Gas interestelar
Objetivos de aprendizaje
Al final de esta sección, serás capaz de:
- Nombrar los principales tipos de gas interestelar
- Discutir cómo podemos observar cada tipo
- Describir la temperatura y otras propiedades importantes de cada tipo
El gas interestelar, dependiendo de dónde se encuentre, puede ser tan frío como unos pocos grados por encima del cero absoluto o tan caliente como un millón de grados o más. Comenzaremos nuestro viaje por el medio interestelar explorando las diferentes condiciones en las que encontramos el gas.
Regiones de hidrógeno ionizado (H II)-Gas cerca de las estrellas calientes
Figura 1. Nebulosa de Orión: El resplandor rojo que invade la gran nebulosa de Orión está producido por la primera línea de la serie de Balmer del hidrógeno. La emisión de hidrógeno indica que hay estrellas jóvenes y calientes cerca que ionizan estas nubes de gas. Cuando los electrones se recombinan con los protones y vuelven a bajar a órbitas de menor energía, se producen las líneas de emisión. El color azul que se ve en los bordes de algunas nubes se produce por pequeñas partículas de polvo que dispersan la luz de las estrellas calientes. El polvo también puede verse silueteado contra el gas brillante. (crédito: NASA,ESA, M. Robberto (Space Telescope Science Institute/ESA) y el Equipo del Proyecto del Tesoro de Orión del Telescopio Espacial Hubble)
Algunas de las fotografías astronómicas más espectaculares muestran gas interestelar situado cerca de estrellas calientes (Figura 1). La línea más fuerte en la región visible del espectro del hidrógeno es la línea roja en la Los científicos también llaman a esta línea roja de Balmer la línea H-alfa, con alfa significando que es la primera línea espectral en la serie de Balmer. (como se explica en el capítulo sobre Radiación y Espectros); esta línea de emisión explica el característico resplandor rojo en imágenes como la de la Figura 1.
Las estrellas calientes son capaces de calentar el gas cercano hasta temperaturas cercanas a los 10.000 K. La radiación ultravioleta de las estrellas también ioniza el hidrógeno (recordemos que durante la ionización, el electrón se desprende completamente del protón). Ese protón desprendido no permanecerá solo para siempre cuando haya electrones atractivos alrededor; capturará un electrón libre, convirtiéndose de nuevo en un hidrógeno neutro. Sin embargo, ese átomo neutro puede volver a absorber la radiación ultravioleta y empezar de nuevo el ciclo. En un momento típico, la mayoría de los átomos cercanos a una estrella caliente se encuentran en estado ionizado.
Dado que el hidrógeno es el principal constituyente del gas interestelar, a menudo caracterizamos una región del espacio en función de si su hidrógeno es neutro o ionizado. Una nube de hidrógeno ionizado se denomina región H II. (Los científicos que trabajan con espectros utilizan el número romano I para indicar que un átomo es neutro; se utilizan números romanos sucesivamente más altos para cada etapa superior de ionización. Así, H II se refiere al hidrógeno que ha perdido un electrón; Fe III es el hierro al que le faltan dos electrones.)
Los electrones que son capturados por los núcleos de hidrógeno descienden en cascada por los distintos niveles de energía de los átomos de hidrógeno en su camino hacia el nivel más bajo, o estado básico. Durante cada transición hacia abajo, ceden energía en forma de luz. El proceso de conversión de la radiación ultravioleta en luz visible se denomina fluorescencia. El gas interestelar contiene otros elementos además del hidrógeno. Muchos de ellos también se ionizan en las proximidades de las estrellas calientes; entonces capturan electrones y emiten luz, al igual que el hidrógeno, lo que permite que sean observados por los astrónomos. Pero, por lo general, la línea roja del hidrógeno es la más fuerte, y por eso las regiones H II se ven rojas.
