CAPÍTULO 2
GAS ENTRE LAS ESTRELLAS
El espacio entre las estrellas no está completamente vacío, aunque es un vacío mucho mejor que cualquiera que podamos crear en la tierra. En promedio, el gas cercano al Sol contiene 1 átomo por centímetro cúbico (cm3), mientras que el aire contiene ~1019 átomos por centímetro cúbico, por lo que el espacio cercano al Sol podría describirse como un ultra alto vacío de 10-19 bar.
Absorción y enrojecimiento interestelar
Este gas increíblemente tenue, que es en su mayor parte hidrógeno y helio, se manifiesta de distintas maneras. Una de las más simples e importantes es mediante la absorción de la luz de las estrellas. De hecho, no es el gas en sí mismo el que absorbe esta luz, sino las partículas diminutas de humo contenidas en el gas. Los astrónomos llaman a estas partículas granos de polvo estelar, sin embargo, humo es un nombre mucho mejor, ya que, como veremos en el Capítulo 3, “La vida después de la secuencia principal”, se forman a partir de los gases emitidos por ciertas estrellas de la misma manera en que se forma el hollín en una vela que se consume, o el humo en el aire que pasa por una fogata.
Por supuesto, la efectividad con la que el polvo absorbe la luz de las estrellas depende de su densidad y, en consecuencia, de la densidad del gas en el que está contenido. Coincidentemente, la masa de polvo por masa de unidad es relativamente constante en nuestra galaxia. En algunas orientaciones el número de estrellas por unidad de área del cielo se reduce drásticamente debido a que en su proximidad existen nubes densas de gas que las ocultan detrás de ellas (Figura 2).
Figura 2. Glóbulo oscuro.
Si observa el Sol a través del humo de una fogata, verá que parece más rojo de lo normal, ya que la luz azul es absorbida con mayor facilidad por las partículas pequeñas que la luz roja, por lo que es más probable que esta última pase a través del humo. La física de esta absorción selectiva se puede ver reflejada en que una antena no capta de forma eficiente la radiación con longitudes de onda mucho mayores que su largo. En los años sesenta, las antenas aéreas de televisión comenzaron a hacerse más pequeñas al comenzar la transmisión en UHF (a ~0,3 GHz [gigaHertz]) y los teléfonos móviles se redujeron y dejaron de tener antenas visibles cuando el costo de fabricar componentes electrónicos que pudieran procesar la radiación en longitudes de onda de aproximadamente 15 cm se redujo. La gran mayoría de los gránulos de polvo interestelar miden menos de un micrón (10-3 mm), por lo que las ondas con longitudes de onda mayores a un par de micrones no se ven mayormente afectadas por el polvo. De hecho, podemos ver directo en las nubes de polvo interestelar de mayor densidad observando a longitudes de onda de algunos micrones, cuatro veces más grande que la longitud de onda de ~0,5 micrón de la luz visible.
Dado que los granos de polvo absorben la luz azul y ultravioleta de forma efectiva, las estrellas visibles a través de nubes interestelares se ven más rojas que aquellas en que la cantidad de gas es menor. Mediante la comparación de sus colores, podemos determinar el enrojecimiento de la estrella más roja, y, en consecuencia, la cantidad de polvo y gas en la línea de visión hacia ella. Esto fue lo que permitió determinar por primera vez la existencia de gas interestelar.
Polvo regulador
Los gránulos de polvo tienen un rol vital en la regulación de la temperatura, densidad y composición química del gas. Los protones y electrones que se mueven en el espacio interestelar a veces se topan con un gránulo de polvo. La fuerza del impacto genera una oscilación en este, la que provoca que irradie ondas electromagnéticas. De esta manera, parte de la energía cinética de los protones y electrones se convierte en ondas electromagnéticas, las que pueden escapar incluso de una nube densa de gas, esto permite deducir que los gránulos de polvo juegan una gran parte en el enfriamiento del gas interestelar.
