Medio interestelar

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El medio interestelar (ISM) es la sustancia y los campos que llenan el espacio interestelar dentro de las galaxias [1] . Composición: gas interestelar, polvo (1% de la masa del gas), campos electromagnéticos interestelares, rayos cósmicos , así como materia oscura hipotética . La composición química del medio interestelar es producto de la nucleosíntesis primaria y la fusión nuclear en las estrellas . A lo largo de su vida, las estrellas emiten un viento estelar , que devuelve elementos de la atmósfera de la estrella al medio ambiente . Y al final de la vida de una estrella, la capa se desprende de ella, enriqueciendo el medio interestelar con productos de fusión nuclear.

La distribución espacial del medio interestelar no es trivial. Además de las estructuras galácticas generales, como una barra (barra) y los brazos espirales de las galaxias, existen nubes frías y cálidas separadas rodeadas de gas más caliente. La característica principal del ISM es su densidad extremadamente baja, con un promedio de 1.000 átomos por centímetro cúbico.

Historial de descubrimientos

La naturaleza del medio interestelar ha atraído la atención de astrónomos y científicos durante siglos. El término "medio interestelar" fue utilizado por primera vez por F. Bacon en 1626 [2] . "Oh, el Cielo entre las estrellas, tiene mucho en común con las estrellas, girando (alrededor de la Tierra) como cualquier otra estrella". El posterior filósofo natural Robert Boyle objetó en 1674 : "La región interestelar de los cielos, como creen algunos epicúreos modernos , debe estar vacía".

Después de la creación de la teoría electromagnética moderna , algunos físicos postularon que el éter luminífero invisible es el medio para la transmisión de ondas de luz. También creían que el éter llenaba el espacio interestelar. Robert Patterson en 1862 escribió [3] : "Este flujo de salida es la base de las vibraciones o movimientos oscilatorios en el éter que llena el espacio interestelar".

El uso de estudios fotográficos profundos del cielo nocturno permitió a E. Barnard obtener la primera imagen de una nebulosa oscura , que se destacaba en silueta contra el fondo de las estrellas de la galaxia. Sin embargo, el primer descubrimiento de materia difusa fría fue realizado por D. Hartmann en 1904 tras el descubrimiento de un espectro de absorción fijo en el espectro de emisión de estrellas binarias , que se observaron para probar el efecto Doppler .

En su estudio histórico del espectro Delta Orion , Hartmann estudió las órbitas orbitales de los compañeros del sistema Delta Orion y la luz proveniente de la estrella, y se dio cuenta de que parte de la luz se absorbe en su camino hacia la Tierra. Hartmann escribió que "la línea de absorción del calcio es muy débil", y también que "resultó un tanto sorprendente que las líneas de calcio a una longitud de onda de 393,4 nanómetros no se muevan en la divergencia periódica de líneas espectrales que está presente en espectroscopia ". estrellas binarias ". La naturaleza estacionaria de estas líneas permitió a Hartmann sugerir que el gas responsable de la absorción no está presente en la atmósfera de Delta Orion, sino que, por el contrario, se encuentra fuera de la estrella y se encuentra entre la estrella y el observador. Este estudio fue el comienzo del estudio del medio interestelar.

Después de la investigación de Hartmann, en 1919, Mary Eger mientras estudiaba las líneas de absorción a 589,0 y 589,6 nanómetros en los sistemas de Delta Orion y Beta Scorpio descubrió sodio en el medio interestelar [4] .

Estudios posteriores de las líneas de calcio "H" y "K" realizados por Beals [5] (1936) hicieron posible detectar perfiles de espectro dobles y asimétricos de Epsilon y Zeta Orionis . Estos fueron los primeros estudios exhaustivos del medio interestelar en la constelación de Orión . La asimetría de los perfiles de las líneas de absorción era el resultado de la superposición de numerosas líneas de absorción, cada una de las cuales correspondía a transiciones atómicas (por ejemplo, la línea "K" del calcio) y ocurría en nubes interestelares, cada una de las cuales tenía su propia velocidad radial . Dado que cada nube se mueve a diferentes velocidades en el espacio interestelar, tanto hacia la Tierra como alejándose de ella, como resultado del efecto Doppler , las líneas de absorción se desplazaron hacia el lado violeta o hacia el rojo , respectivamente. Este estudio confirmó que la materia no está distribuida uniformemente por todo el espacio interestelar.

Los estudios intensivos de la materia interestelar permitieron a W. Pickering en 1912 afirmar [6] que “el medio absorbente interestelar, que, como demostró Kaptein , absorbe solo en ciertas longitudes de onda, puede indicar la presencia de gas y moléculas gaseosas que son expulsadas por el Sol . y estrellas .”

