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el medio interestelar en galaxia espiral regiones HI HII GMC gas polvo nebulosas

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Autor Tema: el medio interestelar en galaxia espiral regiones HI HII GMC gas polvo nebulosas  (Leído 1307 veces)
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« en: Mié, 08-Feb-2012, UTC 04h.56m. »

 Hablar de las regiones HII, además de clasificar nubes, es hablar de una parte muy dinámica de nuestra galaxia y de su Medio Interestelar, es referirse a la formación de estrellas, incluso en su "muerte" en aquellas estrellas lo suficiente masivas para expulsar sus capas exteriores en forma de nebulosa planetaria, pero no tanto como para estallar en supernova.  Éste post nos servirá de recordatorio rápido y resumen de nomenclaturas.


 Nuestra Galaxia la Vía Láctea, como galaxia espiral típica tiene una masa total de 100.000 millones de soles, con gran parte de la materia situada en un disco en rotación (población I, estrellas más jovenes), y un bulbo más o menos grande (población II, las estrellas mas viejas de la galaxia y menor metalicidad), algún cúmulo globular de estrellas orbitándolo ... Pero no solo se compone de cuerpos estelares con vacío entre ellos, sinó que el espacio está relleno de gas que llamaremos: el ISM ( Interstellar Medium - Medio Interestelar) se le estima en 5.000 millones de masas solares,  ésto es solo un 5% de la masa de toda la galaxia, sin embargo es de una gran importancia porqué es gracias a él que aporta formación estelar.
De todo éste medio, alrededor del 90% es Hidrógeno y el 10% Helio, trazas de otros elementos, y gránulos de polvo realmente raros como presencia total.


¿Qué encontramos en éste ISM ?, repasando la cronología de la formación de estrellas

el gas coronal ionizado, es el que ocupa toda la galaxia, pero con una masa total bastante pequeña  ( 0.01% ISM)

zonas HI,  la mayoría del material del ISM (95%) está en forma de hidrógeno atómico.  (de aquí que en radioastronomía es importante estudiar la banda en que es detectable , en la longitud de onda de 21cm ,  con el que se estudia el mapa en profundidad de nuestra galaxia por ejemplo)

GMC:  Grandes Nubes Moleculares,  éstas son las "guarderías" de donde nacerán los sistemas estelares (nuevas estrellas).  Representan las zonas mas densas y frías de la galaxia.  Estables durante un tiempo, hasta que turbulencias en la galaxia, el encuentro con otra, la presión por el frente de onda de la explosión de una supernova, etc...   Es a partir de aquí que se inicia el colapso hacia la formación estelar, ... las otras nubes de Hidrógeno atómico son demasiado calientes como para colapsar sobre si mismas ( a mayor temperatura, mayor velocidad de los átomos).
En las partes mas densas de las GMC,  se distinguen también las zonas más oscuras, mas densas (aunque tengan apariencia de agujeros en el cielo) debido a la presencia de polvo que hace muy efectivo el bloqueo de la luz en el visible. Cuanto mas condensados evidentemente mas opacos, así que es difícil la observación de la formación de estrellas directamente, hay que urilizar las bandas infrarrojas, éstos son los conocidos como glóbulos de Bok.    Cuando ya se están formando discos protoplanetarios acretando material, precisamente salen unos jets colimados por los polos de éstos discos y que reingresan material al espacio. Se conocen como objetos Herbig-Haro.