Una luz fluorescente en la Tierra funciona utilizando los mismos principios que una región H II fluorescente. Cuando se enciende la corriente, los electrones chocan con los átomos de vapor de mercurio en el tubo. El mercurio se excita a un estado de alta energía debido a estas colisiones. Cuando los electrones de los átomos de mercurio vuelven a niveles de energía más bajos, parte de la energía que emiten es en forma de fotones ultravioleta. Éstos, a su vez, golpean una pantalla recubierta de fósforo en la pared interior del tubo de luz. Los átomos de la pantalla absorben los fotones ultravioleta y emiten luz visible al descender en cascada entre los niveles de energía. (La diferencia es que estos átomos emiten una gama más amplia de colores de luz, que se mezclan para dar el característico resplandor blanco de las luces fluorescentes, mientras que los átomos de hidrógeno en una región H II emiten un conjunto más limitado de colores.)
Nubes de hidrógeno neutro
Las estrellas muy calientes necesarias para producir regiones H II son raras, y sólo una pequeña fracción de la materia interestelar está lo suficientemente cerca de tales estrellas calientes para ser ionizada por ellas. La mayor parte del volumen del medio interestelar está lleno de hidrógeno neutro (no ionizado). ¿Cómo podemos buscarlo?
Figura 2. Líneas de absorción a través de una nube de polvo interestelar: Cuando hay una cantidad significativa de materia interestelar fría entre nosotros y una estrella, podemos ver las líneas de absorción del gas en el espectro de la estrella. Podemos distinguir los dos tipos de líneas porque, mientras que las líneas de la estrella son anchas, las del gas son más estrechas.
Desgraciadamente, los átomos de hidrógeno neutro a las temperaturas típicas del gas en el espacio interestelar no emiten ni absorben luz en la parte visible del espectro. Tampoco lo hacen, en su mayoría, los otros oligoelementos que se mezclan con el hidrógeno interestelar. Sin embargo, algunos de estos otros elementos pueden absorber la luz visible incluso a las temperaturas típicas del espacio interestelar. Esto significa que cuando observamos una fuente brillante, como una estrella caliente o una galaxia, a veces podemos ver líneas adicionales en su espectro producidas cuando el gas interestelar absorbe la luz en determinadas frecuencias (véase la figura 2). Algunas de las líneas de absorción interestelares más intensas son las producidas por el calcio y el sodio, pero también pueden detectarse muchos otros elementos en observaciones suficientemente sensibles (como se comenta en Radiación y Espectros).
La primera evidencia de la absorción por parte de las nubes interestelares provino del análisis de una estrella binaria espectroscópica (véase Las estrellas: un censo celestial), publicado en 1904. Mientras que la mayoría de las líneas del espectro de esta binaria se desplazaban alternativamente de longitudes de onda más largas a más cortas y viceversa, como cabría esperar por el efecto Doppler de las estrellas en órbita una alrededor de la otra, unas pocas líneas del espectro permanecían fijas en longitud de onda. Dado que ambas estrellas se mueven en un sistema binario, las líneas que no mostraban movimiento desconcertaron a los astrónomos. Las líneas también eran peculiares, ya que eran mucho, mucho más estrechas que el resto de las líneas, lo que indicaba que el gas que las producía estaba a una presión muy baja. Trabajos posteriores demostraron que estas líneas no se formaban en absoluto en la atmósfera de la estrella, sino en una nube fría de gas situada entre la Tierra y la estrella binaria.
Aunque estas y otras observaciones similares demostraron que había gas interestelar, aún no podían detectar el hidrógeno, el elemento más común, debido a su falta de características espectrales en la parte visible del espectro. (La línea de Balmer del hidrógeno está en el rango visible, pero sólo la producen los átomos de hidrógeno excitados. En el medio interestelar frío, los átomos de hidrógeno se encuentran todos en el estado de tierra y no hay electrones en los niveles de mayor energía necesarios para producir líneas de emisión o absorción en la serie Balmer). La detección directa del hidrógeno tuvo que esperar al desarrollo de telescopios capaces de ver cambios de muy baja energía en los átomos de hidrógeno en otras partes del espectro. Las primeras observaciones de este tipo se realizaron con radiotelescopios, y la emisión y absorción de radio por parte del hidrógeno interestelar sigue siendo una de nuestras principales herramientas para estudiar las enormes cantidades de hidrógeno frío en el universo hasta el día de hoy.
