20.E: Entre las estrellas - Gas y polvo en el espacio (Ejercicios)

Para una mayor exploración

Artículos

Goodman, A. “Reciclando el Universo”. Sky & Telescope Noviembre (2000): 44. Revisión de cómo la evolución estelar, el medio interestelar y las supernovas trabajan juntos para reciclar material cósmico.

Greenberg, J. “Los secretos del polvo de estrellas”. Scientific American Diciembre (2000): 70. La composición y el papel evolutivo de las partículas sólidas entre las estrellas.

Knapp, G. “Las cosas entre las estrellas”. Sky & Telescope Mayo (1995): 20. Una introducción al medio interestelar.

Nadis, S. “Buscando las Moléculas de la Vida en el Espacio”. Sky & Telescope Enero (2002): 32. Observaciones recientes del agua en el medio interestelar mediante telescopios satelitales.

Olinto, A. “Resolviendo el misterio de los rayos cósmicos”. Astronomía Abril (2014): 30. Lo que los acelera a tan altas energías.

Reynolds, R. “El gas entre las estrellas”. Scientific American Enero (2002): 34. En el medio interestelar.

Sitios web y aplicaciones

Barnard, E. E., Memorias biográficas: www.nasonline.org/publication... ard-edward.pdf.

Cosmicopia: helios.gsfc.nasa.gov/cosmic.html. El sitio de aprendizaje de la NASA explica sobre la historia y la comprensión moderna de los rayos cósmicos.

DECO: https://wipac.wisc.edu/deco. Una aplicación de teléfono inteligente para convertir tu teléfono en un detector de rayos cósmicos.

Telescopio Espacial Hubble Imágenes de Nebulosas: http://hubblesite.org/gallery/album/nebula/. Da click en cualquiera de las bellas imágenes de esta colección, y serás llevado a una página con más información; mientras miras estas imágenes, es posible que también quieras navegar por la secuencia de diapositivas sobre el significado de los colores en las imágenes del Hubble (http://hubblesite.org/gallery/behind...ning_of_color/).

Medio interestelar Tutorial en línea: www-ssg.sr.unh.edu/ism/intro.htm. Introducción no técnica al medio interestelar (ISM) y cómo lo estudiamos; por el departamento de astronomía de la Universidad de New Hampshire.

Catálogo Messier de Nebulosas, Cúmulos y Galaxias: http://astropixels.com/messier/messiercat.html. El astrónomo Fred Espenak ofrece el catálogo completo, con información e imágenes. (La lista de Wikipedia hace algo similar: es.wikipedia.org/wiki/list_o... ssier_objects.)

Nebulosas: ¿Qué Son? : http://www.universetoday.com/61103/what-is-a-nebula/. Introducción concisa a cargo de Matt Williams.

Videos

Barnard 68: El agujero en el cielo: https://www.youtube.com/watch?v=8No6I0Uc3No. Acerca de esta nube oscura y nubes oscuras en el espacio interestelar en general (02:08).

Nebulosa Cabeza de Caballo en Nueva Luz: www.esa.int/spaceinvideos/vid... a_in_new_light. Recorrido por la nebulosa oscura en diferentes longitudes de onda; no hay narración de audio, solo música, sino material explicativo aparece en la pantalla (03:03).

Hubblecast 65: Una vista completamente nueva de la nebulosa Cabeza de Caballo: http://www.spacetelescope.org/videos/heic1307a/. Informe sobre las nebulosas en general y sobre el Horsehead específicamente, con el astrónomo de ESO Joe Liske (06:03).

Enrojecimiento interestelar: https://www.youtube.com/watch?v=H2M80RAQB6k. Video demostrando cómo funciona el enrojecimiento, con Scott Miller de Penn State; un poco nerd pero útil (03:45).