regiones HII:   Al iniciarse el proceso de formación estelar, las mas efectivas son los sistemas mas masivos,  con algunas estrellas monstruosas e incluso inestables, con altísimas temperaturas y una fuerte radiación Ultravioleta,  es cuando surgen las asociaciones estelares OB  (10.000 Kº incluso 50.000Kº), la nebulosa en que está inmersa la estrella de pronto empieza a abrirse, y aparte de ver brillar la estrella, lo que ocurre es que la presión de radiación empieza a empujar el material hacia "afuera", abriendo un hueco conocido como radio de Strömgren. Lo hace de forma "supersónica" en el sentido que la materia se agolpa y a su vez crea otras condensaciones en otras partes de la nebulosa, poniendo a prueba los equilibrios de fuerzas (gravedad versus presión de radiación).  Poco a poco se va abriendo mas, llegando con menos intensidad a las partes mas remotas, pero la nutrida formación de estrellas va abriéndose paso, y despejando la nebulosa originaria como si la evaporara.   Estas radiaciones energéticas en ultravioleta, son ionizantes, y arrancan los electrones de los átomos de hidrógeno, ... cuando éstos se recombinan * emiten una radiación característica en ciertas longitudes de onda, algunas en el visible. Finalmente, cuando la disipación ya está lograda, lo que acabamos viendo es restos de esos materiales de formación y gránulos,  como por ejemplo en M45 las Pléyades.

tabla:  composición del ISM - Medio Interestelar galáctico

  descripción densidad
  part. cm3
temperatura
  Kº  
masa total
   en soles  
tamaño
      años-luz
composición/ estado H características
gas (ioniz.)coronal gas 10-3-10-2 10.000 ****** H2 gas e Hidrógeno ionizado ***  0.1% del total de la masa de la galaxia , ocupando el 90% del volumen
H I en ISM  región HI1-10 125** ** Hidrógeno atómico neutro
........
H II cloudregión HII 1010.000-20.000--10-100 y masHidrógeno ionizadoparte del brillo de ésta "fluorescencia"
 es el que conocemos por Ha Hbeta ... *
H I cloud   región HI100 50-100** 15-150 Hidrógeno atómico neutroalrededor del 40% de todo el gas y polvo
GMC  Giant Molecular Cloud106-1010 10-20 105-106-10710-100 H2 Hidrógeno molecularperturbaciones condensan y colapsan éstas nubes
iniciando un proceso de formación estelar
glob. Bok  Glóbulos de Bokformación estelar 10 2 - 501 H2 Hidr. molec., helio, óxido carbonoformación estelar por condensación,  presencia 1% granos polvo silicatos
........
NP neb. planetaria **** 103-1068.000-25.0000,1 - 1peq. 0.1 - 1Hidrógeno ionizadoregión HII proveniente del final de una estrella
queda el polvo interestelar, que es bastante raro. Las partículas son complejas y formadas por miles de millones de átomos, usualmente de carbon (grafito) y silicatos. La contribución al ISM es (<1%) en masa,  y por tanto aún más minúscula en número de partículas.
Es el que produce nebulosas visibles por simple reflexión, en restos de formación estelar.   Causa la absorción interestelar y enrojecimiento por ser mas efectivo en bloquear fotones con longitudes mas cortas (azul).
En las grandes nubes moleculares (GMC), también se han podido comprobar espectralmente las trazas de otras moléculas, aquí teneis una lista
http://www.daviddarling.info/encyclopedia/I/ismols.html
También los gránulos de polvo, que pasan a formarse y condensar en formación de sistemas: discos protoplanetarios, y que mas tarde además de los volátiles llegarán a ser los bloques básicos para la formación de planetas, sobretodo los rocosos y también asteroides, con materiales refractarios tipo los conocidos grafito, carbonáceos, silicatos, óxidos ...  (  calcio, aluminio, Titanio, Uranio, Tungsteno ...)



* ¿qué es lo que vemos y porqué de las nebulosas?  pues aquí ya saltaríamos de capítulo, os recomiendo repasar:
uso de Filtros en Astronomía / la linea conocida como Hidrógeno alfa  ¿qué es?

