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las Nebulosas del Medio Interestelar galáctico (ISM) ¿qué son?

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« : Mié, 08 Feb 2012, 04:56 UTC »

Descubre qué es una nebulosa y su papel en el Medio Interestelar de una galaxia espiral. Explora la composición del gas, polvo y nebulosas HI - HII - GMC.



introducción :


mapa GAIA de la Vía Láctea
El mapa de la Vía Láctea,
créditos: GAIA

Nuestra galaxia, la Vía Láctea, como una galaxia espiral típica, alberga una masa total de 100.000 millones de veces la masa de nuestro Sol. Gran parte de esta masa reside en un disco en rotación, llamado Población I, donde se encuentran las estrellas más jóvenes. También existe un bulbo central, Población II, que alberga a las estrellas más antiguas y con menor metalicidad. Además de los cuerpos estelares dispersos, el espacio entre ellos está repleto de gas y polvo, conocido como el ISM (Medio Interestelar). Su masa se estima en 5.000 millones de veces la masa del Sol, lo que representa solo un 5% de la masa total de la galaxia. Sin embargo, este medio es de gran importancia, ya que desempeña un papel fundamental en la formación de estrellas.

Del conjunto del ISM, alrededor del 90% es hidrógeno, mientras que el 10% corresponde al helio, junto con trazas de otros elementos y raros gránulos de polvo.


¿Qué vamos a encontrar en todo este Medio Interestelar?



Hablar de todo el ISM y las regiones HII (nubes), nos sumerge en una parte vibrante de nuestra galaxia, el Medio Interestelar. Esto implica adentrarse en la formación estelar, incluso en la "muerte" de estrellas lo suficientemente masivas como para expulsar sus capas exteriores como nebulosas planetarias, pero no lo suficiente como para estallar en supernovas. Este artículo servirá como un recordatorio rápido y un resumen de las nomenclaturas clave.
Repasar este entorno es como revisar la cronología de la formación, vida y muerte de las estrellas.

  • Gas Coronal Ionizado: Constituye aproximadamente el 0.01% del ISM y tiene temperaturas extremadamente altas, entre 1 y 3 millones de grados Kelvin. Este gas está compuesto principalmente de hidrógeno ionizado, pero también contiene trazas de elementos más pesados como oxígeno, nitrógeno y carbono.

  • Nubes de HI en el Halo Galáctico: Constituyen alrededor del 5% del hidrógeno neutro. Tienen densidades muy bajas, de 0.01 a 0.1 átomos por cm^3, y temperaturas altas, de 10,000 a 100,000 K. A estas temperaturas, el HI puede existir sin estar completamente ionizado debido a la baja densidad y la falta de colisiones frecuentes.

  • zonas Difusas de HI: Constituyen aproximadamente el 50% del hidrógeno neutro en la galaxia. Tienen una densidad de alrededor de 0.1 a 1 átomo por cm^3 y temperaturas entre 50 y 100 K.

  • Nubes de HI en el Disco Galáctico: Representan aproximadamente el 20% del hidrógeno neutro. Tienen densidades de 1 a 10 átomos por cm^3 y temperaturas de 100 a 200 K.

  • Nebulosas de Emisión: Contienen hidrógeno ionizado (HII) y otros elementos ionizados. Estas nebulosas son regiones brillantes del medio interestelar que emiten luz debido a la ionización del gas por la radiación ultravioleta de estrellas jóvenes y calientes. Tipos de nebulosas de emisión incluyen:

    • Nebulosas de Formación Estelar - Regiones HII: Regiones donde se están formando nuevas estrellas, jóvenes y masivas, de muy alta potencia y vida corta. Estas nebulosas, también conocidas como regiones HII, son áreas donde la radiación ultravioleta de estrellas jóvenes ioniza el gas circundante. Ejemplo: La Nebulosa de Orión (M42), que es una de las regiones de formación estelar más cercanas a la Tierra.  Dependiendo ya de la edad, éstas regiones que son sitios de formación estelar activa, también pueden contener supernovas, que enriquecen el medio con elementos pesados.
          - Densidad: 10 a 1000 partículas por cm^3
          - Temperatura: 7,000 a 10,000 K
        
