se encuentre, puede ser tan frío como unos pocos grados por encima del cero absoluto o tan caliente como un millón de grados o más. Comenzaremos nuestro viaje por el medio interestelar explorando las diferentes condiciones en las que encontramos el gas.

Regiones de hidrógeno ionizado (H II) - Gas cerca de estrellas calientes

Algunas de las fotografías astronómicas más espectaculares muestran gas interestelar ubicado cerca de estrellas calientes (Figura\(\PageIndex{1}\)). La línea más fuerte en la región visible del espectro de hidrógeno es la línea roja en la serie Balmer ¹ (como se explica en el capítulo de Radiación y Espectros); esta línea de emisión da cuenta del resplandor rojo característico en imágenes como la Figura\(\PageIndex{1}\).

Figura Nebulosa de\(\PageIndex{1}\) Orión. El resplandor rojo que impresiona la gran Nebulosa de Orión es producido por la primera línea de la serie Balmer de hidrógeno. La emisión de hidrógeno indica que hay cerca estrellas jóvenes calientes que ionizan estas nubes de gas. Cuando los electrones luego se recombinan con protones y vuelven a bajar a órbitas de menor energía, se producen líneas de emisión. El color azul que se ve en los bordes de algunas de las nubes es producido por pequeñas partículas de polvo que dispersan la luz de las estrellas calientes. También se puede ver el polvo recortado contra el gas resplandeciente. (crédito: NASA, ESA, M. Robberto (Instituto de Ciencias del Telescopio Espacial/ESA) y el Equipo del Proyecto del Tesoro del Telescopio Espacial Hubble Orion)

Las estrellas calientes son capaces de calentar el gas cercano a temperaturas cercanas a los 10,000 K. La radiación ultravioleta de las estrellas también ioniza el hidrógeno (recuerde que durante la ionización, el electrón es despojado completamente del protón). Tal protón desprendido no permanecerá solo para siempre cuando estén alrededor electrones atractivos; capturará un electrón libre, convirtiéndose una vez más en hidrógeno neutro. Sin embargo, dicho átomo neutro puede entonces absorber la radiación ultravioleta nuevamente y comenzar el ciclo de nuevo. En un momento típico, la mayoría de los átomos cercanos a una estrella caliente se encuentran en estado ionizado.

Dado que el hidrógeno es el principal constituyente del gas interestelar, a menudo caracterizamos una región del espacio según si su hidrógeno es neutro o ionizado. Una nube de hidrógeno ionizado se llama región H II. (Los científicos que trabajan con espectros utilizan el número romano I para indicar que un átomo es neutro; sucesivamente se utilizan números romanos más altos para cada etapa superior de ionización. H II se refiere así al hidrógeno que ha perdido su único electrón; Fe III es hierro con dos electrones faltantes.)

Los electrones que son capturados por los núcleos de hidrógeno caen en cascada a través de los diversos niveles de energía de los átomos de hidrógeno en su camino hacia el nivel más bajo, o estado fundamental. Durante cada transición hacia abajo, renuncian a la energía en forma de luz. El proceso de convertir la radiación ultravioleta en luz visible se llama fluorescencia. El gas interestelar contiene otros elementos además del hidrógeno. Muchos de ellos también están ionizados en las proximidades de estrellas calientes; luego capturan electrones y emiten luz, tal como lo hace el hidrógeno, permitiendo que sean observados por los astrónomos. Pero generalmente, la línea roja de hidrógeno es la más fuerte, y es por eso que las regiones H II se ven rojas.

Una luz fluorescente en la Tierra funciona utilizando los mismos principios que una región fluorescente H II. Cuando enciendes la corriente, los electrones chocan con átomos de vapor de mercurio en el tubo. El mercurio se excita a un estado de alta energía debido a estas colisiones. Cuando los electrones en los átomos de mercurio vuelven a niveles de energía más bajos, parte de la energía que emiten es en forma de fotones ultravioleta. Estos, a su vez, golpean una pantalla recubierta de fósforo en la pared interna del tubo de luz. Los átomos en la pantalla absorben los fotones ultravioleta y emiten luz visible a medida que caen en cascada hacia abajo entre los niveles de energía. (La diferencia es que estos átomos emiten una gama más amplia de colores claros, los cuales se mezclan para dar el característico resplandor blanco de las luces fluorescentes, mientras que los átomos de hidrógeno en una región H II emiten un conjunto de colores más limitado).