También en 1912, Victor Hess descubrió los rayos cósmicos , partículas energéticas cargadas que bombardean la Tierra desde el espacio. Esto permitió a algunos investigadores afirmar que también llenan el medio interestelar. El físico noruego Christian Birkeland escribió en 1913: “El desarrollo constante de nuestro punto de vista nos lleva a suponer que todo el espacio está lleno de electrones e iones libres de todo tipo. También tendemos a creer que todos los sistemas estelares se originaron a partir de partículas cargadas en el espacio. Y no parece del todo increíble pensar que la mayor parte de la masa del universo no se puede encontrar en sistemas estelares o nebulosas , sino en el espacio "vacío" [7]

Thorndike escribió en 1930: “Sería terrible darse cuenta de que existe un abismo infranqueable entre las estrellas y el vacío total. Las auroras son excitadas por partículas cargadas emitidas por nuestro Sol. Pero si millones de otras estrellas también emiten partículas cargadas, y esto es un hecho indiscutible, entonces el vacío absoluto no puede existir en absoluto en la galaxia” [8] .

Manifestaciones observacionales

Enumeramos las principales manifestaciones observacionales:

La presencia de nebulosas luminosas de hidrógeno ionizado alrededor de estrellas calientes y nebulosas reflectantes de gas y polvo en la vecindad de estrellas más frías;
Debilitamiento de la luz estelar (absorción interestelar) debido al polvo que forma parte del medio interestelar. Así como el enrojecimiento de la luz asociado; la presencia de nebulosas opacas;
Polarización de la luz en granos de polvo orientados a lo largo del campo magnético de la Galaxia;
Radiación infrarroja del polvo interestelar;
Emisión de radio de hidrógeno neutro en el rango de radio a una longitud de onda de 21 cm;
Rayos X blandos de un gas enrarecido caliente;
radiación de sincrotrón de electrones relativistas en campos magnéticos interestelares;
Radiación de másers cósmicos .

La estructura del ISM es extremadamente no trivial y heterogénea: nubes moleculares gigantes, nebulosas de reflexión, nebulosas protoplanetarias, nebulosas planetarias, glóbulos, etc. Esto conduce a una amplia gama de manifestaciones y procesos de observación que ocurren en el medio. La siguiente tabla enumera las propiedades de los principales componentes del entorno de disco:

Fase	Temperatura ( K )	Concentración (cm −3 )	Masa de la nube ( M ⊙ )	Tamaño ( piezas )	Parte del volumen ocupado	Método de observación
gas coronario	~5⋅10 5	~0.003	-	-	~0.5	Rayos X, líneas de absorción de metales en UV
Áreas HII brillantes	~10 4	~30	~300	~10	~10 −4	Línea brillante H α
Zonas HII de baja densidad	~10 4	~0.3	-	-	~0.1	Línea Hα _
Entorno entre nubes	~10 4	~0.1	-	-	~0.4	Línea Lyα _
Regiones HI cálidas	~10 3	~1	-	-	~0.01	Radiación HI a λ =21 cm
Condensaciones máser	<100	~10 10	~10 5	~10 −5		emisión máser
hola nubes	≈80	~10	~100	~10	~0.01	Absorción HI a λ =21 cm
nubes moleculares gigantes	~20	~300	~3⋅10 5	~40	~3⋅10 −4
nubes moleculares	≈10	~10 3	~300	~1	~10 −5	Líneas de absorción y emisión de hidrógeno molecular en el espectro de radio e infrarrojo.
glóbulos	≈10	~10 4	~20	~0.3	~3⋅10 −9	Absorción en el rango óptico.

Efecto máser

En 1965, se encontraron líneas muy intensas y estrechas con λ = 18 cm en varios espectros de emisión de radio. Estudios posteriores demostraron que las líneas pertenecen a la molécula OH hidroxilo , y sus propiedades inusuales son el resultado de la emisión máser . En 1969, se descubrieron fuentes de máser de una molécula de agua a λ = 1,35 cm, y más tarde se descubrieron máseres que también funcionan en otras moléculas.

Para la emisión máser, es necesaria una población inversa de los niveles (el número de átomos en el nivel resonante superior es mayor que en el inferior). Luego, al pasar a través de la sustancia, la luz con la frecuencia de resonancia de la onda se amplifica, no se debilita (esto se denomina efecto máser). Para mantener una población inversa, es necesario un bombeo constante de energía, por lo que todos los máseres espaciales se dividen en dos tipos:

Másers asociados con estrellas OB calientes jóvenes (edad 10 5 años) (y posiblemente con protoestrellas) y ubicados en regiones de formación estelar.
Másers asociados con estrellas frías altamente evolucionadas de alta luminosidad.