    • Nebulosas Planetarias: Restos de estrellas moribundas que han expulsado sus capas exteriores. Estas nebulosas se forman cuando una estrella similar al Sol agota su combustible nuclear y expulsa sus capas exteriores, dejando un núcleo caliente que ioniza el gas expulsado. Ejemplo: La Nebulosa del Anillo (M57) en la constelación de Lira.
          - Densidad: 100 a 10,000 partículas por cm^3
          - Temperatura: 10,000 a 20,000 K
        
    • Remanentes de Supernova: Restos de explosiones de supernovas que enriquecen el medio interestelar con elementos pesados. Estas nebulosas se forman a partir de la explosión de una estrella masiva al final de su vida, dispersando elementos pesados en el medio interestelar. Ejemplo: La Nebulosa del Cangrejo (M1), que es el remanente de una supernova observada en el año 1054.
          - Densidad: 1 a 100 partículas por cm^3
          - Temperatura: 10,000 a 1,000,000 K

  • Nebulosas de Reflexión: Contienen polvo interestelar que refleja la luz de estrellas cercanas. Suelen ser azules debido a la mayor eficacia de la dispersión de la luz en espectro azul (ondas electromagnéticas más cortas). Densidad media:10 a 1000 partículas por cm^3.  Temperatura media: 10 a 100 K

  • Nubes Moleculares y Oscuras: Contienen alrededor del 25% del hidrógeno neutro. Tienen densidades mucho más altas, de 100 a 1000 átomos por cm^3, y temperaturas bajas, típicamente entre 10 y 20 K. Compuestas de polvo y gas (las más densas) que bloquean la luz de estrellas detrás de ellas. Ejemplo: los glóbulos de Bok, que son pequeñas nubes oscuras de gas y polvo que pueden colapsar para formar estrellas y sistemas planetarios.


Gas Coronal Ionizado


El gas coronal ionizado es una fase caliente y poco densa del medio interestelar (ISM). Este gas se extiende por toda la galaxia y se encuentra principalmente en las regiones más altas del halo galáctico. Aunque su masa total es relativamente pequeña, constituyendo solo el 0.01% del ISM, su temperatura es extremadamente alta, alcanzando entre 1 y 3 millones de grados Kelvin. Este gas está compuesto principalmente de hidrógeno ionizado, pero también contiene trazas de elementos más pesados como oxígeno, nitrógeno y carbono, que se encuentran en estados de ionización múltiple. Las observaciones han detectado líneas de emisión de oxígeno, nitrógeno y carbono varias veces ionizados (OVI, NV y CIV), que requieren temperaturas de formación de 100,000 a 1,000,000 ºK.   El gas coronal ionizado juega un papel crucial en la dinámica del ISM, ya que interactúa con otras fases del medio interestelar a través de procesos como la conducción térmica y la mezcla turbulenta. Además, este gas puede ser calentado por explosiones de supernovas y vientos estelares de estrellas masivas, contribuyendo a la retroalimentación energética en la galaxia. Por ejemplo, una supernova típica puede liberar una energía de aproximadamente 10^44 joules, suficiente para calentar grandes volúmenes de gas coronal ionizado.

Ejemplo numérico de "infinito por infinitésimo" que se escapa de nuestra intuición terrícola: Si consideramos una región del halo galáctico con un volumen de 1066 cm3 y una densidad de gas coronal ionizado de 10-3 partículas por cm3, la masa total de gas en esta región sería aproximadamente 1063 partículas, o alrededor de 1.67 x 1036 kg (asumiendo que la masa de una partícula de hidrógeno ionizado es aproximadamente 1.67 x 10-27 kg).

El HI en todo el ISM



La mayor parte del material del ISM (95%) se encuentra en forma de hidrógeno atómico (HI). Este hidrógeno atómico es fundamental para el estudio del medio interestelar, ya que su distribución y densidad nos proporcionan información valiosa sobre la estructura y dinámica de nuestra galaxia. El hidrógeno atómico emite una línea espectral característica a una longitud de onda de 21 cm, conocida como la línea de 21 cm o línea HI. Esta emisión se produce debido a una transición hiperfina en el estado energético del átomo de hidrógeno. La radioastronomía utiliza esta línea de 21 cm para mapear la distribución del hidrógeno atómico en la galaxia, permitiendo a los astrónomos estudiar la estructura espiral de la Vía Láctea y la distribución de la materia interestelar.

