1 / 12

3.3 EL MEDIO INTERESTELAR

3.3 EL MEDIO INTERESTELAR. Vía Láctea = banda brillante donde se concentran ** de nuestra Galaxia; zonas oscuras debidas al “medio interestelar” que oscurece las ** atrás Medio interestelar = gas y polvo gas = átomos individuales y moléculas pequeñas

chuck
Download Presentation

3.3 EL MEDIO INTERESTELAR

An Image/Link below is provided (as is) to download presentation Download Policy: Content on the Website is provided to you AS IS for your information and personal use and may not be sold / licensed / shared on other websites without getting consent from its author. Content is provided to you AS IS for your information and personal use only. Download presentation by click this link. While downloading, if for some reason you are not able to download a presentation, the publisher may have deleted the file from their server. During download, if you can't get a presentation, the file might be deleted by the publisher.

E N D

Presentation Transcript


  1. 3.3 EL MEDIO INTERESTELAR • Vía Láctea = banda brillante donde se concentran ** de nuestra • Galaxia; zonas oscuras debidas al “medio interestelar” que oscurece las ** atrás • Medio interestelar = gas y polvo gas = átomos individuales y moléculas pequeñas polvo = granos de átomos y moléculas (~”humo”) Oscurecimiento debido al polvo, no al gas Centro Galáctico ~30o x 20o C.G. INTRODUCCION A LA ASTRONOMÍA

  2. Mientras el polvo bloquea la luz visible, la luz de estrellas penetra Nos llega en el ″infrarrojo cercano″ Satélite COBE ~1992 INTRODUCCION A LA ASTRONOMÍA

  3. Física: absorpción/dispersión de luz requiere partículas con diámetro ≥ λrad; • granos del medio interestelar tienen ~0.3 . . . 300 nm (~ λUV)  dejan pasar radiación radio e infrarrojo, pero no en óptico (azul), UV y rayos X • Dispersión de Rayleigh (causado por átomos/moléculas de tamaño ≪λrad) ~ 1 / λ4 10 veces más absorpción en azul que en rojo (la razón porqué el cielo de día tiene color azul) • Dispersión de polvo (tamaño ~ λrad) ~ 1 / λ causa dispersión preferida de luz azul de **  enrojecimiento interestelar de los colores de ** ( similar a la puesta del Sol en Tierra) INTRODUCCION A LA ASTRONOMÍA

  4. Líneas de absorción • se mantienen • derivar tipo espectral ( color y T  espectro Planck) • derivar extinción en varias bandas ópticas • Densidad del gas: <ρ> ~ 106 átomos/m3 ~1000 veces menor que en el mejor vacío en el laboratorio terrestre • Densidad del polvo: ~1 grano por cada 1012 átomos Sin embargo: espacio interestelar cerca del Sol contiene ~ igual masa en estrellas como en polvo + gas INTRODUCCION A LA ASTRONOMÍA

  5. Distribución de gas y polvo muy irregular: - lugares “limpios”  permite observar galaxias lejanas - lugares intermedios  oscurecen ** más allá de ~ 1 kpc - nubes densas  ni podemos ver las estrellas ≲ 100 pc • Composición química del gas: - conocido por estudios de líneas de absorpción interestelares - muy parecido a composición de ** y planetas: 90% H y H2 ; 9% He ; 1% elementos más pesados con excepción de C, O, Si, Mg, Fe ( forman el polvo) • Composición química del polvo: menos conocido: ppalmte. Si, C, Fe, “hielo sucio” (~cometas) INTRODUCCION A LA ASTRONOMÍA

  6. NUBES INTERESTELARES Figura anterior Panorama de ~ 120o x 30o de la Vía Láctea Grandes “manchas” oscuras a lo largo de la Vía Láctea indican nubes de polvo • Regiones de Formación Estelar: nebulosas de emisión de gas interestelar caliente = regiones HII [ HII = hydrógeno ionizado; HI = hidrógeno neutro (atómico) ] - “excitados” (ionizados) por * caliente (O o B) en su interior - la ″recombinación″ de átomos causa luz visible (p.e. Hα = Balmer α = transición de n=3 2) - densidad típica: ~ 100 particulas/cm3 = 108 m-3 INTRODUCCION A LA ASTRONOMÍA

  7. M16, cúmulo abierto, l=17° M17, cúmulo abiero, l=15° Ejemplos de regiones HII: M8 y M20 del catálogo de Messier M20: diámetro ~ 4 pc de emisión rojiza Emisión azul debido a reflexión de luz de * central por granos de polvo  nebulosa de reflexión ~ 12o del plano galáctico M20/M8, reg HII, l=7°/6° M20 = Trifid Nebula M 20 M 8 INTRODUCCION A LA ASTRONOMÍA

  8. Interacción entre estrellas y gas: M16 = Eagle nebula • 3 “pilares” (“trompas • de elefante”) son • restos (fríos) de la • nube que formó las • estrellas cuya luz UV • removió parte de la nube original • hay filamentos de polvo mezclados con la nebulosa de emisión • espectro dominado por líneas de emisión  del ancho de las líneas se infiere T ~ 8000 K INTRODUCCION A LA ASTRONOMÍA

  9. Parámetros característicos de algunas regiones HII  NUBES OSCURAS DE POLVO: en general demasiado frías para emisión en óptico; forma irregular Ophiuchi en óptico: manchas brillantes son parte de la nube (** jóvenes en la superficie de la nube) Ophiuchi en infrarrojo INTRODUCCION A LA ASTRONOMÍA

  10. Radiación del HI en λ = 21 cm(ν = 1420 MHz) Nubes muy oscuras → no se ve las ** de fondo; aún así existe radiación que penetra estas nubes: ν= 1.420405751786(30) GHz λ= 21.1061141 cm ∆ν/ν = 2 10-11 ptrans ~ 10-23 ptrans,opt tmedio = 1.1 107 a para “relajación” espontanea Nube de gas emite por transición (“prohibida”) del hidrógeno: espín (p+) ↑↑ espín (e-) espín (p+) ↑↓ espín (e-) ↓ E=h =1.42 GHz, λ= 21 cm • se deriva densidad y T; radiación no afectada por medio interestelar • permite trazar distribución de H en Vía Láctea y otras galaxias INTRODUCCION A LA ASTRONOMÍA

  11. NUBES MOLECULARES (N.M.) • T~ 20 K;  ~ 1012 partic./m3 • sólo moléculas, no átomos • no hay HI → no emiten en λ = 21 cm • Dominados por H2 que no tienen líneas de absorción/emisión en radio → usar otras moléculas “trazadores”: monóxido de carbono (CO), cianuro (HCN), amoniaco (NH3), agua (H2O) y formaldehido (H2CO) M20: imagen en visible, con contornos de H2CO (formaldehido) en dos distintas radiofrecuencias INTRODUCCION A LA ASTRONOMÍA

  12. Moléculas trazadores ocurren en cantidades muy pequeñas de ~1 en 109 moléculas → indican presencia de H2 y polvo • N.M. ocurren en grandes complejos (∅ ~ 50 pc) para producir ~106 ** del tipo solar; ~ 100 complejos conocidos en Vía Láctea • Origen de moléculas (??) (detalles son muy debatidos) (a) polvo los protege de radiación disociante; (b) polvo permite adhesión para átomos y su reacción química que resultan en moléculas INTRODUCCION A LA ASTRONOMÍA

More Related