Características físicas

Falta de equilibrio termodinámico local (LTE)

En el medio interestelar, la concentración de átomos y, en consecuencia, el espesor óptico son pequeños. Esto significa que la temperatura de radiación efectiva es la temperatura de radiación de las estrellas (~5000 K) , que de ninguna manera corresponde a la temperatura del medio en sí. En este caso, las temperaturas de los electrones y los iones del plasma pueden diferir mucho entre sí, ya que el intercambio de energía tras la colisión ocurre muy raramente. Por lo tanto, no hay una temperatura única ni siquiera en el sentido local.

La distribución del número de átomos e iones sobre las poblaciones de nivel está determinada por el equilibrio de los procesos de recombinación e ionización. LTE requiere que estos procesos estén en equilibrio para que se cumpla la condición de balance detallado, sin embargo, en el medio interestelar, los procesos elementales directos e inversos tienen una naturaleza diferente, por lo que no se puede establecer un balance detallado.

Y finalmente, el pequeño espesor óptico para la radiación dura y las partículas cargadas rápidamente conduce al hecho de que la energía liberada en cualquier región del espacio se transporta a largas distancias, y el enfriamiento se produce en todo el volumen a la vez, y no en el espacio local. expandiéndose a la velocidad del sonido en el ambiente. Lo mismo ocurre con la calefacción. La conductividad térmica no puede transferir calor desde una fuente distante, y entran en juego procesos que calientan grandes volúmenes a la vez.

Sin embargo, a pesar de la ausencia de LTE, incluso en un plasma cósmico muy enrarecido, se establece una distribución Maxwelliana de electrones sobre velocidades, correspondiente a la temperatura del medio, por lo tanto, para la distribución de partículas sobre energías, se puede utilizar la fórmula de Boltzmann y hablar de la temperatura. Esto sucede debido a la acción de largo alcance de las fuerzas de Coulomb en un tiempo bastante corto (para un plasma de hidrógeno puro, este tiempo es del orden de 10 5 s ), mucho menor que el tiempo de colisión entre partículas.

Para describir el estado del gas, introducimos el coeficiente de enfriamiento volumétrico y el coeficiente de calentamiento volumétrico . Entonces la ley de conservación de energía para el elemento de volumen dV con energía interna E y presión P se escribirá como: $\Lambda(n,T)$ $\Gamma(n,T)$

{\frac {dQ}{dt}}={\frac {dE}{dt}}+P{\frac {dV}{dt}}=\Gamma -\Lambda

En equilibrio térmico, dQ/dt = 0 , lo que significa que la temperatura de equilibrio del medio se puede encontrar a partir de la relación Γ = Λ .

Mecanismos de calentamiento

Cuando decimos que el medio se calienta, nos referimos a un aumento de la energía cinética media. El calentamiento volumétrico aumenta la energía cinética de cada partícula. Cada partícula por unidad de tiempo puede aumentar su energía en una cantidad finita y, en ausencia de equilibrio termodinámico, esto significa que la velocidad de calentamiento del medio es directamente proporcional al número de partículas por unidad de volumen, es decir, la concentración Γ ( norte , T ) = nG ( T ) . La función G ( T ) [erg/s] se denomina eficiencia de calentamiento y se calcula a través de los procesos elementales de interacción y radiación.

Radiación ultravioleta de las estrellas (fotoionización)

El clásico efecto fotoeléctrico: la energía de un cuanto se gasta en la ionización de un átomo desde un nivel i arbitrario y la energía cinética de un electrón. Luego, los electrones chocan con diferentes partículas y la energía cinética se convierte en la energía del movimiento caótico, el gas se calienta.

Sin embargo, el gas interestelar consiste en hidrógeno, que solo puede ser ionizado por luz ultravioleta fuerte . Por lo tanto, los principales "interceptores" de los cuantos UV son átomos de impurezas: hierro, silicio, azufre, potasio, etc. Desempeñan un papel importante en el establecimiento del equilibrio térmico del gas frío.

ondas de choque

Las ondas de choque surgen durante los procesos que se desarrollan a velocidades supersónicas (para el ISM esto es de 1 a 10 km/s ). Esto sucede durante una explosión de supernova, eyección de caparazón, colisión de nubes de gas entre sí, colapso gravitacional de una nube de gas, etc. Detrás del frente de la onda de choque, la energía cinética del movimiento dirigido se convierte rápidamente en la energía del movimiento caótico. movimiento de partículas. A veces, la temperatura puede alcanzar valores enormes (hasta mil millones de grados dentro de los remanentes de supernova), y la energía principal proviene del movimiento de iones pesados (temperatura de iones). Al principio, la temperatura del gas de electrones ligeros es mucho más baja, pero gradualmente, debido a las interacciones de Coulomb, las temperaturas de iones y electrones se igualan. Si hay un campo magnético en el plasma, entonces la turbulencia asume el papel del primer violín al igualar las temperaturas de los iones y los electrones.