En 1944, cuando aún era estudiante, el astrónomo holandés Hendrik van de Hulst predijo que el hidrógeno produciría una línea intensa a una longitud de onda de 21 centímetros. Se trata de una longitud de onda bastante larga, lo que implica que la onda tiene una frecuencia tan baja y una energía tan escasa que no puede provenir de los electrones que saltan entre niveles de energía (como comentamos en Radiación y Espectros). En su lugar, la energía se emite cuando el electrón da una vuelta, algo así como un acróbata en un circo que se pone de pie después de ponerse de cabeza.
Figura 3. Formación de la línea de 21 centímetros: Cuando el electrón de un átomo de hidrógeno está en la órbita más cercana al núcleo, el protón y el electrón pueden estar girando (a) en la misma dirección o (b) en direcciones opuestas. Cuando el electrón gira, el átomo gana o pierde un poco de energía absorbiendo o emitiendo energía electromagnética con una longitud de onda de 21 centímetros.
Figura 4. Harold Ewen (1922-2015) y Edward Purcell (1912-1997): Vemos a Harold Ewen en 1952 trabajando con la antena de bocina (en lo alto del laboratorio de física de Harvard) que hizo la primera detección de la radiación interestelar de 21 cm. El recuadro muestra a Edward Purcell, ganador del Premio Nobel de Física en 1952, unos años después. (crédito: modificación del trabajo de NRAO)
Un átomo excitado puede perder posteriormente su exceso de energía bien colisionando con otra partícula o bien emitiendo una onda de radio con una longitud de onda de 21 centímetros. Si no hay colisiones, un átomo de hidrógeno excitado esperará una media de unos 10 millones de años antes de emitir un fotón y volver a su estado de menor energía. Aunque la probabilidad de que un solo átomo emita un fotón es baja, hay tantos átomos de hidrógeno en una nube de gas típica que colectivamente producirán una línea observable a 21 centímetros.
En 1951 se dispuso de un equipo lo suficientemente sensible como para detectar la línea de 21 cm del hidrógeno neutro. Los astrónomos holandeses habían construido un instrumento para detectar las ondas de 21 cm que habían predicho, pero un incendio lo destruyó. Como consecuencia, dos físicos de Harvard, Harold Ewen y Edward Purcell, realizaron la primera detección (Figura 4), a la que pronto siguieron las confirmaciones de los holandeses y de un grupo de Australia. Desde la detección de la línea de 21 cm, se han descubierto muchas otras líneas de radio producidas tanto por átomos como por moléculas (como comentaremos en un momento), que han permitido a los astrónomos trazar un mapa del gas neutro en toda nuestra Galaxia. Los astrónomos también han detectado gas interestelar neutro, incluido el hidrógeno, en muchas otras longitudes de onda, desde el infrarrojo hasta el ultravioleta.
Las observaciones de radio modernas muestran que la mayor parte del hidrógeno neutro de nuestra Galaxia está confinado en una capa extremadamente plana, de menos de 300 años luz de espesor, que se extiende por todo el disco de la Vía Láctea. Este gas tiene densidades que oscilan entre 0,1 y 100 átomos por cm3, y existe en un amplio rango de temperaturas, desde unos 100 K (-173 °C) hasta unos 8000 K. Estas regiones de gas caliente y frío están intercaladas entre sí, y la densidad y la temperatura en cualquier punto concreto del espacio cambian constantemente.
