El hogar de las estrellas

Hace unas semanas hablábamos sobre radiotelescopios y dijimos que eran muy importantes para el estudio de diversos fenómenos astrofísicos. Hoy vamos a hablar del medio interestelar y veremos que, en algunos casos, los radiotelescopios son útiles a la hora de estudiarlo.

Cuando miramos al cielo, vemos a simple vista muchísimas estrellas, y aún hay más que no vemos. En algunos casos, podemos distinguir otros objetos que tienen una magnitud suficiente como para verlos a simple vista, como son algunas nebulosas o galaxias, aunque si lo hacemos sin una carta celeste podemos confundirlos con estrellas normales y corrientes ya que no podemos distinguir su forma y extensión. Sin embargo, cuando miramos al cielo a una zona donde no vemos nada, podemos pensar que es una región que está vacía, pero que en realidad no está vacía.

Entre estrella y estrella existe lo que llamamos medio interestelar y aunque no lo veamos es impresionante y merece ser estudiado por todo lo que implica: es el lugar donde nacen las estrellas.

El medio interestelar se compone principalmente de gas, concretamente de gas hidrógeno que es el componente mayoritario, aunque también contiene restos de otros elementos químicos más “pesados” como helio, carbono, nitrógeno u oxígeno, entre otros, en cantidades muy muy pequeñas. La razón de que existan estos elementos pesados es que el medio interestelar no es sólo el lugar donde nacen las estrellas, sino también en el que mueren. Cuando una estrella evoluciona, va generando elementos más pesados en su interior por fusión nuclear de hidrógeno. Cuando la estrella muere, por ejemplo como una supernova, libera estos elementos al exterior y se incorporan al medio interestelar.

El hidrógeno que encontramos en el medio interestelar, puede estar en tres estados diferentes: hidrógeno neutro o HI, hidrógeno molecular o H₂ e hidrógeno ionizado o HII. Para entender estos tres estados, tenemos que saber que el hidrógeno es el átomo más sencillo que existe ya que sólo se compone de un núcleo compuesto de un protón y un electrón ligado a él. Cuando el hidrógeno tiene esta estructura se denomina hidrógeno neutro y cuando se ha ionizado, es decir, se le ha transmitido la energía suficiente para hacer que el electrón se aleje lo suficiente del núcleo como para quedar libre de la atracción eléctrica del protón, se le denomina hidrógeno ionizado. El tercer estado, hidrógeno molecular, se forma cuando dos átomos de hidrógeno están unidos compartiendo sus respectivos electrones.

La presencia y abundancia de estos estados del hidrógeno determinan la existencia de tres tipos de regiones, que en un alarde de originalidad se llaman, regiones de gas atómico o regiones HI, regiones de gas molecular o regiones H₂ y regiones de gas ionizado o regiones HII.

Las regiones HI son zonas muy frías (con temperaturas mínimas de 30K) que se estudian utilizando la línea de 21 cm del espectro electromagnético que se encuentra en el rango de las longitudes de onda de radio, y que por lo tanto se estudia con radiotelescopios. Puede haber zonas del cielo en las que, observando en el visible, no veamos nada, pero si lo observamos en la línea de 21 cm, veremos que apuntemos donde apuntemos siempre observaremos una señal.

Esta señal se corresponde con la emisión de un fotón al desalinearse los espines del electrón y el protón en el hidrógeno neutro, tras haberse alineado debido a, por ejemplo, alguna colisión entre átomos. El que se pueda observar esta línea, se mire donde se mire, es una prueba de que el hidrógeno atómico se encuentra en todas partes.

También podemos utilizar el efecto Doppler para ver cómo se mueven estas nubes atómicas, ya que si la línea de 21 cm se encuentra desplazada a longitudes de onda más largas es señal de que la región se está acercando y si está en longitudes más cortas se está alejando. Estas observaciones aplicadas al gas atómico observado en nuestra Vía Láctea, por ejemplo, nos dan información sobre la rotación de la galaxia en torno a su centro.