Radiación penetrante y rayos cósmicos

Los rayos cósmicos y los rayos X difusos son las principales fuentes de ionización del medio interestelar, y no los ultravioletas, como cabría esperar. Las partículas de rayos cósmicos, al interactuar con el medio, forman electrones con una energía muy alta. Esta energía la pierde un electrón en colisiones elásticas, así como en colisiones inelásticas, lo que lleva a la ionización o excitación de átomos e iones. Los electrones supratérmicos con energías inferiores a 10 eV pierden energía en colisiones elásticas, calentando el gas. Tal mecanismo es extremadamente eficiente a temperaturas de 10 6 K. A 10 7 K , la velocidad térmica característica de los electrones se compara con la velocidad térmica de las partículas de rayos cósmicos de baja energía y la velocidad de calentamiento disminuye drásticamente.

La ionización y el calentamiento por medio de rayos X difusos suaves de un gas caliente no difieren fundamentalmente del calentamiento por rayos cósmicos. La única diferencia está en la tasa de calentamiento (es un orden de magnitud mayor para los rayos cósmicos) y en la sección transversal de fotoionización mucho mayor de las capas internas de los rayos X.

Radiación electromagnética dura (rayos X y cuantos gamma)

Se lleva a cabo principalmente por electrones secundarios durante la fotoionización y durante la dispersión Compton . En este caso, la energía transferida al electrón en reposo es igual a

\Delta E=h\nu {\frac {h\nu }{m_{e}c^{2}}}(1-\cos \theta )

donde m e es la masa del electrón ,

c es la velocidad de la luz , h es la constante de Planck , ν es la frecuencia del fotón antes de la dispersión, θ es el ángulo de dispersión.

Para bajas energías de fotones , la sección eficaz de dispersión es la de Thomson : cm². $h\nu \ll m_{e}c^{2}$ ${\ estilo de visualización \ sigma _ {T} \ simeq 6.65 \ cdot 10 ^ {-25}}$

Mecanismos de refrigeración

Como ya se mencionó, el medio interestelar es ópticamente delgado y tiene una baja densidad, y si es así, entonces el principal mecanismo de enfriamiento es la emisión de fotones. La emisión de cuantos está asociada a procesos de interacción binaria (partícula-partícula), por lo que la velocidad de enfriamiento volumétrico total puede representarse como , donde la función de enfriamiento λ depende únicamente de la temperatura y composición química del medio. $\Lambda (n,T)=n^{2}\lambda (T)$

Radiación libre libre (bremsstrahlung)

La radiación libre (bremsstrahlung) en el plasma espacial es causada por las fuerzas de atracción o repulsión de Coulomb. El electrón se acelera en el campo del ion y comienza a radiar ondas electromagnéticas, desplazándose de una órbita abierta (en el sentido clásico) a otra, pero quedando libre, es decir, con energía suficiente para ir al infinito. En este caso, se emite todo el espectro de rayos X a radio. La energía liberada en este caso de una unidad de volumen dentro de un ángulo sólido por unidad de tiempo es igual a:

j_{\nu }(T)={\frac {16}{3}}\left({\frac {\pi }{6}}\right)^{1/2}{\frac {n_{\nu }Z^{2}e^{6}}{m_{e}^{2}c^{3}}}\left({\frac {m_{e}}{kT}}\right)^{1 /2}g\exp {\frac {-h\nu }{kT}}n_{e}n_{i}

[erg/(cm³ s sr Hz)],

donde esta el indice de refraccion $n_{\nu}$

g es el llamado multiplicador de Gaunt (tiene en cuenta los efectos cuánticos y el apantallamiento parcial del núcleo por los electrones, cercano a 1 en el rango óptico),

nordeste}

y son las concentraciones de electrones e iones, respectivamente,

n_{yo}

Z es la carga del ion en unidades de carga elemental.