El estudio de las zonas HI es esencial para comprender la formación y evolución de las galaxias. Por ejemplo, se ha estimado que la masa total de hidrógeno atómico en la Vía Láctea es de aproximadamente 5 x 10^9 masas solares. Además, la densidad típica del HI en el disco galáctico es de alrededor de 1 átomo por cm^3, aunque puede variar en diferentes regiones.

El HI también se encuentra en otras zonas nebulares más densas, en distinta proporción con otros estados como el HII y otros elementos. Estas zonas incluyen:

  • Nubes de HI: Compuestas principalmente de hidrógeno atómico neutro.
  • Regiones HII: Áreas con alta concentración de hidrógeno ionizado.
  • Nebulosas de Emisión: Contienen hidrógeno ionizado (HII) y otros elementos ionizados.
  • Nebulosas de Reflexión: Contienen polvo interestelar que refleja la luz de estrellas cercanas.
  • Nebulosas Oscuras: Compuestas de polvo y gas (las más densas) que bloquean la luz de estrellas detrás de ellas.
Aunque es otro tema, es importante recordar que el hidrógeno neutro también se encuentra en los espacios intergalácticos, que parecen más vacíos pero contienen trazas de este elemento.



Regiones HII


Las regiones HII son áreas del medio interestelar donde el hidrógeno está ionizado. Estas regiones se vuelven activas cuando comienza el proceso de formación estelar, especialmente en sistemas estelares masivos. En estos sistemas, encontramos estrellas extremadamente masivas e inestables con altas temperaturas y radiación ultravioleta intensa. Estas estrellas, conocidas como estrellas OB, tienen temperaturas que pueden alcanzar entre 10,000 K y 50,000 K.
La radiación ultravioleta emitida por estas estrellas ioniza el hidrógeno circundante, creando lo que se conoce como el radio de Strömgren. Este fenómeno despeja la nebulosa original y deja atrás restos de materiales de formación y gránulos, como se observa en las Pléyades. Las regiones HII son esenciales para comprender la formación estelar y la evolución de las galaxias.
   Ejemplos notables de regiones HII se encuentran en el catálogo de nebulosas de emisión Sharpless 2 (SH2), que recopila 313 regiones HII, principalmente al norte de la declinación -27°. Estas regiones son fundamentales para el estudio de la estructura y dinámica del medio interestelar.


Zonas HI


La mayor parte del material del ISM (95%) se encuentra en forma de hidrógeno atómico (HI). Este hidrógeno atómico es fundamental para el estudio del medio interestelar, ya que su distribución y densidad nos proporcionan información valiosa sobre la estructura y dinámica de nuestra galaxia.
El hidrógeno atómico emite una línea espectral característica a una longitud de onda de 21 cm, conocida como la línea de 21 cm o línea HI. Esta emisión se produce debido a una transición hiperfina en el estado energético del átomo de hidrógeno. La radioastronomía utiliza esta línea de 21 cm para mapear la distribución del hidrógeno atómico en la galaxia, permitiendo a los astrónomos estudiar la estructura espiral de la Vía Láctea y la distribución de la materia interestelar.
El estudio de las zonas HI es esencial para comprender la formación y evolución de las galaxias, así como para identificar regiones de formación estelar y la interacción entre diferentes componentes del ISM.


GMC: Grandes Nubes Moleculares

 
Estas nubes actúan como las "guarderías" donde nacen las nuevas estrellas. Son las zonas más densas y frías de la galaxia. Aunque inicialmente estables, diversos factores como las turbulencias en la galaxia, interacciones con otras galaxias o la presión de una supernova pueden desencadenar el colapso y la formación estelar. Estas GMC son distintas de las nubes de hidrógeno atómico, que son demasiado calientes para colapsar debido a la alta velocidad de sus átomos.

Glóbulos de Bok y Objetos Herbig-Haro


En las regiones más densas de las GMC, se forman áreas más oscuras y densas debido al polvo que bloquea la luz visible. Estos son los llamados glóbulos de Bok. En esta etapa, también se generan chorros de material desde discos protoplanetarios, conocidos como objetos Herbig-Haro.