Hemos visto que los gránulos de polvo absorben bastante luz de las estrellas, especialmente la azul y ultravioleta. Esto obviamente calienta los gránulos, como cuando alguien toma sol. Dada su masa minúscula, la absorción de un solo fotón puede aumentar la temperatura de un gránulo de forma drástica, por lo que un solo fotón puede agitar violentamente a un gránulo. Cualquier protón o electrón que se adhiera al gránulo después de colisionar con él y antes de que el fotón fuera absorbido se desprende violentamente, algo así como cuando un perro se sacude después de salir del agua. Si los protones y electrones que se desprendieron del gránulo se mueven más rápido que cuando lo impactaron; en términos generales, el gránulo habrá calentado el gas interestelar. Por lo tanto, los gránulos pueden calentar o enfriar el gas interestelar según la intensidad de la luz estelar en el gas.
Si la luz estelar es débil, se pueden acumular varios protones y electrones en un solo grano entre absorciones de fotones. Los protones pueden acercarse lo suficiente mientras se mueven en el gránulo y formar una molécula de hidrógeno molecular (H2). Cuando esto ocurre, se libera energía hacia el gránulo y posteriormente, cuando un fotón calienta el grano, la molécula de H2 puede flotar libremente. De esta manera, el polvo estelar se convierte en el mecanismo principal a través del cual el hidrógeno atómico se vuelve molecular.
Sin embargo, esta no es la única unión que estos gránulos impulsan. El gas interestelar contiene átomos de carbono, nitrógeno, oxígeno y azufre, aunque en cantidades mucho menores que las de hidrógeno y helio, pero no por eso menos significativas. Si en un gránulo hay átomos de carbono y de oxígeno, se puede formar una molécula de monóxido de carbono (CO). En cambio, si contiene un átomo de carbono y uno de nitrógeno, se puede formar una molécula de un gas mucho más nocivo, el ácido cianhídrico (HCN), ya que comúnmente habrá un átomo de hidrógeno cerca que puede unirse al grupo. Es así como el polvo controla la composición química de los gases interestelares.
Emisión mediante gas
Gran parte de lo que sabemos actualmente sobre el gas interestelar se ha aprendido al detectar la radiación de átomos y moléculas interestelares. Los átomos de hidrógeno están formados por un protón y un electrón que lo orbita y emiten una radiación que se puede detectar de dos formas muy diferentes. Uno de los mecanismos involucra el que la radiación modifique el giro del electrón del átomo en relación al del protón: la energía del átomo es ligeramente mayor cuando los giros no están alineados, por lo que un átomo con giro no alineado puede emitir un fotón al modificar el giro del electrón. La longitud de onda de este fotón (21 cm) es tremendamente superior al tamaño del átomo, por lo que se considera que este último es un irradiador extremadamente ineficiente de radiación de onda larga. De hecho, por sí solo, un átomo con giros no alineados probablemente se mantendrá en el mismo estado por más de cien millones de años antes de colapsar a un estado energético más bajo. Afortunadamente, el espacio interestelar puede ser un lugar muy tranquilo y hay una cantidad increíble de átomos de hidrógeno que pueden transicionar, por lo que, si se sintoniza una antena de radio a la frecuencia indicada, se obtiene una fuerte señal que proviene de estos átomos. Frank van der Hulst fue quien predijo la existencia de esta señal mientras estudiaba en Leiden, Países Bajos; ciudad en ese momento ocupada por los nazis. La detección de esta señal, anunciada simultáneamente en 1951 por grupos de Países Bajos, Australia y los Estados Unidos, fue posible gracias a los trabajos relacionados con el radar durante tiempos de guerra.
La identificación de la radiación de 21 cm proveniente del hidrógeno atómico mejoró dramáticamente nuestra comprensión de la Galaxia, ya que por primera vez tuvimos una imagen clara de su rotación. La radiación no respeta el estado de movimiento de los átomos emisores, ya que la frecuencia a la que los átomos irradian se especifica de forma precisa para un observador en reposo en relación al átomo. Si el átomo se mueve en relación al observador, la frecuencia medida cambia: se hace mayor si el átomo se acerca al observador y menor si se aleja (efecto Doppler).