** hasta el 95% del total del Hidrógeno interestelar está en forma atómica (neutra)

***  0.1% del total de la masa de la galaxia , ocupando el 90% del volumen

**** las NEBULOSAS PLANETARIAS,  son regiones HII pero que provienen del final de la vida de una estrella,  por tanto siempre aparecen como regiones mucho más homogéneas, al tener un proceso de aportación de materia e ionización centralizado, y mucho mas pequeñas. Su edad no supera los 50.000 desde que se formaron, debido a su velocidad típica de expansión y disipación. La temperatura de las enanas blancas moribundas pueden pasar de 50.000Kº incluso 100.000Kº  radiando en el Ultravioleta (un brillo y energías altísimos aunque no podamos verlo en visual), ionizando la nube circundante, proceso que nos da nuevamente una región HII.
- La Nebulosa del Cangrejo, M-1, no es una nebulosa planetaria propiamente, es un remanente de Supernova,  ... actualmente su tamaño es de unos 10 años-luz.



el 40% está en forma de Hidrógeno no ionizado HI, pero ¿ésto como se vé? ¿cómo nos aparece? ... pues :

Nebulosa de reflexión

Normalmente es la evolución y dispersión por la presión de radiación de una nebulosa de emisión donde nacen las estrellas. Ocurre simplemente cuando la energía luminosa que recibe es insuficiente para ionizar el gas que le conforma y así dejar de ser (o transformarse) una nebulosa de emisión (esfera de Strömgren).  Osea quiere decir que para mantener una zona ionizada tiene que haber una inyección de altas energías en forma de Ultravioleta como mínimo, como una estrella muy potente donde su parte de UV será alta, también estrellas muy calientes como enanas blancas, o el frente de onda de explosiones de supernovas, etc...  

Las nebulosas de reflexión son usualmente azules porque la dispersión es más eficiente para la luz azul que para la roja (es la misma razón que explica el color del cielo).

Un ejemplo de este tipo de nebulosas lo constituye la que rodea al cúmulo abierto Pléyades (M45), en Taurus, sobre el que basó sus estudios Vesto M. Slipher en 1912, cuando comprobó que el espectro de la nebulosa de las Pléyades coincidía con el de sus estrellas, en lo que fue la primera demostración de la naturaleza de las nebulosas de reflexión.




todo ésto es un simple recordatorio, y conceptos básicos que hay que tener frescos, como consulta rápida está bien, pero evidentemente no son mas que una esquematización.

( lo he compilado muy rápido quitándole alguna horita al sueño, ruego que si veis algún error me lo hagais saber para corregirlo, gracias )

y como muestras
Theta 1 Orionis, (mapa) trapecio de Orión en el corazón de la nebulosa M42
AAPOD para Crisyo, 7 de febrero 2012
NGC 2237 / Nebulosa Rosetta en Monoceros
M 45, una Pleiades desde Áger. ( Pléyades )
California nebula.

· Objetos difusos / Deep Sky / Nebulosas, Cúmulos y Galaxias

http://es.wikipedia.org/wiki/Regi%C3%B3n_H_II#cite_note-Las_regiones_H_II-10

ALBUM astrónomo.org - Cielo Profundo

en el fondo estamos hablando de nubes, así que fijaos bien las fronteras,  ... en algunos valores hay aspectos muy importantes para entender lo que observamos



Campo de la Nebulosa de Orión
AAPOD del 21 jun 2012
http://aapod.astronomy.fm/2012-06-21_Campo-de-la-Nebulosa-de-Ori%C3%B3n.html


Grandes nubes envuelven a la nebulosa de Orión

Telescopio fotografico: Takahashi FSQ 106 a f/3,6
CCD de captura: DSLR Canon 350 Modificada
Tiempo de exposicion: 15 x 20sg ISO 400 +17x300seg ISO 400 +10x720 seg ISO 400

Submitted by: Jesús Vargas ( Astrogades ) y Maritxu Poyal (maritxu)   Location: Benamahoma (Cádiz) Spain   Date: February 25 2011

equipo:  MEADE LX200 8" f:6,3, Vixen 150/750 SP, Meade ETX 105 Autostar y ETX 70, R60 Vixen AZ, bin 7x50, bin 10x50 TS, bin Swift 16x70. KT&C650 = (PC164) & WATEC's 902 b&w + video capture devices,  DMK 21AU04.AS b&w, Starlight Xpress MX716, Tucsen color 1/2” 3mpx 2048×1536

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