Nubes de Hidrógeno Neutro

Las estrellas muy calientes requeridas para producir regiones H II son raras, y solo una pequeña fracción de la materia interestelar está lo suficientemente cerca de estrellas tan calientes como para ser ionizadas por ellas. La mayor parte del volumen del medio interestelar está lleno de hidrógeno neutro (no ionizado). ¿Cómo lo buscamos?

Desafortunadamente, los átomos de hidrógeno neutros a temperaturas típicas del gas en el espacio interestelar no emiten ni absorben luz en la parte visible del espectro. Tampoco, en su mayor parte, lo hacen los otros oligoelementos que se mezclan con el hidrógeno interestelar. Sin embargo, algunos de estos otros elementos pueden absorber la luz visible incluso a temperaturas interestelares típicas. Esto significa que cuando observamos una fuente brillante como una estrella caliente o una galaxia, a veces podemos ver líneas adicionales en su espectro producidas cuando el gas interestelar absorbe luz a frecuencias particulares (ver Figura). Algunas de las líneas de absorción interestelar más fuertes son producidas por calcio y sodio, pero muchos otros elementos pueden ser detectados también en observaciones suficientemente sensibles (como se discute en Radiación y Espectros).

Figura Líneas\(\PageIndex{2}\) de absorción a través de una Nube de Polvo interestelar. Cuando hay una cantidad significativa de materia interestelar fría (gas con algo de polvo) entre nosotros y una estrella, podemos ver las líneas de absorción del gas en el espectro de la estrella. Podemos distinguir los dos tipos de líneas porque, mientras que las líneas de la estrella son anchas, las líneas del gas son más estrechas.

La primera evidencia de absorción por las nubes interestelares provino del análisis de una estrella binaria espectroscópica (ver Las estrellas: un censo celeste), publicado en 1904. Si bien la mayoría de las líneas en el espectro de este binario cambiaron alternativamente de longitudes de onda más largas a más cortas y de nuevo, como cabría esperar del efecto Doppler para las estrellas en órbita unas alrededor de otras, algunas líneas en el espectro permanecieron fijas en longitud de onda. Dado que ambas estrellas se mueven en un sistema binario, las líneas que no mostraron movimiento desconcertaron a los astrónomos. Las líneas también fueron peculiares en que eran mucho, mucho más estrechas que el resto de las líneas, indicando que el gas que las producía estaba a una presión muy baja. Trabajos posteriores demostraron que estas líneas no se formaron en absoluto en la atmósfera de la estrella, sino en una fría nube de gas ubicada entre la Tierra y la estrella binaria.

Si bien estas y similares observaciones demostraron que había gas interestelar, aún no pudieron detectar hidrógeno, el elemento más común, debido a su falta de características espectrales en la parte visible del espectro. (La línea de hidrógeno Balmer está en el rango visible, pero solo los átomos de hidrógeno excitados la producen. En el medio interestelar frío, los átomos de hidrógeno están todos en el estado fundamental y no hay electrones en los niveles de energía más altos requeridos para producir líneas de emisión o absorción en la serie Balmer). La detección directa de hidrógeno tuvo que esperar el desarrollo de telescopios capaces de ver cambios de muy baja energía en los átomos de hidrógeno en otras partes del espectro. Las primeras observaciones de este tipo se realizaron utilizando radiotelescopios, y la emisión de radio y absorción por hidrógeno interestelar sigue siendo una de nuestras principales herramientas para estudiar las grandes cantidades de hidrógeno frío en el universo hasta nuestros días.

En 1944, cuando aún era estudiante, el astrónomo holandés Hendrik van de Hulst predijo que el hidrógeno produciría una línea fuerte a una longitud de onda de 21 centímetros. Esa es una longitud de onda bastante larga, lo que implica que la onda tiene una frecuencia y una energía tan baja que no puede provenir de electrones saltando entre niveles de energía (como discutimos en Radiación y Espectros). En cambio, la energía se emite cuando el electrón hace un volteo, algo así como un acróbata en un circo volteando erguido después de pararse sobre su cabeza.