Las moléculas de hidrógeno no interactúan con los fotones que tienen menos energía que un fotón ultravioleta, y los que cumplen dicha condición son escasos, por lo que el H2 es casi invisible. Esto genera un gran problema a los astrónomos, ya que la mitad del gas interestelar en nuestra galaxia está formada por H2, y podríamos decir también que esa mitad es la más importante, ya que es la parte fría y densa que se puede transformar en estrellas y planetas. Afortunadamente el CO permite rastrear el H2. La molécula de CO es un dipolo eléctrico, ya que el átomo de oxígeno (O) toma una buena parte de los electrones, por lo que la parte de carbono de la molécula tiene una carga levemente más positiva, mientras que la parte del oxígeno una más negativa. A menos que la temperatura del gas sea extremadamente baja, las moléculas de CO giran a medida que se mueven y el dipolo eléctrico que gira emite ondas electromagnéticas. Estas ondas son emitidas a frecuencias muy precisas, ya que la mecánica cuántica restringe a valores discretos las tasas de giro: la molécula puede no tener giro (número cuántico j = 0), tener una unidad de giro (j = 1), dos unidades, etc. Además, una molécula solo puede cambiar su tasa de giro en una unidad a la vez, y cuando pasa de estado de giro j a j – 1, emite un fotón que porta una cantidad de energía proporcional a j. Por lo tanto, todas las frecuencias de los fotones emitidos son múltiplos de la frecuencia fundamental asociada con la transición j = 1 → j = 0. Estos fotones fundamentales tienen longitudes de onda de 2,3 mm y dado que la longitud de onda es inversamente proporcional a la frecuencia, la longitud de onda de la transición j → j – 1 es 2,3 / j mm.1
La probabilidad de que una molécula gire a la tasa j depende de la temperatura del gas. Si su temperatura es baja, no hay mucha energía a su alrededor y pocas moléculas giran o se mueven rápido, opuestamente a lo que sucede a temperaturas altas. Por lo tanto, el ratio del número de moléculas en el estado j = 4, por ejemplo, en relación a las que están en estado j = 1 aumenta con la elevación de la temperatura. Ya que la temperatura se eleva, también lo hace la intensidad de la línea espectral de longitud de onda de 2,3 / 4 mm con respecto a la de longitud de onda de 2,3 mm. Por lo tanto, la medición de varias de estas líneas espectrales nos permite determinar la temperatura del gas.
En los años setenta se hizo un análisis de las primeras líneas de este tipo en nuestra galaxia, lo que nos permitió hacer un mapeo de la parte más fría y densa del medio interestelar.
Las galaxias cercanas se han mapeado tanto en las líneas espectrales de 21 cm como en las de 2,3 mm. Hoy en día es posible detectar CO en galaxias muy remotas y se está realizando un trabajo conjunto a nivel mundial para construir el Square Kilometre Array, un radiotelescopio gigante que en 2020 nos permitirá mapear la distribución del gas de emisión de 21 cm anterior a la formación de las primeras estrellas y galaxias.
En estado fundamental, el hidrógeno atómico no absorbe los fotones visibles, pero sí los ultravioleta energéticos (aquellos que contienen más de 10,2 electronvoltios). Los fotones que tienen 10,2 eV se denominan fotones Lyman α, y juegan un rol crucial en la astronomía, ya que los átomos de hidrógeno los diseminan ampliamente (el átomo absorbe un fotón y luego lo reemite en otra dirección).