Para un plasma de hidrógeno puro con la misma concentración de protones y electrones, el coeficiente de enfriamiento volumétrico es

\Lambda _{\mathrm {ff} }(\mathrm {H} )=\int \limits _{0}^{\infty }{j_{\nu }d\nu }\simeq 1.43\cdot 10^ {- 27}n_{e}^{2}{\raíz cuadrada {T}}

[erg/(cm³·s)]

(el índice ff significa transiciones libres-libres (free-free)). Sin embargo, el plasma espacial no es puramente hidrógeno, contiene elementos pesados, debido a la gran carga de los cuales aumenta la eficiencia de enfriamiento. Para un medio totalmente ionizado con una abundancia cósmica normal de elementos . Este mecanismo es especialmente eficaz para plasmas con T > 10 5 K . $\Lambda_{\mathrm {ff} }\approx 1.7\Lambda_{\mathrm {ff} }(\mathrm {H} )$

Radiación de recombinación

recombinación radiativa En la recombinación radiativa (radiativa), la fracción de la energía cinética del electrón recombinante es extremadamente pequeña en la energía del fotón emitido (donde está el potencial de ionización del nivel al que se recombina el electrón). Como casi siempre , la mayor parte de la energía liberada no es térmica. Por lo tanto, la recombinación radiativa es generalmente ineficaz para el enfriamiento de gases. Sin embargo, la potencia de radiación por unidad de volumen debida a la recombinación radiativa para un medio en equilibrio con T < 10 5 K excede las pérdidas por bremsstrahlung . ${\displaystyle h\nu =\xi _{i}+m_{e}v^{2))$ $\xi _{i}$ $\xi _{i}\gg m_{e}v^{2}/2$ ${\ estilo de visualización \ Lambda _ {r} \ aproximadamente 4 \ Lambda _ {\ mathrm {ff}}}$
recombinación dielectrónica La recombinación dielectrónica consta de dos etapas. Primero, un electrón energético excita un átomo o ion de modo que se forma un ion inestable con dos electrones excitados. Además, se emite un electrón y el ion deja de ser inestable (autoionización), o bien se emite un fotón con una energía del orden del potencial de ionización y el ion vuelve a ser estable. Para excitar un átomo, se necesita un electrón muy rápido, con una energía superior a la media. Con una disminución en el número de tales electrones, la energía promedio del sistema disminuye y el medio se enfría. Este mecanismo de enfriamiento comienza a dominar la recombinación radiativa a T > 10 5 K .

Radiación de dos fotones

Para transiciones resonantes prohibidas desde niveles en hidrógeno y desde niveles en helio e iones similares al helio , se emiten dos fotones (las reglas de selección prohíben la transición de un fotón). Estos niveles se excitan principalmente debido a los impactos electrónicos. La energía total de los fotones resultantes corresponde a la diferencia de energía entre los dos niveles, pero cada uno de los fotones no tiene una energía fija y se forma una radiación continua, que se observa en las zonas HII (hidrógeno ionizado). Estos fotones tienen una longitud de onda mayor que la de la línea Lyman-alfa , y, por tanto, son incapaces de excitar un átomo de hidrógeno neutro en estado fundamental, por lo que abandonan el medio, siendo la razón principal del enfriamiento del plasma espacial caliente con T = 10 6 -10 8 K . $2s_{{1/2}}\flecha derecha 1s_{{1/2}}$ $2^{1}S_{0}$

Dispersión inversa de Compton

Si un fotón con energía ε es dispersado por un electrón rápido con energía total , entonces la transferencia de energía y cantidad de movimiento del electrón al fotón se vuelve importante. La transformación de Lorentz al marco de reposo de electrones da la energía del fotón en él γε , donde γ es el factor de Lorentz . Usemos la fórmula anterior del efecto Compton, que da la pérdida de energía de un fotón dispersado por un electrón en reposo y, volviendo al marco de referencia del laboratorio, obtenemos la energía del fotón dispersado . Puede verse que los cuantos de baja frecuencia se convierten en cuantos de radiación dura. Promediando sobre los ángulos la tasa de pérdida de energía de uno de esos electrones en el campo de radiación isotrópica, obtenemos $E=\gamma m_{e}c^{2}$ ${\ estilo de visualización \ varepsilon _ {1} \ sim \ gamma ^ {2} \ varepsilon}$

-\left({\frac {dE}{dt}}\right)_{\mathrm {compt} }={\frac {4}{3}}\sigma _{T}c\gamma ^{ 2}\beta ^{2}\int \limits _{0}^{\infty }u_{\nu }d\nu

donde β = v / c es la velocidad del electrón adimensional,

u ν es la densidad de frecuencia de la distribución de energía de radiación.