Actividades de Grupo Colaborativo

1. El Sol se encuentra en una región donde la densidad de la materia interestelar es baja. Supongamos que en cambio se ubicó en una densa nube de 20 años luz de diámetro que atenuó la luz visible de las estrellas que yacían fuera de ella por un factor de 100. Haga que su grupo discuta cómo esto habría afectado el desarrollo de la civilización en la Tierra. Por ejemplo, ¿habría presentado un problema para los primeros navegantes?
2. Los miembros de su grupo deben mirar a través de las imágenes de este capítulo. ¿Qué tan grandes son las nebulosas que ves en las imágenes? ¿Hay alguna pista ya sea en las imágenes o en las leyendas? ¿Son las nubes de las que forman parte significativamente más grandes que las nebulosas que podemos ver? ¿Por qué? Sugerir algunas formas de determinar los tamaños de las nebulosas.
3. ¿Cómo piensan los miembros de su grupo que los astrónomos son capaces de estimar las distancias de tales nebulosas en nuestra propia Galaxia? (Pista: Mira las imágenes. Se puede ver algo entre nosotros y la nebulosa en algunos casos. Revisa las Distancias Celestiales, si necesitas recordarte sobre los métodos de medición de distancias.)
4. El texto sugiere que un tubo de aire que se extiende desde la superficie de la Tierra hasta la parte superior de la atmósfera contiene más átomos que un tubo del mismo diámetro que se extiende desde la parte superior de la atmósfera hasta el borde del universo observable. Los científicos suelen hacer lo que llaman “cálculos de la parte posterior del sobre”, en los que hacen aproximaciones muy aproximadas solo para ver si las afirmaciones o las ideas son ciertas. Intenta hacer una estimación tan “rápida y sucia” para esta afirmación con tu grupo. ¿Cuáles son los pasos para comparar los números de átomos contenidos en los dos tubos diferentes? ¿Qué información necesitas para hacer las aproximaciones? ¿Lo encuentras en este texto? ¿Y es verdad la afirmación?
5. Si tu curso de astronomía ha implicado aprender sobre el sistema solar antes de llegar a este capítulo, haz que tu grupo discuta dónde más además de las nubes interestelares los astrónomos han estado descubriendo moléculas orgánicas (los bloques de construcción químicos de la vida). ¿Cómo podrían relacionarse los descubrimientos de tales moléculas en nuestro propio sistema solar con las moléculas en las nubes discutidas en este capítulo?
6. Dos estrellas tienen una apariencia rojiza en telescopios. Una estrella es en realidad roja; la luz de la otra se ha visto enrojecida por el polvo interestelar en su camino hacia nosotros. Haga que su grupo haga una lista de las observaciones que podría realizar para determinar qué estrella es cuál.
7. Te han pedido que des una plática a la clase de secundaria de tu hermano pequeño sobre astronomía, y decides hablar sobre cómo la naturaleza recicla gas y polvo. Haga que su grupo discuta qué imágenes de este libro usaría en su plática. ¿En qué orden? ¿Cuál es la gran idea que te gustaría que recordaran los alumnos cuando termine la clase?
8. Este capítulo y el siguiente (sobre El nacimiento de las estrellas) incluyen algunas de las imágenes más bellas de nebulosas que brillan con la luz producida cuando la luz estelar interactúa con el gas y el polvo. Haga que su grupo seleccione de una a cuatro de sus nebulosas favoritas y prepare un informe sobre ellas para compartirlas con el resto de la clase. (Incluya cosas como su ubicación, distancia, tamaño, forma en que brillan y lo que está sucediendo dentro de ellos).