Los fotones que tienen más de 13,6 eV de energía pueden remover el electrón de un átomo de hidrógeno. Es decir, pueden ionizarlo y convertirlo en un electrón libre y un protón, por lo que es probable que el fotón capture un electrón libre y emita un fotón en el proceso. El primer fotón emitido podría llevar solo una cantidad pequeña de energía, ya que, en un principio, podría tener solo un enlace marginal. Pero, como un borracho que pierde el equilibrio en una escalera, una vez que quede atrapado, es muy probable que caiga cada vez más profundo en el campo eléctrico del protón y emita otro fotón en cada descenso. Los fotones emitidos a medida que el electrón cambia de nivel reciben el nombre de “fotones de Balmer”. Aquellos con menos energía, denominados fotones Hα, tienen un color rosa muy bello y se aprecian claramente en las fotografías de lugares en que las estrellas se forman, debido a que las estrellas calientes en estas regiones ionizan el gas a su alrededor y preparan las condiciones para las recombinaciones protón-electrón.
Los fotones ultravioletas tienen un gran impacto en las moléculas y los átomos, ya que pueden disociar moléculas, es decir, separarlas en sus átomos constituyentes. De hecho, es la forma principal en que se destruyen moléculas (las moléculas se forman en los gránulos de polvo y son destruidas por los fotones ultravioleta). Debido a esto, la composición química del gas interestelar depende del balance entre la capacidad destructiva de los fotones ultravioleta y la acción catalítica de los gránulos de polvo: mientras más alta sea la densidad del gas, con más frecuencia chocarán los átomos con los gránulos de polvo y mayor será la proporción de átomos que están enlazados con las moléculas. Además, si la densidad de los gránulos de polvo es alta, estos absorberán una cantidad significativa de fotones ultravioleta de las estrellas antes de que puedan disociar moléculas, por lo que la fracción de gas en forma molecular aumentará de forma rápida junto con la densidad del gas.
Si la densidad del gas en algún lugar se vuelve alta, se puede dar una situación en que esta aumente cada vez más, prácticamente sin límite. Esto ocurre debido a que cuando la densidad del gas aumenta, una cantidad menor de electrones ultravioleta emitidos por las estrellas cercanas logra penetrar las nubes antes de ser absorbidos. Sin embargo, hemos observado que los gránulos son la fuente principal de calor del gas interestelar y que las moléculas, como CO, irradian energía, por lo que una densidad descendente de fotones ultravioleta y una fracción molecular ascendente provocan que el gas se enfríe. Un gas a menor temperatura ejerce menor presión en la misma densidad, por lo que, al enfriarse, la nube se contrae debido a la fuerza que ejerce su propia gravedad. A medida que la densidad aumenta, los fotones ultravioletas se vuelven aún más escasos y el gas se enfría y se contrae aún más. Esta densidad lleva, primero, a la formación de los glóbulos oscuros de la Figura 2 y posteriormente de estrellas.
Disco de gas
Las observaciones de la línea de 21 cm del hidrógeno atómico y de las líneas de 2,3 mm de CO revelan una capa muy fina de gas que rodea al plano medio de la galaxia. A unos 4 kpc (kilopársecs) de su centro, el gas se mueve a una velocidad cercana a la de una órbita circular. El CO se concentra de forma más centralizada que el hidrógeno atómico y es más irregular, también se concentra más hacia el plano medio, ya que en su mayoría está a menos de ~40 pc (pársecs) del plano medio, a diferencia del hidrógeno atómico, que está a ~100 pc.
Cada cierto tiempo una gran explosión expulsa material interestelar. Describiremos estos objetos explosivos (supernovas) en el Capítulo 3, “Estrellas que explotan”. Aquí consideraremos el impacto que las explosiones tienen en el gas interestelar.
Una supernova eyecta entre una y varias masas solares, a miles de kilómetros por segundo. La energía cinética del gas eyectado es 1044 J (Julios). En comparación, en sus 4,6 Ga de vida, el Sol ha irradiado menos de 6 x 1043J, así que es una cantidad enorme de energía.