En el caso de una distribución térmica de electrones con concentración y temperatura T , tenemos . Si (electrones no relativistas, de energía relativamente baja), entonces el enfriamiento volumétrico de dicho medio será: $nordeste}$ ${\displaystyle \langle \beta ^{2}\rangle =\langle (v/c)^{2}\rangle =3kT/m_{e}c^{2))$ $\gamma \aproximadamente 1$

\Lambda _{c}=-\left({\frac {dE}{dt}}\right)_{\mathrm {compt} }n_{e}={\frac {4kT}{m_{e }c^{2))}\sigma _{T}cn_{e}\int \limits _{0}^{\infty }u_{\nu }d\nu

El enfriamiento Compton generalmente domina en plasma altamente ionizado y altamente calentado cerca de fuentes de rayos X. Gracias a él, el ambiente no puede calentarse más . Este mecanismo fue importante en el universo primitivo antes de la era de la recombinación . En condiciones normales de ISM, este efecto puede despreciarse. $T\sim {\frac {\varepsilon}{4k))$

Ionización por impacto de electrones

Si todos los demás mecanismos de enfriamiento son radiativos (los fotones se llevan la energía), entonces este no es radiativo. La energía térmica se gasta en la separación de un electrón y se almacena en forma de energía interna del enlace ion-electrón. Luego se resalta durante las recombinaciones.

Emisión en líneas espectrales

Mecanismo principal de enfriamiento del ISM a T < 10 5 K . La emisión ocurre durante las transiciones de niveles excitados después de un impacto de electrones. El rango espectral en el que se lleva la energía está determinado por la temperatura: cuanto más alta es la temperatura, más altos se excitan los niveles, más enérgicos son los fotones emitidos y más rápido se produce el enfriamiento. La tabla enumera las líneas que dominan a diferentes temperaturas.

Temperatura, K	Refrigeración en líneas
> 10 6	Líneas de rayos X de iones H y similares a He de elementos pesados
2⋅10 4 —10 6	Líneas UV de resonancia de He y pesado hasta Fe
(1—2)⋅10 4	Líneas H (principalmente Ly α )
(0.5—1)⋅10 4	Líneas prohibidas de elementos pesados
30—10 4	Líneas de IR lejano en las transiciones entre los niveles de la estructura fina de los términos principales
(1—2)⋅10 3	Niveles moleculares, principalmente H 2
<30	Transiciones rotacionales de moléculas de CO y agua H 2 O

Inestabilidad térmica

Ahora, conociendo todos los procesos y mecanismos elementales de enfriamiento y calentamiento, podemos escribir las ecuaciones de balance de calor en la forma . Escribamos la ecuación de balance de ionización necesaria para encontrar el nivel de población. Resolviendo, obtenemos la temperatura de equilibrio T ( n ) . Considerando que la materia en el medio interestelar está extremadamente enrarecida, es decir, es un gas ideal que obedece a la ecuación de Mendeleev-Clapeyron , encontramos la presión de equilibrio P ( n ) y encontramos que la dependencia recuerda más a la de van der Waals ecuación de estado de los gases : hay un rango de presión, donde un valor de P corresponde a tres valores de equilibrio de n . La solución en la sección con derivada negativa es inestable frente a pequeñas perturbaciones: a una presión mayor que la del medio ambiente, la nube de gas se expandirá hasta establecer el equilibrio a una densidad menor, y a una presión menor que la del medio. ambiente, por el contrario, se contraerá. Esto explica el equilibrio dinámico observado del medio interestelar enrarecido y las nubes de gas interestelar más densas. $nG(T)=n^{2}\lambda (T)$

En un entorno real, la situación es mucho más complicada. Primero, hay un campo magnético que se opone a la contracción a menos que ésta ocurra a lo largo de las líneas de campo. En segundo lugar, el medio interestelar está en constante movimiento y sus propiedades locales cambian constantemente, en él aparecen nuevas fuentes de energía y desaparecen las antiguas; como resultado, la condición de equilibrio térmico puede no cumplirse en absoluto. En tercer lugar, además de la inestabilidad termodinámica, existen las gravitatorias y magnetohidrodinámicas. Y esto sin tener en cuenta ningún tipo de cataclismos en forma de explosiones de supernovas, influencias de mareas de galaxias que pasan por el vecindario, o el paso del propio gas a través de los brazos espirales de la Galaxia.