Gas interestelar ultra caliente
Aunque las temperaturas de 10.000 K que se encuentran en las regiones H II pueden parecer cálidas, no son la fase más caliente del medio interestelar. Una parte del gas interestelar está a una temperatura de un millón de grados, aunque no haya ninguna fuente de calor visible cerca. El descubrimiento de este gas interestelar ultra caliente fue una gran sorpresa. Antes del lanzamiento de los observatorios astronómicos al espacio, que podían ver la radiación en las partes ultravioleta y de rayos X del espectro, los astrónomos suponían que la mayor parte de la región entre las estrellas estaba llena de hidrógeno a temperaturas no más calientes que las encontradas en las regiones H II. Pero los telescopios lanzados por encima de la atmósfera terrestre obtuvieron espectros ultravioleta que contenían líneas interestelares producidas por átomos de oxígeno que se han ionizado cinco veces. Sacar cinco electrones de sus órbitas alrededor de un núcleo de oxígeno requiere mucha energía. Las observaciones posteriores con telescopios de rayos X en órbita revelaron que la Galaxia está llena de numerosas burbujas de gas que emiten rayos X. Para emitir rayos X, y contener átomos de oxígeno que han sido ionizados cinco veces, el gas debe calentarse a temperaturas de un millón de grados o más.
Figura 5. Remanente de supernova de Vela: Hace unos 11.000 años, una estrella moribunda en la constelación de Vela explotó, llegando a ser tan brillante como la luna llena en los cielos de la Tierra. Puedes ver los tenues filamentos redondeados de esa explosión en el centro de esta colorida imagen. Los bordes del remanente están colisionando con el medio interestelar, calentando el gas que atraviesan a temperaturas de millones de K. Los telescopios en el espacio también revelan una esfera brillante de radiación de rayos X del remanente. (crédito: Digitized Sky Survey, ESA/ESO/NASA FITS Liberator, Davide De Martin)
Los teóricos han demostrado ahora que la fuente de energía que produce estas notables temperaturas es la explosión de estrellas masivas al final de sus vidas (Figura 5). Dichas explosiones, llamadas supernovas, serán tratadas en detalle en el capítulo sobre La muerte de las estrellas. Por ahora, sólo diremos que algunas estrellas, al acercarse al final de su vida, se vuelven inestables y literalmente explotan. Estas explosiones lanzan gas al espacio interestelar a velocidades de decenas de miles de kilómetros por segundo (hasta un 30% de la velocidad de la luz). Cuando este gas expulsado choca con el gas interestelar, produce choques que calientan el gas a millones o decenas de millones de grados.
Los astrónomos estiman que una supernova explota aproximadamente cada 100 años en algún lugar de la Galaxia. Por término medio, las sacudidas lanzadas por las supernovas atraviesan cualquier punto de la Galaxia aproximadamente una vez cada varios millones de años. Estos choques mantienen parte del espacio interestelar lleno de gas a temperaturas de millones de grados, y perturban continuamente el gas más frío, manteniéndolo en constante movimiento turbulento.
Nubes moleculares
Unas pocas moléculas simples en el espacio, como el CN y el CH, fueron descubiertas hace décadas porque producen líneas de absorción en los espectros de luz visible de las estrellas que están detrás de ellas. Cuando se dispuso de equipos más sofisticados para obtener espectros en longitudes de onda de radio e infrarrojos, los astrónomos, para su sorpresa, descubrieron también moléculas mucho más complejas en las nubes interestelares.
Al igual que los átomos dejan sus «huellas dactilares» en el espectro de la luz visible, la vibración y la rotación de los átomos dentro de las moléculas pueden dejar huellas espectrales en las ondas de radio e infrarrojas. Si extendemos la radiación a esas longitudes de onda más largas, podemos detectar líneas de emisión o absorción en los espectros que son características de moléculas específicas. A lo largo de los años, los experimentos realizados en nuestros laboratorios nos han mostrado las longitudes de onda exactas asociadas a los cambios en la rotación y la vibración de muchas moléculas comunes, lo que nos ha proporcionado una plantilla de posibles líneas con las que ahora podemos comparar nuestras observaciones de la materia interestelar.
El descubrimiento de moléculas complejas en el espacio fue una sorpresa porque la mayor parte del espacio interestelar está lleno de luz ultravioleta procedente de las estrellas, y esta luz es capaz de disociar las moléculas (romperlas en átomos individuales). Sin embargo, en retrospectiva, la presencia de moléculas no es sorprendente. Como veremos en la siguiente sección, y ya hemos visto anteriormente, el espacio interestelar también contiene cantidades significativas de polvo capaz de bloquear la luz de las estrellas. Cuando este polvo se acumula en un solo lugar, el resultado es una nube oscura donde la luz estelar ultravioleta queda bloqueada y las moléculas pueden sobrevivir. Las estructuras más grandes se crean cuando la gravedad atrae el gas interestelar para formar nubes moleculares gigantes, estructuras tan masivas como un millón de veces la masa del Sol. En ellas, la mayor parte del hidrógeno interestelar ha formado la molécula H2 (hidrógeno molecular). Otras moléculas más complejas también están presentes en cantidades mucho más pequeñas.