Preguntas de revisión

1. Identificar varias nebulosas oscuras en fotografías de este capítulo. Dé los números de las cifras de las fotografías, y especifique dónde se van a encontrar en ellas las nebulosas oscuras.
2. ¿Por qué las nebulosas cercanas a las estrellas calientes se ven rojas? ¿Por qué las nubes de polvo cerca de las estrellas suelen verse azules?
3. Describir las características de los diversos tipos de gas interestelar (regiones HII, nubes de hidrógeno neutro, nubes de gas ultra-caliente y nubes moleculares).
4. Prepare una tabla que enumere las diferentes formas en que el polvo y el gas pueden ser detectados en el espacio interestelar.
5. Describir cómo se forma la línea de 21 cm de hidrógeno. ¿Por qué esta línea es una herramienta tan importante para entender el medio interestelar?
6. Describir las propiedades de los granos de polvo que se encuentran en el espacio entre estrellas.
7. ¿Por qué es difícil determinar de dónde provienen los rayos cósmicos?
8. ¿Qué causa el enrojecimiento de la luz estelar? Explica cómo el color rojizo del disco del Sol al atardecer es causado por el mismo proceso.
9. ¿Por qué las moléculas, incluidas\(\ce{H2}\) las moléculas orgánicas más complejas, solo se forman dentro de las nubes oscuras? ¿Por qué no llenan todo el espacio interestelar?
10. ¿Por qué no podemos usar telescopios de luz visible para estudiar las nubes moleculares donde se forman las estrellas y los planetas? ¿Por qué funcionan mejor los telescopios infrarrojos o de radio?
11. La masa del medio interestelar está determinada por un equilibrio entre las fuentes (que agregan masa) y los sumideros (que la eliminan). Haga una tabla con la lista de las principales fuentes y sumideros, y explique brevemente cada uno.
12. ¿De dónde viene el polvo interestelar? ¿Cómo se forma?