Líneas prohibidas y la línea de 21 cm

Una característica distintiva de un medio ópticamente delgado es la emisión en líneas prohibidas. Las líneas prohibidas se denominan líneas que están prohibidas por las reglas de selección, es decir, surgen durante las transiciones desde niveles metaestables. El tiempo de vida característico de tales niveles durante el decaimiento espontáneo es de 10 −5 segundos a varios días, pero también hay estados de vida mucho más largos (ver más abajo). A altas concentraciones de partículas, su colisión elimina la excitación, es decir, los niveles casi nunca tienen tiempo de hacer una transición radiativa y no se observan líneas de emisión debido a su extrema debilidad. A bajas densidades, la intensidad de la línea no depende de la probabilidad de transición, ya que la baja probabilidad se compensa con una gran cantidad de átomos en el estado metaestable. Si no hay LTE, entonces la población de niveles de energía debe calcularse a partir del balance de los procesos elementales de excitación y desactivación.

La línea prohibida más importante del ISM es la línea de radio del hidrógeno atómico λ = 21 cm . Esta línea surge durante la transición entre los subniveles de la estructura hiperfina del nivel del átomo de hidrógeno, asociada con la presencia de un espín en el electrón y el protón: el estado con espines codireccionales tiene una energía ligeramente mayor que con los de dirección opuesta ( la diferencia de energía entre los niveles es de solo 5,87433 microelectronvoltios). La probabilidad de una transición espontánea entre estos niveles es de -1 (es decir, el tiempo de vida del estado excitado es de 11 millones de años). La población del nivel superior se produce debido a la colisión de átomos de hidrógeno neutros y la población de los niveles , . En este caso, la emisividad volumétrica $1^{2}S_{1/2}$ $A_{10}=2,9\cdot 10^{-15}$ $n_{1}=n_{\mathrm {H} }/4$ $n_{0}=3n_{\mathrm {H} }/4$

j_{\nu }={\frac {h\nu _{10}}{4\pi }}n_{1}A_{10}\varphi (\nu )

donde φ(ν) es el perfil de la línea y el factor 4 π asume radiación isotrópica.

Los estudios de la línea de radio de 21 cm permitieron establecer que el hidrógeno neutro en la galaxia está contenido principalmente en una capa muy delgada de 400 pc de espesor cerca del plano de la galaxia. La distribución HI muestra claramente los brazos espirales de la Galaxia. La división de Zeeman de los componentes de la línea de absorción para fuentes de radio potentes se utiliza para estimar el campo magnético dentro de las nubes.

Congelación del campo magnético

La congelación del campo magnético significa la preservación del flujo magnético a través de cualquier circuito conductor cerrado cuando se deforma. En condiciones de laboratorio, el flujo magnético se puede considerar conservado en medios con alta conductividad eléctrica. En el límite de la conductividad eléctrica infinita, un campo eléctrico infinitamente pequeño haría que la corriente aumentara hasta un valor infinito. Por lo tanto, un conductor ideal no debería cruzar líneas de campo magnético y por lo tanto excitar un campo eléctrico, sino que, por el contrario, debería arrastrarse a lo largo de líneas de campo magnético. El campo magnético está, por así decirlo, congelado en el conductor.

El plasma cósmico real está lejos de ser ideal, y la congelación del campo magnético debe entenderse en el sentido de que lleva mucho tiempo cambiar el flujo a través del circuito. En la práctica, esto significa que podemos considerar que el campo es constante mientras la nube se contrae, gira, etc.

Polvo interestelar

Evolución del medio interestelar

La evolución del medio interestelar o, para ser más precisos, del gas interestelar, está íntimamente relacionada con la evolución química de toda la Galaxia. Parecería que todo es simple: las estrellas absorben gas y luego lo arrojan de vuelta, enriqueciéndolo con productos de combustión nuclear - elementos pesados - por lo que la metalicidad debería aumentar gradualmente.

La teoría del Big Bang predice que el hidrógeno, el helio, el deuterio, el litio y otros núcleos ligeros se formaron durante la nucleosíntesis primordial, que todavía se están dividiendo en la pista de Hayashi o en la etapa de protoestrella. En otras palabras, deberíamos observar enanas G de larga vida con cero metalicidad. Pero ninguno de estos ha sido encontrado en la Galaxia, además, la mayoría de ellos tienen una metalicidad casi solar. Según datos indirectos, se puede juzgar que algo similar existe en otras galaxias. Por el momento, el tema sigue abierto y a la espera de una decisión.

Tampoco había polvo en el gas interestelar primordial. Ahora se cree que los granos de polvo se forman en la superficie de las viejas estrellas frías y los dejan junto con la materia que sale.

El sol y el medio interestelar

El medio interestelar en las proximidades del sistema solar no es uniforme. Las observaciones muestran que el Sol se mueve a una velocidad de unos 25 km/s a través de la Nube Interestelar Local y puede abandonarla en los próximos 10.000 años. El viento solar juega un papel importante en la interacción del sistema solar con la materia interestelar .