Las nubes moleculares gigantes tienen densidades de cientos a miles de átomos por cm3, mucho más densas que el espacio interestelar en promedio. Como resultado, aunque representan una fracción muy pequeña del volumen del espacio interestelar, contienen una fracción significativa -20-30%- de la masa total del gas de la Vía Láctea. Debido a su alta densidad, las nubes moleculares bloquean la luz estelar ultravioleta, el principal agente de calentamiento de la mayor parte del gas interestelar. Como resultado, tienden a ser extremadamente frías, con temperaturas típicas cercanas a los 10 K (-263 °C). Las nubes moleculares gigantes son también los lugares donde se forman las nuevas estrellas, como veremos más adelante.
Figura 6. Fullereno C60: Esta perspectiva tridimensional muestra la característica disposición en forma de jaula de los 60 átomos de carbono en una molécula de fullereno C60. El fullereno C60 también se conoce como «buckyball», o como su nombre completo, buckminsterfullereno, por su similitud con las cúpulas arquitectónicas de múltiples caras diseñadas por el inventor estadounidense R. Buckminster Fuller.
Es en estas regiones oscuras del espacio, protegidas de la luz de las estrellas, donde pueden formarse las moléculas. Las reacciones químicas que se producen tanto en el gas como en la superficie de los granos de polvo dan lugar a compuestos mucho más complejos, de los que se han identificado cientos en el espacio interestelar. Entre los más sencillos están el agua (H2O), el monóxido de carbono (CO), que se produce en los incendios en la Tierra, y el amoníaco (NH3), cuyo olor se reconoce en los productos de limpieza domésticos fuertes. El monóxido de carbono es especialmente abundante en el espacio interestelar y es la principal herramienta que utilizan los astrónomos para estudiar las nubes moleculares gigantes. Desgraciadamente, la molécula más abundante, el H2, es especialmente difícil de observar directamente porque en la mayoría de las nubes moleculares gigantes está demasiado frío para emitir incluso en longitudes de onda de radio. El CO, que suele estar presente allí donde se encuentra el H2, es un emisor mucho mejor y los astrónomos lo utilizan a menudo para rastrear el hidrógeno molecular.
Las moléculas más complejas que han encontrado los astrónomos son en su mayoría combinaciones de átomos de hidrógeno, oxígeno, carbono, nitrógeno y azufre. Muchas de estas moléculas son orgánicas (las que contienen carbono y están asociadas a la química del carbono de la vida en la Tierra). Entre ellas se encuentran el formaldehído (utilizado para conservar los tejidos vivos), el alcohol (véase el recuadro sobre Cócteles en el espacio) y el anticongelante.
En 1996, los astrónomos descubrieron ácido acético (el ingrediente principal del vinagre) en una nube situada en dirección a la constelación de Sagitario. Para equilibrar lo agrio con lo dulce, también se ha encontrado un azúcar simple (glicolaldehído). Los compuestos más grandes descubiertos hasta ahora en el espacio interestelar son los fullerenos, moléculas en las que 60 o 70 átomos de carbono están dispuestos en una configuración similar a una jaula (véase la figura 6). Véase en la Tabla 1 una lista de algunas de las moléculas interestelares más interesantes que se han encontrado hasta ahora.