Preguntas de Pensamiento

1. La figura\(20.1.1\) de la Sección 20.1 muestra un resplandor rojizo alrededor de la estrella Antares, y sin embargo la leyenda dice que es una nube de polvo. ¿Qué observaciones harías para determinar si el resplandor rojo es realmente producido por el polvo o si es producido por una región H II?
2. Si el resplandor rojo alrededor de Antares es efectivamente producido por el reflejo de la luz de Antares por el polvo, ¿qué le dice su aspecto rojo sobre la probable temperatura de Antares? Busque el tipo espectral de Antares en el Apéndice J. ¿Su estimación de la temperatura fue aproximadamente correcta? En la mayoría de las imágenes de este capítulo, un resplandor rojo se asocia con hidrógeno ionizado. ¿Esperarías encontrar una región H II alrededor de Antares? Explica tu respuesta.
3. A pesar de que el hidrógeno neutro es el elemento más abundante en la materia interestelar, se detectó primero con un radiotelescopio, no con un telescopio de luz visible. Explique por qué. (Puede ser útil la explicación dada en Analizando Starlight por el hecho de que las líneas de hidrógeno no son fuertes en estrellas de todas las temperaturas).
4. Los términos H II y H2 se pronuncian ambos “H dos”. ¿Cuál es la diferencia de significado de esos dos términos? ¿Puede haber tal cosa como H III?
5. Supongamos que alguien te dijo que había descubierto H II alrededor de la estrella Aldebaran. ¿Le creerías? ¿Por qué o por qué no?
6. Describir el espectro de cada uno de los siguientes:
   1. luz de las estrellas reflejada por el polvo,
   2. una estrella detrás del gas interestelar invisible, y
   3. una nebulosa de emisión.
7. Según el texto, una estrella debe estar más caliente que alrededor de 25.000 K para producir una región H II. Tanto las enanas blancas más calientes como las estrellas O de secuencia principal tienen temperaturas superiores a 25.000 K. ¿Qué tipo de estrella puede ionizar más hidrógeno? ¿Por qué?
8. De los comentarios en el texto sobre qué tipos de estrellas producen nebulosas de emisión y qué tipos están asociados con nebulosas de reflexión, ¿qué se puede decir sobre las temperaturas de las estrellas que producen NGC 1999 (Figura\(20.3.5\) en la Sección 20.3)?
9. Una forma de calcular el tamaño y la forma de la Galaxia es estimar las distancias a las estrellas débiles solo a partir de sus claros aparentes observados y observar la distancia a la que las estrellas ya no son observables. Los primeros astrónomos en probar este experimento no sabían que la luz estelar está atenuada por el polvo interestelar. Sus estimaciones del tamaño de la Galaxia eran demasiado pequeñas. Explique por qué.
10. Se forman nuevas estrellas en regiones donde la densidad de gas y polvo es relativamente alta. Supongamos que querías buscar algunas estrellas recién formadas. ¿Sería más probable que tuviera éxito si observara a longitudes de onda visibles o a longitudes de onda infrarrojas? ¿Por qué?
11. Pensando en los temas de este capítulo, aquí hay una analogía de la Tierra. En las grandes ciudades, se puede ver mucho más lejos en días sin smog. ¿Por qué?
12. Las estrellas se forman en la Vía Láctea a razón de aproximadamente 1 masa solar por año. A este ritmo, ¿cuánto tiempo tardaría en que todo el gas interestelar de la Vía Láctea se convirtiera en estrellas si no hubiera gas fresco entrando del exterior? ¿Cómo se compara esto con la edad estimada del universo, 14 mil millones de años? ¿Qué concluye de esto?
13. La línea de 21 cm se puede utilizar no solo para averiguar dónde se encuentra el hidrógeno en el cielo, sino también para determinar qué tan rápido se está moviendo hacia nosotros o alejándose de nosotros. Describa cómo podría funcionar esto.
14. Los astrónomos detectaron recientemente la luz emitida por una supernova que originalmente se observó en 1572, recién llegando ahora a la Tierra. Esta luz se reflejó en una nube de polvo; los astrónomos llaman a esa luz reflejada un “eco de luz” (así como el sonido reflejado se llama eco). ¿Cómo esperarías que se comparara el espectro del eco de luz con el de la supernova original?
15. Podemos detectar emisiones de 21 cm tanto de otras galaxias como de nuestra propia Galaxia. No obstante, la emisión de 21 cm de nuestra propia Galaxia llena la mayor parte del cielo, por lo que solemos ver ambas a la vez. ¿Cómo podemos distinguir la emisión extragaláctica de 21 cm de la que surge en nuestra propia Galaxia? (Sugerencia: Otras galaxias generalmente se mueven en relación con la Vía Láctea).
16. Hemos dicho en repetidas ocasiones que la luz azul sufre más extinción que la luz roja, lo que es cierto para longitudes de onda visibles y más cortas. ¿Es lo mismo cierto para las radiografías? Mira la Figura\(20.6.1\) en la Sección 20.6. La mayor cantidad de polvo se encuentra en el plano galáctico en el centro de la imagen, y el color rojo en la imagen corresponde a la luz más roja (de menor energía). En base a lo que ves en el plano galáctico, ¿los rayos X están experimentando más extinción a colores más rojos o azules? Podría considerar comparar la Figura\(20.6.1\) en la Sección 20.6 con la Figura\(20.3.6\) en la Sección 20.3.
17. Supongamos que, en lugar de estar dentro de la Burbuja Local, el Sol estuviera en lo profundo de una nube molecular gigante. ¿Cómo sería el cielo nocturno visto desde la Tierra a diversas longitudes de onda?
18. Supongamos que, en lugar de estar dentro de la Burbuja Local, el Sol estuviera dentro de una región H II. ¿Cómo se vería el cielo nocturno a varias longitudes de onda?