El flip funciona así: un átomo de hidrógeno consiste en un protón y un electrón unidos entre sí. Tanto el protón como el electrón actúan es si giraban como puntas, y los ejes de giro de las dos puntas pueden ser apuntados en la misma dirección (alineados) o en direcciones opuestas (antialineadas). Si el protón y el electrón giraran en direcciones opuestas, el átomo en su conjunto tendría una energía muy ligeramente menor que si los dos espines estuvieran alineados (Figura\(\PageIndex{3}\)). Si un átomo en el estado de menor energía (espines opuestos) adquirió una pequeña cantidad de energía, entonces los espines del protón y el electrón podrían alinearse, dejando al átomo en un estado ligeramente excitado. Si entonces el átomo volviera a perder esa misma cantidad de energía, volvería a su estado fundamental. La cantidad de energía involucrada corresponde a una onda con una longitud de onda de 21 centímetros; de ahí que se le conozca como la línea de 21 centímetros.

Figura\(\PageIndex{3}\) Formación de la Línea de 21 Centímetros. Cuando el electrón en un átomo de hidrógeno está en la órbita más cercana al núcleo, el protón y el electrón pueden estar girando ya sea (a) en la misma dirección o (b) en direcciones opuestas. Cuando el electrón se voltea, el átomo gana o pierde un poquito de energía ya sea absorbiendo o emitiendo energía electromagnética con una longitud de onda de 21 centímetros.

Los átomos de hidrógeno neutros pueden adquirir pequeñas cantidades de energía a través de colisiones con otros átomos de hidrógeno o con electrones libres. Tales colisiones son extremadamente raras en los escasos gases del espacio interestelar. Un átomo individual puede esperar siglos antes de que tal encuentro alinee los espines de su protón y electrón. Sin embargo, a lo largo de muchos millones de años, una fracción significativa de los átomos de hidrógeno se excitan por una colisión. (Ahí afuera, en el espacio frío, eso es tanta emoción como suele experimentar un átomo).

Un átomo excitado puede perder posteriormente su exceso de energía ya sea al colisionar con otra partícula o emitiendo una onda de radio con una longitud de onda de 21 centímetros. Si no hay colisiones, un átomo de hidrógeno excitado esperará un promedio de unos 10 millones de años antes de emitir un fotón y regresar a su estado de menor energía. A pesar de que la probabilidad de que un solo átomo emita un fotón es baja, hay tantos átomos de hidrógeno en una nube de gas típica que colectivamente producirán una línea observable a 21 centímetros.

El equipo lo suficientemente sensible como para detectar la línea de 21 cm de hidrógeno neutro estuvo disponible en 1951. Los astrónomos holandeses habían construido un instrumento para detectar las ondas de 21 cm que habían predicho, pero un incendio la destruyó. Como resultado, dos físicos de Harvard, Harold Ewen y Edward Purcell, hicieron la primera detección (Figura\(\PageIndex{4}\)), seguida pronto de confirmaciones de los holandeses y un grupo en Australia. Desde la detección de la línea de 21 cm, se han descubierto muchas otras líneas de radio producidas tanto por átomos como por moléculas (como discutiremos en un momento), y estas han permitido a los astrónomos trazar un mapa del gas neutro en toda nuestra Galaxia hogareña. Los astrónomos también han detectado gas interestelar neutro, incluido hidrógeno, en muchas otras longitudes de onda desde el infrarrojo hasta el ultravioleta.

Figura\(\PageIndex{4}\) Harold Ewen (1922—2015) y Edward Purcell (1912—1997). Vemos a Harold Ewen en 1952 trabajando con la antena de bocina (en lo alto del laboratorio de física de Harvard) que realizó la primera detección de radiación interestelar de 21 cm. El recuadro muestra a Edward Purcell, ganador del Premio Nobel de Física de 1952, unos años después.

Las observaciones radiofónicas modernas muestran que la mayor parte del hidrógeno neutro en nuestra Galaxia está confinado a una capa extremadamente plana, de menos de 300 años luz de espesor, que se extiende por todo el disco de la Vía Láctea. Este gas tiene densidades que van desde aproximadamente 0.1 hasta aproximadamente 100 átomos por cm3, y existe en un amplio rango de temperaturas, desde tan bajas como aproximadamente 100 K (—173 °C) hasta tan altas como aproximadamente 8000 K. Estas regiones de gas caliente y frío se intercalan entre sí, y la densidad y temperatura en cualquier punto particular en el espacio cambia constantemente.