| Tabla 1. Algunas moléculas interestelares interesantes | ||
|---|---|---|
| Nombre | Fórmula química Fórmula | Uso en la Tierra |
| Amonia | NH3 | Limpiadores domésticos limpiadores domésticos | Formaldehído | H2CO | Líquido embalsamador | Acetileno | HC2H | Combustible para soplete |
| Ácido acético ácido | C2H2O4 | La esencia del vinagre |
| Alcohol etílico | CH3CH2OH | Final-de-fiestas semestrales |
| Etilenglicol | HOCH2CH2OH | Anticongelante ingrediente | Benceno | C6H6 | Anillo de carbono, ingrediente de barnices y tintes |
Las nubes interestelares frías también contienen cianoacetileno (HC3N) y acetaldehído (CH3CHO), generalmente considerados como puntos de partida para la formación de aminoácidos. Éstos son los componentes básicos de las proteínas, que se encuentran entre las sustancias químicas fundamentales con las que se construyen los organismos vivos en la Tierra. La presencia de estas moléculas orgánicas no implica que la vida exista en el espacio, pero sí demuestra que los componentes químicos de la vida pueden formarse en una amplia gama de condiciones en el universo. A medida que aprendemos más sobre cómo se producen las moléculas complejas en las nubes interestelares, vamos comprendiendo mejor los tipos de procesos que precedieron a los inicios de la vida en la Tierra hace miles de millones de años.
Cócteles en el espacio
Entre las moléculas que los astrónomos han identificado en las nubes interestelares está el alcohol, que se presenta en dos variedades: el alcohol metílico (o de madera) y el alcohol etílico (el que se encuentra en los cócteles). El alcohol etílico es una molécula bastante compleja, escrita por los químicos como C2H5OH. Es bastante abundante en el espacio (relativamente). En las nubes donde se ha identificado, se detecta hasta una molécula por cada m3. La mayor de las nubes (que puede tener varios cientos de años luz) tiene suficiente alcohol etílico para hacer 1028 quintos de licor.
No debemos temer, sin embargo, que los futuros astronautas interestelares se conviertan en alcohólicos interestelares. Incluso si una nave espacial estuviera equipada con un embudo gigante de 1 kilómetro de diámetro y pudiera recogerlo a través de una nube de este tipo a la velocidad de la luz, tardaría unos mil años en recoger suficiente alcohol para un martini estándar.
Además, las mismas nubes también contienen moléculas de agua (H2O). Su cuchara también las recogería, y hay muchas más porque son más simples y, por tanto, más fáciles de formar. Para divertirse, un artículo astronómico calculó la prueba de una nube típica. La graduación es la proporción de alcohol y agua en una bebida, donde 0 grados significa todo agua, 100 grados significa mitad alcohol y mitad agua, y 200 grados significa todo alcohol. La graduación de la nube interestelar era sólo de 0,2, lo que no es suficiente para calificarla como una bebida fuerte
Conceptos clave y resumen
El gas interestelar puede ser caliente o frío. El gas que se encuentra cerca de las estrellas calientes emite luz por fluorescencia, es decir, la luz se emite cuando un electrón es capturado por un ion y desciende en cascada a niveles de menor energía. Las nubes brillantes (nebulosas) de hidrógeno ionizado se denominan regiones H II y tienen temperaturas de unos 10.000 K. La mayor parte del hidrógeno del espacio interestelar no está ionizado y puede estudiarse mejor mediante mediciones de radio de la línea de 21 centímetros. Parte del gas del espacio interestelar está a una temperatura de un millón de grados, aunque se encuentre muy lejos en las estrellas calientes; este gas ultracaliente probablemente se calienta cuando el gas en rápido movimiento expulsado en las explosiones de supernovas barre el espacio. En algunos lugares, la gravedad reúne el gas interestelar en nubes gigantes, dentro de las cuales el gas está protegido de la luz de las estrellas y puede formar moléculas; se han encontrado más de 200 moléculas diferentes en el espacio, incluyendo los bloques básicos de construcción de las proteínas, que son fundamentales para la vida como la conocemos aquí en la Tierra.
Glosario
Nube molecular: una nube interestelar grande, densa y fría; debido a su tamaño y densidad, este tipo de nube puede impedir que la radiación ultravioleta llegue a su interior, donde se pueden formar moléculas
Región H II: la región de hidrógeno ionizado en el espacio interestelar
- Serie Balmer1