Introduccin al medio interestelar Dr Sergio Ariel Paron

Introducción al medio interestelar Dr. Sergio Ariel Paron Instituto de Astronomía y Física del Espacio CONICET - UBA Curso Asociación Argentina Amigos de la Astronomía - Junio 2012

Organización del curso: Clase 1: Introducción básica. Fases y componentes del medio interestelar (MIE). Clase 2: Moléculas en el MIE. Procesos químicos y físicos. Clase 3: Formación de estrellas planetas y vida. Clase 4: ¿Cómo estudiamos el MIE? Técnicas observacionales modernas. Análisis de datos. Búsqueda en base de datos.

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Las clases se podrán ir bajando de la web de: http: //cms. iafe. uba. ar/sparon/divulg. html mi mail: sparon@iafe. uba. ar

Clase 1 Introducción básica. Fases y componentes del medio interestelar (MIE).

Antes que nada, entendamos en donde estamos parados… El Sol, una estrella más entre miles de millones que forman la Vía Láctea… La Vía Láctea, una galaxia más entre miles de millones que forman el Universo…

Las galaxias se agrupan en cúmulos Los cúmulos se agrupan en supercúmulos Hubble - campo profundo

El Universo en gran escala se vería así: Cúmulos de galaxias “Radio” del Universo conocido ~14 millones de años luz

La Vía Láctea: En una noche oscura vemos muchísimas estrellas y demás “estructuras extrañas” Medio Interestelar (MIE)

Medio Interestelar El medio que se encuentra entre las estrellas Pero… ¿qué es? ¿qué hay? ¿está vacío? Si comparamos, en promedio, parecería ser un vacío casi absoluto: Ultra alto vacío (laboratorio): 10 -9 – 10 -11 torr MIE: 10 -17 torr (1 torr = 0. 0013 atm) medio de muy baja densidad

Hasta principios del S. XX se pensaba que el MIE estaba vacío

Si el MIE está vacío ¿qué son estas estructuras que se observan? ¿No hay estrellas o hay “algo” que las oculta?

Por supuesto hoy en día sabemos que son enormes estructuras gaseosas …comúnmente llamadas Nubes Moleculares. Todo en el Universo, en particular todo dentro de nuestra Galaxia, se encuentra inmerso en un medio de baja densidad, no homogéneo, compuesto por gases y componentes sólidos. Existen regiones de mayores y menores densidades Datos: Atmósfera terrestre (en promedio): 2. 7 1019 átomos / moléculas por cm 3 MIE (en promedio): 1 átomo / molécula por cm 3 se puede llegar a 107 – 108 cm-3

Inmerso en este medio hay estrellas (nuevas, jóvenes, viejas, muertas), planetas y tal vez seres vivos. . . Nuestro sistema solar, por supuesto, también está inmerso en una estructura similar.

Representaciones de la “burbuja local” del MIE dónde el Sol se encuentra inmerso

Pongamos un poco de orden Fases del MIE H molecular H atómico neutro H atómico ionizado 273 K = 0 C

Regiones HII Medio ionizado y frío Medio ionizado y tibio (componentes difusas) Medio neutro y frío (componente difusa con algunas concentraciones más densas) Nubes moleculares Gas coronal material molecular Aquí se forman las estrellas

MI E Estructuras interesantes: Nubes Moleculares El estudio del MIE es el “link” entre las escalas estelares y galácticas

Clasifiquemos las Nubes moleculares 1 pc ~ 3 a. l. Masa solar u r t s E a r u t c a c i u q r á r je

DATO PARA TENER EN CUENTA Un año luz es el recorrido que realiza un rayo de luz durante un año de viaje velocidad de la luz = 300. 000 km/s Un año posee 31. 536. 000 segundos. Entonces si por cada segundo un haz de luz avanza 300. 000 km, al cabo de un año habrá recorrido: 300. 000 km/s x 31. 536. 000 seg. = 9. 460. 800. 000 km. ¡¡¡es decir que un año luz = 9. 460. 800. 000 km!!!