Gas interestelar ultra caliente

Si bien las temperaturas de 10,000 K que se encuentran en las regiones H II pueden parecer cálidas, no son la fase más calurosa del medio interestelar. Parte del gas interestelar se encuentra a una temperatura de un millón de grados, a pesar de que no hay una fuente visible de calor cerca. El descubrimiento de este gas interestelar ultra-caliente fue una gran sorpresa. Antes del lanzamiento de observatorios astronómicos al espacio, que podían ver radiación en las partes ultravioleta y de rayos X del espectro, los astrónomos asumieron que la mayor parte de la región entre las estrellas estaba llena de hidrógeno a temperaturas no más cálidas que las que se encuentran en las regiones H II. Pero los telescopios lanzados sobre la atmósfera terrestre obtuvieron espectros ultravioleta que contenían líneas interestelares producidas por átomos de oxígeno que han sido ionizados cinco veces. Para despojar cinco electrones de sus órbitas alrededor de un núcleo de oxígeno requiere mucha energía. Observaciones posteriores con telescopios de rayos X orbitantes revelaron que la Galaxia está llena de numerosas burbujas de gas emisor de rayos X. Para emitir rayos X, y para contener átomos de oxígeno que han sido ionizados cinco veces, el gas debe calentarse a temperaturas de un millón de grados o más.

Los teóricos han demostrado ahora que la fuente de energía que produce estas notables temperaturas es la explosión de estrellas masivas al final de sus vidas (Figura\(\PageIndex{5}\)). Tales explosiones, llamadas supernovas, serán discutidas en detalle en el capítulo sobre La muerte de las estrellas. Por ahora, solo diremos que algunas estrellas, acercándose al final de sus vidas, se vuelven inestables y literalmente explotan. Estas explosiones lanzan gas al espacio interestelar a velocidades de decenas de miles de kilómetros por segundo (hasta cerca de 30% la velocidad de la luz). Cuando este gas expulsado choca con el gas interestelar, produce choques que calientan el gas a millones o decenas de millones de grados.

Figura\(\PageIndex{5}\) Vela Supernova Remanente. Hace unos 11 mil años, una estrella moribunda en la constelación de Vela explotó, volviéndose tan brillante como la luna llena en los cielos de la Tierra. Se pueden ver los tenues filamentos redondeados de esa explosión en el centro de esta colorida imagen. Los bordes del remanente chocan con el medio interestelar, calentando el gas que aran a temperaturas de millones de K. Los telescopios en el espacio también revelan una esfera brillante de radiación de rayos X del remanente.

Los astrónomos estiman que una supernova explota aproximadamente cada 100 años en algún lugar de la Galaxia. En promedio, los choques lanzados por las supernovas barren por cualquier punto dado de la Galaxia aproximadamente una vez cada pocos millones de años. Estos choques mantienen algún espacio interestelar lleno de gas a temperaturas de millones de grados, y perturban continuamente al gas más frío, manteniéndolo en constante, movimiento turbulento.

Nubes Moleculares

Algunas moléculas simples en el espacio, como CN y CH, fueron descubiertas hace décadas porque producen líneas de absorción en los espectros de luz visible de las estrellas detrás de ellas. Cuando se dispuso de equipos más sofisticados para obtener espectros en longitudes de onda de radio e infrarrojos, los astrónomos, para su sorpresa, también encontraron moléculas mucho más complejas en las nubes interestelares.

Así como los átomos dejan sus “huellas dactilares” en el espectro de la luz visible, así la vibración y rotación de los átomos dentro de las moléculas pueden dejar huellas espectrales en ondas de radio e infrarrojas. Si extendemos la radiación a longitudes de onda tan largas, podemos detectar líneas de emisión o absorción en los espectros que son característicos de moléculas específicas. A lo largo de los años, los experimentos en nuestros laboratorios nos han mostrado las longitudes de onda exactas asociadas a cambios en la rotación y vibración de muchas moléculas comunes, dándonos una plantilla de posibles líneas con las que ahora podemos comparar nuestras observaciones de materia interestelar.

El descubrimiento de moléculas complejas en el espacio fue una sorpresa porque la mayor parte del espacio interestelar está lleno de luz ultravioleta de las estrellas, y esta luz es capaz de disociar moléculas (separándolas en átomos individuales). En retrospectiva, sin embargo, la presencia de moléculas no es sorprendente. Como discutiremos más a fondo en la siguiente sección, y ya hemos visto anteriormente, el espacio interestelar también contiene cantidades significativas de polvo capaces de bloquear la luz estelar. Cuando este polvo se acumula en una sola ubicación, el resultado es una nube oscura donde la luz ultravioleta de las estrellas se bloquea y las moléculas pueden sobrevivir. La mayor de estas estructuras se crean donde la gravedad atrae el gas interestelar para formar nubes moleculares gigantes, estructuras tan masivas como un millón de veces la masa del Sol. Dentro de estos, la mayor parte del hidrógeno interestelar ha formado la molécula H ₂ (hidrógeno molecular). Otras moléculas más complejas también están presentes en cantidades mucho menores.