El viento solar es una corriente de partículas cargadas (principalmente plasma de hidrógeno y helio ), que sale de la corona solar con velocidad creciente a gran velocidad. La velocidad del viento solar en la heliopausa es de aproximadamente 450 km/s. Esta velocidad supera la velocidad del sonido en el medio interestelar. Y si imaginamos la colisión del medio interestelar y el viento solar como una colisión de dos flujos, entonces surgirán ondas de choque durante su interacción. Y el medio en sí se puede dividir en tres áreas: el área donde solo hay partículas del ISM, el área donde solo hay partículas del viento estelar y el área de su interacción.

Y si el gas interestelar estuviera completamente ionizado, como se supuso originalmente, entonces todo sería exactamente como se describe anteriormente. Pero, como ya han demostrado las primeras observaciones del medio interplanetario en Ly-aplha, las partículas neutras del medio interestelar penetran en el sistema solar [9] . En otras palabras, el Sol interactúa con el gas neutro e ionizado de diferentes maneras.

Interacción con gas ionizado

Límite de onda de choque

En primer lugar, el viento solar se ralentiza, se vuelve más denso, cálido y turbulento . El momento de esta transición se denomina choque de terminación y se encuentra a una distancia de aproximadamente 85 a 95 UA . es decir, del sol. (Según datos recibidos de las estaciones espaciales Voyager 1 y Voyager 2 , que cruzaron esta frontera en diciembre de 2004 y agosto de 2007).

Heliosfera y heliopausa

Unas 40 más de la mañana. E. el viento solar choca con la materia interestelar y finalmente se detiene. Este límite que separa el medio interestelar de la materia del sistema solar se llama heliopausa . En forma, parece una burbuja, alargada en la dirección opuesta al movimiento del Sol. La región del espacio limitada por la heliopausa se llama heliosfera .

Según los datos de la Voyager , la heliopausa en el lado sur resultó estar más cerca que en el norte (73 y 85 unidades astronómicas, respectivamente). Las razones exactas de esto aún se desconocen; según las primeras suposiciones, la asimetría de la heliopausa puede ser causada por la acción de campos magnéticos superdébiles en el espacio interestelar de la Galaxia .

arco de choque

Al otro lado de la heliopausa, a una distancia de unas 230 UA. Es decir, desde el Sol, a lo largo del arco de choque (bow shock) se produce la desaceleración de las velocidades cósmicas de la materia interestelar que incide sobre el sistema solar.

Interacción con hidrógeno neutro

La interacción de una partícula neutra del medio es mucho más compleja. En primer lugar, ella (la partícula) puede ceder su electrón a un ion del viento solar (efecto de recarga) y, en segundo lugar, puede ir al Sol, donde será influenciada por la fuerza de atracción y la presión de la luz.

El primer efecto conduce a una fuerte disminución en el tamaño de la heliosfera y fuertes contrastes que, como esperan los investigadores, la Voyager 1 y la Voyager 2 podrán detectar. También cambia la imagen en la cola de la heliosfera (donde se mueve Pioneer-10), aparece un disco Mach, una discontinuidad tangencial y una onda de choque reflejada [10] . Desafortunadamente, es imposible verificar estos efectos mediante observaciones desde la Tierra, y uno solo puede esperar mediciones realizadas por naves espaciales.

Aquellas partículas del medio interestelar que consiguieron penetrar en el medio interplanetario son mucho más interesantes desde el punto de vista del observador. No solo puede observarlos, sino también obtener información sobre:

condiciones en el borde de la heliosfera;
muchos detalles importantes de la química del medio interestelar;
turbulencia del medio interestelar;
condiciones físicas en el medio interestelar.

Notas

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Literatura

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Enlaces

Freeview Video 'Química del espacio interestelar' William Klemperer, Universidad de Harvard // Un discurso de la institución real de Vega Science Trust
El medio interestelar: un tutorial en línea

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medio interestelar
Componentes	gas interestelar polvo interestelar nube interestelar rayos cósmicos un campo magnetico
nebulosas	Nebulosa difusa (ligera) nebulosa oscura nebulosa de emisión nebulosa de reflexión remanente de supernova nebulosa planetaria nebulosa protoplanetaria
Regiones de formación estelar	nube molecular Glóbulo Región HII
formaciones circunestelares	Disco circunestelar ( disco de acreción ) disco protoplanetario disco residual ) Corrientes en chorro polares Objeto Herbig - Haro
Radiación	viento estelar