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.

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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.

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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.

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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.

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M42 o nebulosa de Orión (Fuente: NASA APOD. Crédito: NASA, ESA, M. Robberto (STScI/ESA) et al.)

Referencias

¿Qué hay entre las estrellas?

Medio Interestelar

Astrofísica del medio interestelar

Proyecto PARTNeR

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Stars’ home

A few weeks ago we talked about radio telescopes and said that they were very important for the study of different astrophysical phenomena. Today, we are going to talk about the interstellar medium and will see that, in some cases, radio telescopes are useful to study it.

When we look at the sky, we see with a naked eye a lot of stars and still there are many more. In some cases, we can distinguish other objects that have a magnitude enough to see them with a naked eye, like nebulae or galaxies, but if we look at them without knowing what we are looking at, we may mix them up with unremarkable stars due to we cannot distinguish their shape and extension. However when we look at a region where we don’t see anything, we may think that it is an empty region, but actually it is not empty at all.

Between stars, it exists what it is called the interstellar medium and, although we don’t see it, it is impressive and deserves being studied because of what it implies: it is the place where the stars are born.

Interstellar medium is primarily made of gas, concretely hydrogen gas which is the main component; although it also contains traces of other “heavier” chemical components like helium, carbon, nitrogen or oxygen among others, which are in very small quantities. The reason why these heavier elements exist is that the interstellar medium is not only the place where stars are born, but also the place where they die. When a star evolves, it generates heavier elements in its interior through nuclear fusion processes. When the star dies, like in the case of a supernova, it spreads these elements that are incorporated to the interstellar medium.

The hydrogen we find in the interstellar medium can be in three different states: neutral hydrogen or HI, molecular hydrogen or H2 and ionized hydrogen or HII. To understand these three states, we have to know that hydrogen is the simplest atom because it only has a nucleus made of one proton and an electron bound to it. When hydrogen has this simple structure it is called neutral hydrogen and when it is ionized, that is, when the atom has been given enough energy to provoke that the electron is released from the electrical attraction of the proton is called ionized hydrogen. The third state, the molecular hydrogen, is formed when two hydrogen atoms are bound sharing their respective electrons.

The presence and abundance of these states determines the existence of three types of regions, which are named as: atomic gas regions or HI regions, molecular gas regions or H2 regions and ionized gas regions or HII regions.

HI regions are very cold areas (with minimum temperatures around 30K) which are studied using the 21 cm line of the electromagnetic spectrum which is the range of radio wavelengths, and thus studied using radio telescopes. There can be regions in the sky where, when observing them in visible wavelengths, we don’t see anything, but if we observe them in the 21 cm line, we see that wherever we point the radio telescope we will always detect a signal.

This signal corresponds with a photon emitted when the spins of the electrons and protons are return to a state where they are not aligned after having been aligned, for instance, because of a collision between atoms. The fact that this line can be observed, regardless of the direction we observe, is a proof that atomic hydrogen is everywhere.

We can also use the Doppler Effect to determine how HI regions move. If the 21 cm line is shifted to the part of the spectrum where there are longer wavelengths, it means that the region is approaching us and if it is shifted to the shorter wavelengths part, it means that it is moving away from us. These observations provide us with information, for example, about the rotation of the Galaxy around its centre.

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The sky in the 21cm line (Source: NASA APOD. Credits: J. Dickey (UMn), F. Lockman (NRAO), SkyView)

Also, when we observe the sky in the visible part, we see that there are areas densely populated with stars, but between them it seems that there are empty spaces and areas completely dark. These regions are actually molecular hydrogen and dust clouds, being the dust the responsible for the darkness. Molecular hydrogen regions are even colder than HI regions (around a minimum temperature of 10 K, but more dense). These regions are very important because it is inside them where the stars are born. Sadly, there is not a specific line, as in the case of HI region, to observe them. In fact, it is quite difficult to observe molecular hydrogen because H2 is a molecule without a dipolar moment and does not present lines similar to the 21 cm line (concretely it does not present rotational lines. It does have vibrational lines, but it is necessary a very high energy to produce transitions that generate these lines. These conditions are not present in every part of the cloud, only in the proximity of stars being formed which provides very little information about the rest of the cloud).

If the dust prevents us to observe in the visible part of the spectrum and there is not a clear line to observe in the radio wavelengths, how can we observe these regions?

As we have mentioned before, there other heavier elements in the interstellar medium and these elements form molecules that, although its abundance is lower, they let us observe the interior of these clouds. One of these molecules is the Carbon monoxide (CO) which has a net dipolar moment and thus emits rotational lines that can be observed using radio telescopes. Ammonia (NH3) also helps us to look at the inside of these clouds. In this way we can study the environment where the stars are born through its density and temperature, for example.

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Barnard 68. A molecular cloud (Source: NASA APOD. Credits. FORS Team, 8.2-meter VLT Antu, ESO)

When stars, in the interior of molecular clouds, are being formed, they are young and with a lot of energy and thus they emit very high energy radiation (in the range of ultraviolet wavelengths) what ionizes the hydrogen in the clouds and becomes HII. HII regions are thus very hot. Even though, the interstellar dust does not permit us to observe the interior of the clouds and we have to, again, use radio telescopes. The radiation these brand new stars emits provokes, in the HII regions, the generation of bremsstrahlung radiation (braking radiation). This radiation appears when an electron approaches an atom of ionized hydrogen which makes that the electron is deviated from its trajectory emitting a radiation that, because there is a lot of electron approaching a lot of protons at different distances, makes to appear a continuous spectrum of radiation. In this case the bremsstrahlung radiation is studied in the range of X-Rays and thus we do not use radio telescopes to study it, however combining the X-rays information with the one in X-Rays when studying molecular clouds, the information obtained is very valuable.

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Messier 17 or Omega Nebulae. An HII region (Source: NASA APOD. Crédits: Subaru Telescope (NAOJ), Hubble Space Telescope, Color data: Wolfgang Promper, Processing: Robert Gendler)

As we have seen, there are many things that our eyes cannot see with a naked eye or even using conventional telescopes. The interstellar medium is, in many aspects, an unsolved mystery. Either using radio telescopes or any other type of detectors, we still have a long way to go. Meanwhile we can enjoy some of the beautiful images that other telescopes have gathered throughout the years, like one of my favorites The Orion Nebula.

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M42 or Orion Nebula (Source: NASA APOD. Credits: NASA, ESA, M. Robberto (STScI/ESA) et al.)