Las nubes moleculares gigantes tienen densidades de cientos a miles de átomos por cm ³, mucho más densas que el espacio interestelar en promedio. Como resultado, aunque representan una fracción muy pequeña del volumen del espacio interestelar, contienen una fracción significativa —20— 30% —de la masa total del gas de la Vía Láctea. Debido a su alta densidad, las nubes moleculares bloquean la luz ultravioleta de las estrellas, el principal agente para calentar la mayoría de los gases interestelares. Como resultado, tienden a ser extremadamente fríos, con temperaturas típicas cercanas a los 10 K (−263 °C). Las nubes moleculares gigantes son también los sitios donde se forman nuevas estrellas, como discutiremos a continuación.

Es en estas regiones oscuras del espacio, protegidas de la luz estelar, donde se pueden formar moléculas. Las reacciones químicas que ocurren tanto en el gas como en la superficie de los granos de polvo conducen a compuestos mucho más complejos, cientos de los cuales han sido identificados en el espacio interestelar. Entre los más simples de estos se encuentran el agua (\(\ce{H2O}\)), el monóxido de carbono (\(\ce{CO}\)), que es producido por los incendios en la Tierra, y el amoníaco (\(\ce{NH3}\)), cuyo olor se reconoce en los fuertes productos de limpieza del hogar. El monóxido de carbono es particularmente abundante en el espacio interestelar y es la principal herramienta que utilizan los astrónomos para estudiar nubes moleculares gigantes. Desafortunadamente, la molécula más abundante,\(\ce{H2}\), es particularmente difícil de observar directamente porque en la mayoría de las nubes moleculares gigantes, es demasiado fría para emitir incluso a longitudes de onda de radio. \(\ce{CO}\), que tiende a estar presente dondequiera que\(\ce{H2}\) se encuentre, es un emisor mucho mejor y a menudo es utilizado por los astrónomos para rastrear hidrógeno molecular.

Las moléculas más complejas que han encontrado los astrónomos son en su mayoría combinaciones de átomos de hidrógeno, oxígeno, carbono, nitrógeno y azufre. Muchas de estas moléculas son orgánicas (aquellas que contienen carbono y están asociadas con la química del carbono de la vida en la Tierra). Incluyen formaldehído (utilizado para preservar los tejidos vivos), alcohol (consulte la caja de características en Cocktails in Space a continuación) y anticongelante.

En 1996, los astrónomos descubrieron el ácido acético (el ingrediente principal del vinagre) en una nube que yacía en dirección a la constelación de Sagitario. Para equilibrar lo agrio con lo dulce, también se ha encontrado un azúcar simple (glicolaldehído). Los compuestos más grandes hasta ahora descubiertos en el espacio interestelar son los fullerenos, moléculas en las que 60 o 70 átomos de carbono están dispuestos en una configuración tipo jaula (ver Figura\(\PageIndex{6}\)). Consulte la Tabla\(\PageIndex{1}\) a continuación para obtener una lista de algunas de las moléculas interestelares más interesantes que se han encontrado hasta el momento.

Figura\(\PageIndex{6}\) Fullereno C60: Esta perspectiva tridimensional muestra la disposición característica en forma de jaula de los 60 átomos de carbono en una molécula de fullereno C60. Fullerene C60 también es conocido como “buckyball”, o como su nombre completo, buckminsterfullereno, debido a su similitud con las cúpulas arquitectónicas multilaterales diseñadas por el inventor estadounidense R. Buckminster Fuller.