Nube molecular gigante de Orion (Complejo) ~ 1500 años luz de distancia ~ cientos de años luz de tamaño Nubes Oscuras

Capullos de formación estelar “Zoom” hacia el centro de Orion (Clase 3)

Composición de las nubes moleculares en general: Átomos: H, C, S, O, etc. Moléculas: H 2, CO, CH 3 OH, muchas! Polvo: pequeños granitos sólidos Clase 2 (química)

Sabemos de la existencia de átomos, moléculas y polvo porque emiten radiación en distintas longitudes de onda: ¿Cómo emiten y cómo detectamos dicha radiación? Clase 4

Una anécdota “extravagante”: En particular, el polvo interestelar (compuesto básicamente por grafito y silicatos) emite radiación en el IR, luego de absorber radiación UV. Fred Hoyle proponía que esta extinción la podía causar bacterias o algas interestelares.

Estructuras interesantes e importantes del MIE: Estrellas de muy alta masa Regiones HII Remanentes de Supernova etapas de la vida/muerte de una estrella con gran influencia en su entorno

Estrellas de muy alta masa Sus vientos y eyecciones de materia alteran el medio circumestelar e interestelar. Estos choque pueden inducir la formación de nuevas estrellas (? )

Regiones HII Una estrella joven de tipo OB ioniza su entorno, formando “una burbuja” de material ionizado. ionización a través de fotones UV La estrella también pierde masa a través de “vientos” ¡¡y la expansión puede formar nuevas estrellas!!

Ionización por radiación UV Fotoionización Roseta UV Luego el material ionizado emite radiación en distintas longitudes de onda.

Explosiones de Supernova Remanentes de Supernova Estrellas Las estrellas de mayor masa: hidrógeno (H) fusión nuclear helio (He)

PRESION D GRAVEDA

Animación de una explosión de Supernova

libera muchísima energía La explosión de Supernova libera todos los elementos que la estrella formó genera nuevos elementos (más pesados) nubes interestelares Estos elementos liberados participarán en la formación de nuevas estrellas nuevos planetas posibles seres vivos

Lo queda luego de la explosión Kepler ~ 5 kpc Remanentes de Supernova Onda de choque avanza. Estrella de neutrones. Inyecta turbulencia en el MIE. Crea y destruye moléculas y granos de polvo. Crab ~ 2 kpc

Remanente de Supernova W 44 en continuo de radio a 1420 MHz

RSN W 44 Estrella naciendo: confirmado con la observación de moléculas. En color: emisión en infrarrojo medio Contornos blancos: emisión en radio del Remanente de SN W 44 y la región HII estudiada. Región HII

Otros componentes importantes del MIE: Campos de radiación Campos magnéticos Rayos cósmicos

Campos de radiación del Big Bang radiación cósmica de fondo plasmas calientes estrellas polvo - moléculas procesos sincrotrón partículas aceleradas por campos magnéticos. Ej: continuo de RSNs.

Campos magnéticos bobina En las nubes moleculares los campos suelen ser de ~ 0. 00003 Gauss Imán de heladera ~ 100 Gauss Tierra ~ 0. 6 Gauss Resonancia Magnética ~ 10000 Gauss Líneas de campo de una estrella

Rayos cósmicos Partículas (protones, He, elementos pesados, electrones) aceleradas a muy altas energías viajando por el MIE. Uno de tantos procesos… física de partículas

Resumen Clase 1 El MIE no es un medio vacío El MIE es un medio de muy alta complejidad Nosotros estamos inmersos en este medio El estudio del MIE es el paso intermedio entre las escalas estelares y las galácticas En el MIE se encuentra todo el material para formar estrellas, planetas y vida

Necesario para la siguiente clase: Buscar / recordar el concepto de átomos y moléculas Tener en mente algunas reacciones de química básica (cualquier libro de química de colegio). Si se tiene, traer o darle un vistazo a una Tabla Periódica