El Polvo Interestelar


Aunque menos abundante en comparación con el gas, el polvo interestelar desempeña un papel importante. Estas partículas complejas, compuestas principalmente de carbono (grafito) y silicatos, bloquean la luz visible y causan absorción e incluso enrojecimiento debido a su mayor efectividad para bloquear fotones de longitudes más cortas (azul). En las GMC, se han detectado trazas de otras moléculas, y estos gránulos de polvo son cruciales para la formación de sistemas planetarios, incluyendo planetas rocosos y asteroides con materiales refractarios como grafito, carbonáceos, silicatos, óxidos y elementos como calcio, aluminio, titanio, uranio y tungsteno.


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.)gas coronal10-3-10-2 10.000 *(3)*(3) H2 gas e Hidrógeno ionizado *(3)  0.1% del total de la masa de la galaxia , ocupando el 90% del volumen
H I en ISM  región HI1-10 125*(2) *(2) 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 H-alpha H-beta ... *(1)
H I cloud   región HI100 50-100*(2) 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 *(4) 103-1068.000-25.0000,1 - 1peq. 0.1 - 1Hidrógeno ionizadoregión HII proveniente del final de una estrella




*(1) ¿qué es lo que vemos y porqué de las nebulosas HII ?  pues aquí ya saltariamos de capítulo, os recomiendo repasar:
uso de Filtros en Astronomía / la línea conocida como Hidrógeno alfa Hα ¿qué es?

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

*(3)  0.1% del total de la masa de la galaxia , ocupando el 90% del volumen

*(4)

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.



Nebulosa de polvo o de reflexión


Las nebulosas de polvo o de reflexión son el resultado de la evolución y dispersión causada por la presión de radiación en una nebulosa de emisión, el lugar donde nacen las estrellas. Esto ocurre cuando la cantidad de energía luminosa recibida no es suficiente para ionizar el gas que compone la nebulosa, transformándola en una nebulosa de emisión o esfera de Strömgren. En otras palabras, para mantener una región ionizada, se requiere una fuente de alta energía en forma de radiación ultravioleta, como una estrella muy potente con una emisión significativa de UV, enanas blancas o incluso la onda de choque de una supernova.

Las nebulosas de reflexión suelen ser azules debido a que la dispersión de la luz azul es más eficiente que la de la luz roja, lo que explica también el color del cielo.

Un ejemplo de este tipo de nebulosas es la que rodea al cúmulo abierto de las Pléyades (M-45) en la constelación de Tauro. En 1912, Vesto M. Slipher realizó estudios que demostraron que el espectro de esta nebulosa coincidía con el de las estrellas que la rodeaban, lo que marcó la primera evidencia de la naturaleza de las nebulosas de reflexión.

Hidrógeno Neutro, HI, "no ionizado: el 40% está en forma de Hidrógeno no ionizado HI


Pero, ¿cómo podemos observar el hidrógeno neutro no ionizado HI? El hidrógeno neutro, también conocido como HI (pronunciado H-uno), es simplemente un átomo de hidrógeno normal compuesto por un protón y un electrón. Se encuentra tanto en forma de nubes de HI dentro de las galaxias como en el espacio intergaláctico.

Las nubes de hidrógeno neutro son fácilmente detectables en longitudes de onda de radio debido a que emiten una energía característica a una longitud de onda de 21 cm. Esta línea espectral se crea debido a un cambio en el estado energético de los átomos de hidrógeno neutro aislados. Esta transición implica un cambio en la dirección de giro del electrón, que se invierte con respecto al giro del protón. Esto da como resultado una señal distintiva que puede ser detectada en observaciones de radioastronomía.



temas relacionados y otros ejemplos de nebulosas:

Rotación Galáctica: repaso de conceptos y evidencia materia oscura

Carta identificación Trapecio de Orión, Theta¹ en Nebulosa M-42

AAPOD para Crisyo, 7 de febrero 2012

NGC 2237 / Nebulosa Rosetta en Monoceros

M 45, una Pleiades desde Áger. ( Pléyades )

California nebula.

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


ÁLBUM 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




Grandes nubes envuelven a la nebulosa de Orión

Telescopio fotográfico: 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



Nebulosa Iris y los Fantasmas de Cefeo, Navas de Estena: 240622
by Florentino Caballero Santacruz, en Flickr





para consultar:

catálogo de Stewart Sharpless (SH2)  Our Galactic Region.      galaxymap.org/drupal/node/33

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