Calcular por ti mismo

1. Una nube molecular es aproximadamente 1000 veces más densa que el promedio del medio interestelar. Comparemos esta diferencia de densidades con algo más familiar. El aire tiene una densidad de aproximadamente 1 kg/m ³, por lo que algo 1000 veces más denso que el aire tendría una densidad de aproximadamente 1000 kg/m ³. ¿Cómo se compara esto con la densidad típica del agua? ¿De granito? (Se pueden encontrar cifras de estas densidades en internet.) ¿La diferencia de densidad entre una nube molecular y el medio interestelar es mayor o menor que la diferencia de densidad entre aire y agua o granito?
2. ¿Esperaría poder detectar una región H II en emisión de rayos X? ¿Por qué o por qué no? (Pista: Podrías aplicar la ley de Viena)
3. Supongamos que reunió una bola de gas interestelar que era igual al tamaño de la Tierra (un radio de aproximadamente 6000 km). Si este gas tiene una densidad de 1 átomo de hidrógeno por cm ³, típica del medio interestelar, ¿cómo se compararía su masa con la masa de una bola de boliche (5 o 6 kg)? ¿Qué tal si tuviera la densidad típica de la Burbuja Local, aproximadamente 0.01 átomos por cm ³? El volumen de una esfera es\(V = \left( \frac{4}{3} \right) \pi R^3\).
4. A la densidad promedio del medio interestelar, 1 átomo por cm ³, ¿qué tan grande se debe utilizar un volumen de material para hacer una estrella con la masa del Sol? ¿Cuál es el radio de una esfera de este tamaño? Exprese su respuesta en años luz.
5. Considera un grano de arena que contiene 1 mg de oxígeno (una cantidad típica para un grano de arena de tamaño mediano, ya que la arena es mayormente\(\che{SiO2}\)). ¿Cuántos átomos de oxígeno contiene el grano? ¿Cuál es el radio de la esfera sobre la que tendrías que esparcirlas si quisieras que tuvieran la misma densidad que el medio interestelar, aproximadamente 1 átomo por cm ³? Se puede buscar la masa de un átomo de oxígeno.
6. Las regiones H II solo pueden existir si hay una estrella cercana lo suficientemente caliente como para ionizar hidrógeno. El hidrógeno es ionizado solo por radiación con longitudes de onda inferiores a 91.2 nm. ¿Cuál es la temperatura de una estrella que emite su energía máxima a 91.2 nm? (Utilice la ley de Wien de Radiación y Espectros.) Con base en este resultado, ¿cuáles son los tipos espectrales de esas estrellas que probablemente proporcionen suficiente energía para producir regiones H II?
7. En el texto, dijimos que el oxígeno cinco veces ionizado (OVI) que se ve en el gas caliente debió haber sido producido por choques de supernova que calentaron el gas a millones de grados, y no por la luz de las estrellas, la forma en que se produce H II. La producción de OVI por luz requiere longitudes de onda más cortas que 10.9 nm. Las estrellas más calientes observadas tienen temperaturas superficiales de aproximadamente 50,000 K. ¿Podrían producir OVI?
8. El polvo fue descubierto originalmente porque las estrellas en ciertos cúmulos parecían ser más débiles de lo esperado. Supongamos que una estrella está detrás de una nube de polvo que atenúa su brillo en un factor de 100. Supongamos que no te das cuenta que el polvo está ahí. ¿Cuánto error será tu estimación de distancia? ¿Se te ocurre alguna medida que puedas hacer para detectar el polvo?
9. ¿Cómo se compararía la densidad dentro de una nube fría (\(T\)= 10 K) con la densidad del gas interestelar ultra-caliente (\(T\)= 106 K) si estuvieran en equilibrio de presión? (Se necesita una gran nube para poder proteger su interior de la calefacción para que pueda estar a una temperatura tan baja). (Pista: En equilibrio de presión, las dos regiones deben tener\(nT\) igual, donde\(n\) está el número de partículas por unidad de volumen y\(T\) es la temperatura.) ¿Qué región crees que es más adecuada para la creación de nuevas estrellas? ¿Por qué?
10. El texto dice que la Pelusa Local, que rodea al Sol, tiene una temperatura de 7500 K y una densidad de 0.1 átomos por cm ³. El Local Fluff está incrustado en gas caliente con una temperatura de 106 K y una densidad de aproximadamente 0.01 átomos por cm ³. ¿Están en equilibrio? (Pista: En equilibrio de presión, las dos regiones deben tener\(nT\) igual, donde\(n\) está el número de partículas por unidad de volumen y\(T\) es la temperatura.) ¿Qué es probable que le pase a la Pelusa Local?