El cielo observado en la línea de 21 cm (Fuente: NASA APOD. Credito: J. Dickey (UMn), F. Lockman (NRAO), SkyView)

También, cuando observamos el cielo en el visible, vemos que hay zonas muy pobladas de estrellas, pero entre las cuales parece haber vacíos de estrellas, es decir, zonas completamente oscuras. Estas zonas son, en realidad nubes de hidrógeno molecular y polvo, siendo el polvo el responsable de que se vean oscuras. Las regiones de hidrógeno molecular son aún más frías que las regiones HI (del orden de los 10K como temperatura mínima, pero mucho más densas). Estas zonas son muy importantes, ya que es en su interior donde se forman las estrellas. Desgraciadamente no existe una línea espectral específica, como en el caso de las regiones HI, para poder observarlas, de hecho es complicado observar el hidrógeno molecular ya que el H₂ es una molécula sin momento dipolar y no tiene líneas del tipo de la de 21 cm (en concreto no tiene líneas rotacionales. Sí tiene líneas vibracionales, pero es necesaria una energía muy alta para que se produzcan transiciones que permitan la generación de estas líneas. Estas condiciones no se dan en todas las regiones de la nube, sólo en la proximidad de las estrellas en formación por lo que da poca información sobre el resto de la nube).

Si el polvo nos impide observar en el visible y no existe una línea clara para observar en radio, ¿cómo podemos estudiar estas regiones?

Como hemos mencionado antes, existen otros elementos más pesados en el medio interestelar y de hecho estos elementos forman moléculas que, aunque su abundancia sea menor, nos permiten observar el interior de estas nubes. Una de estas moléculas es el monóxido de carbono (CO), que sí tiene un momento dipolar neto y por lo tanto emite líneas rotacionales que se pueden observar utilizando radiotelescopios. También el amoniaco (NH₃) nos ayuda a ver el interior de estas nubes. De esta manera podemos estudiar el entorno en el que nacen las estrellas a través de su densidad y temperatura, por ejemplo.

Barnard 68. Una nube molecular (Fuente: NASA APOD. Crédito. FORS Team, 8.2-meter VLT Antu, ESO)

Cuando las estrellas, en el interior de las nubes moleculares, se han empezado a formar, son jóvenes y con mucha energía, por lo que emiten radiación muy energética (en el rango del ultravioleta) que hace que el hidrógeno que hay en las nubes se ionice y pase a ser HII. Las regiones HII son, por tanto, muy calientes. Aun así, el polvo interestelar no permite que se observe en el interior de las nubes y tenemos que recurrir de nuevo a los radiotelescopios. La radiación que emiten estas estrellas recién formadas genera, en las nubes HII, radiación de frenado. Esta radiación se produce cuando un electrón se aproxima a un átomo de hidrógeno ionizado que hace que el primero se desvíe de su trayectoria emitiendo así una radiación que, debido a que hay muchos electrones aproximándose a muchos protones a diversas distancias, hace que aparezca un espectro continuo de radiación. En este caso la radiación de frenado se estudia en el rango de los rayos X y por ello no utilizamos radio telescopios para estudiarla, sin embargo combinando la información de rayos X con la de radio al estudiar las nubes moleculares, la información obtenida es muy valiosa.

Messier 17 o nebulosa Omega. Una región II (Fuente: NASA APOD. Crédito Subaru Telescope (NAOJ), Hubble Space Telescope, Color data: Wolfgang Promper, Processing: Robert Gendler)

Como hemos visto, hay muchas más cosas de las que nuestros ojos pueden ver a simple vista, o incluso utilizando telescopios convencionales. El medio interestelar es, en muchos aspectos, un misterio que todavía tenemos que resolver. Ya sea utilizando radiotelescopios u otro tipo de detectores, nos queda mucho camino por recorrer. Mientras tanto podemos disfrutar de algunas de las bonitas imágenes que otros telescopios nos han dejado a lo largo de los años, como una de mis preferidas la Nebulosa de Orión.