El primer gas eyectado por la supernova impacta al gas ambiental, de naturaleza estacionaria, y lo comprime, lo que lo calienta y hace que se mueva. Obviamente esto ralentiza al primer gas, el que luego es impactado por el segundo gas eyectado por la supernova momentos después. Dicho gas se ralentiza, se comprime y se calienta. Con esto se forma una especie de capa gruesa y en expansión de gas caliente y comprimido alrededor de la supernova. En los bordes internos y externos de esta capa existen diferencias en la velocidad del gas, ya que en la parte exterior choca con gas estacionario y en la interior ralentiza el gas que sale de la supernova.
A medida que esta capa absorbe más gas interestelar, se enfría debido a la expansión. Si se expande sin interrupciones por tiempo suficiente, llegará a un punto en que la radiación la enfriará más rápido que la velocidad a la que ambas ondas la calientan. Mientras más denso sea el gas ambiental, más rápido se llega a este punto, debido a que la luminosidad de la capa es proporcional al producto de su densidad y masa.
En el Capítulo 3, “Formación de las estrellas”, veremos que las estrellas se forman en cúmulos, por lo que las supernovas que marcan el fin de la vida de las estrellas más grandes también son cúmulos. Esto significa que, comúnmente, una segunda supernova explota en la región de baja densidad dentro de la capa expansiva de una supernova anterior. Luego, esta capa que rodea a la segunda supernova se expande de manera rápida a través de la región de baja densidad y se fusiona con la capa expansiva de la primera. Esto da origen a una burbuja de supernova, la que puede absorber otras supernovas que encuentre a medida que se expande. En Orión existe una región muy activa de formación de estrellas, con explosiones regulares de supernovas, que empuja un muro de hidrógeno atómico (Nube de Orión) hacia nosotros a más de 100 km s-1
Algunas capas de hidrógeno de alta velocidad impulsadas por supernovas se alejan del plano medio de la galaxia y expulsan gas hacia una órbita en su campo gravitacional, lo que aleja el gas del plano. De hecho, aproximadamente 10 por ciento del total de hidrógeno atómico de la galaxia está a más de un kilopársec del plano galáctico. Tarde o temprano, el gas vuelve al plano, por lo que se puede afirmar que la supernova impulsa una fuente galáctica.
Cuando este gas frío es expulsado hacia la órbita, el gas eyectado por una supernova puede fluir sin inconvenientes y abandonar la galaxia. Ese gas está tan caliente que sus electrones muy raramente están enlazados a un ion, así que está compuesto de partículas libres cargadas, por lo que recibe el nombre de plasma. Es probable que este proceso haya sido importante para la vida de la galaxia; en el espacio intergaláctico existe abundancia de material eyectado de las supernovas.
Si los procesos de formación de estrellas son lo suficientemente comunes, las burbujas adyacentes se superpondrán. A pesar de que se piensa que las explosiones de supernovas ocurren, en promedio, aproximadamente cada 50 años, las nubes de supernova se han superpuesto de tal manera que la mayoría del espacio interestelar está lleno de ellas, y el gas interestelar más denso queda comprimido en los pequeños espacios entre las burbujas. La presión (P), densidad (n) y temperatura (T) de un gas ideal están conectados por la ley de Boyle (P = constante x nT) y la presión ejercida por el gas caliente es casi la misma que la ejercida por el gas frío, por lo que T y n del gas interestelar tienen un producto aproximadamente constante nT, a pesar de que T varía entre 20 kelvin (K) y 2 x 106 K.
Las supernovas aceleran los electrones y los iones a temperaturas relativistas (Capítulo 6, “Shocks y aceleración de partículas”). Estas partículas fluyen en las líneas de campo magnético que cruzan el espacio interestelar. De vez en cuando, un ion relativista choca con un núcleo del gas interestelar, lo que crea un rayo gamma. La velocidad a la que ocurre esto en cualquier volumen es proporcional a la densidad n del gas, por lo que la intensidad de la emisión de rayos gamma es una buena forma de examinar la densidad del gas interestelar.
Hemos visto que las estrellas tienen un gran impacto en el gas interestelar. Ahora veremos cómo funcionan.