Tabla\(\PageIndex{1}\): Algunas moléculas interestelares interesantes

Nombre	Fórmula química	Uso en la Tierra
Amoníaco	\(\ce{NH3}\)	Limpiadores para el hogar
Formaldo	\(\ce{H2CO}\)	Líquido de embalsamamiento
Acetileno	\(\ce{HC2H}\)	Combustible para un soplete de soldadura
Ácido acético	\(\ce{C2H2O4}\)	La esencia del vinagre
Alcohol etílico	\(\ce{CH3CH2OH}\)	Fiestas de fin de semestre
Etilenglicol	\(\ce{HOCH2CH2OH}\)	Ingrediente anticongelante
Benceno	\(\ce{C6H6}\)	Anillo de carbono, ingrediente en barnices y tintes

Las nubes interestelares frías también contienen cianoacetileno (\(\ce{HC3N}\)) y acetaldehído (\(\ce{CH3CHO}\)), generalmente considerados como puntos de partida para la formación de aminoácidos. Estos son bloques de construcción de proteínas, que se encuentran entre los químicos fundamentales a partir de los cuales se construyen los organismos vivos en la Tierra. La presencia de estas moléculas orgánicas no implica que la vida exista en el espacio, pero sí muestra que los bloques de construcción químicos de la vida pueden formarse bajo una amplia gama de condiciones en el universo. A medida que aprendemos más sobre cómo se producen moléculas complejas en las nubes interestelares, adquirimos una mayor comprensión de los tipos de procesos que precedieron a los inicios de la vida en la Tierra hace miles de millones de años.

¿Interesado en aprender más sobre fullerenos, buckyballs o buckminsterfullerenos (como se les llama)? Vea un breve video del Laboratorio de Propulsión a Chorro de la NASA que explica qué son e ilustra cómo fueron descubiertos en el espacio.

CÓCTELES EN EL ESPACIO

Entre las moléculas que los astrónomos han identificado en las nubes interestelares se encuentra el alcohol, que viene en dos variedades: alcohol metílico (o de madera) y alcohol etílico (el tipo que se encuentra en los cócteles). El alcohol etílico es una molécula bastante compleja, escrita por químicos como\(\ce{C2H5OH}\). Es bastante abundante en el espacio (relativamente hablando). En las nubes donde se ha identificado, detectamos hasta una molécula por cada m ³. Las nubes más grandes (que pueden tener varios cientos de años luz de ancho) tienen suficiente alcohol etílico para hacer 10 ²⁸ quintas partes de licor.

No necesitamos temer, sin embargo, que los futuros astronautas interestelares se conviertan en alcohólicos interestelares. Incluso si una nave espacial estuviera equipada con un embudo gigante de 1 kilómetro de ancho y pudiera sacarlo a través de una nube así a la velocidad de la luz, tomaría alrededor de mil años recolectar suficiente alcohol para un martini estándar.

Además, las mismas nubes también contienen moléculas de agua (\(\ce{H2O}\)). Tu primicia los recogería también, y hay muchos más porque son más simples y por lo tanto más fáciles de formar. Por diversión, un artículo astronómico calculó realmente la prueba de una nube típica. Prueba es la proporción de alcohol a agua en una bebida, donde 0 prueba significa toda el agua, 100 prueba significa mitad alcohol y mitad agua, y 200 prueba significa todo alcohol. La prueba de la nube interestelar fue de solo 0.2, no lo suficiente para calificar como bebida fuerte

Resumen

El gas interestelar puede ser caliente o frío. El gas que se encuentra cerca de estrellas calientes emite luz por fluorescencia, es decir, la luz se emite cuando un electrón es capturado por un ion y cae en cascada hasta niveles de energía más bajos. Las nubes brillantes (nebulosas) de hidrógeno ionizado se denominan regiones H II y tienen temperaturas de aproximadamente 10,000 K. La mayor parte del hidrógeno en el espacio interestelar no está ionizado y se puede estudiar mejor mediante mediciones de radio de la línea de 21 centímetros. Parte del gas en el espacio interestelar se encuentra a una temperatura de un millón de grados, a pesar de que está muy lejos en las estrellas calientes; este gas ultra caliente probablemente se calienta cuando el gas que se mueve rápidamente expulsado en explosiones de supernova barre por el espacio. En algunos lugares, la gravedad reúne gas interestelar en nubes gigantes, dentro de las cuales el gas está protegido de la luz estelar y puede formar moléculas; en el espacio se han encontrado más de 200 moléculas diferentes, entre ellas los componentes básicos de las proteínas, que son fundamentales para la vida tal como la conocemos aquí en la Tierra.

Notas al pie

¹ Los científicos también llaman a esta línea roja de Balmer la línea H-alfa, con alfa lo que significa que es la primera línea espectral de la serie Balmer.

Glosario

nube molecular

una nube interestelar grande, densa y fría; debido a su tamaño y densidad, este tipo de nube puede evitar que la radiación ultravioleta llegue a su interior, donde las moléculas son capaces de formarse

Región H II

la región del hidrógeno ionizado en el espacio interestelar