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La materia entre las estrellas
 
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Silvia Torres
   
               
               

Las estrellas son objetos relativamente pequeños, situados a enormes distancias unos de otros. Para hacer una com­pa­ración simple, si pensamos que el Sol fuera del tamaño de la cabeza de un alfiler (de un milímetro de radio), su ve­cina más próxima estaría a la distancia de 64 kilómetros o lo que es apenas un poco menor a la distancia entre la ciu­dad de México y Cuernavaca. Podemos pensar que el espacio entre las estrellas esta va­cío, pero en realidad no es así, hay pequeñísimas canti­da­des de gas (mayoritariamente hidrógeno) y algunas par­tícu­las sólidas menudas, como pequeños granos de arena. Com­parando con los ejemplos que conocemos, el espacio en­tre las estrellas se encuentra en condiciones más extre­mas que el más alto vacío que se puede lograr en los labo­ra­torios te­rrestres. Sin embargo, son tan vastos los volú­me­nes que hay entre las estrellas que se puede afirmar que existe una cantidad considerable de materia en estos espa­cios.

 
El estudio de la materia interestelar se inició mucho des­pués del de las estrellas. Hace relativamente pocos años que se ha entendido que algunos fenómenos obser­va­dos se deben a este material tenue. Solamente se conocía la ma­te­ria que se encuentra cerca de las estrellas ca­lien­tes, las cua­­les la encienden e iluminan. También se sa­bía que hay una gran zona oscura en el cielo dividiendo la banda de luz denominada Vía Láctea; sin embargo, fue has­ta 1930 cuan­do se descubrió que esta zona oscura corres­pondía a nubes densas con partículas de polvo que impiden el paso de la luz de las estrellas que hay detrás. También hay pequeñas zonas oscuras que se pueden apreciar por el contraste con el fondo brillante de las estrellas, las cuales no corres­pon­den a la ausencia de estrellas, sino que se explican por la pre­sen­cia de nubes densas de gas y polvo que ocultan lo que se encuentra más allá de ellas. Con el desarrollo de los ra­dio­te­les­co­pios, de los telescopios infrarrojos y de los te­les­co­pios que se han puesto en órbita en satélites artifi­cia­les, aho­ra se observan los gases y el polvo en las distintas con­di­ciones físicas en que se encuentra.

Las primeras nebulosas brillantes fueron observadas des­de que se empezó a usar el telescopio. En 1656, Chris­tiaan Huygens dibujó un mapa de la Nebulosa de Orión, una de las más brillantes en el cielo, pero las primeras ne­bu­lo­sas se catalogaron formalmente hasta 1769, cuando Charles Messier, buscando cometas, preparó una lista de objetos difusos en el cielo con el fin de no confundirlos con aquellos. Su lista final contenía 110 objetos difusos en el cie­lo, y entre ellos se encuentran varios gaseosos: nubes ca­lientes que rodean estrellas jóvenes como la Nebu­lo­sa de Orión, que por estar en el lugar 42 de esa lista tam­bién se lla­ma M42; nebulosas planetarias, que son nu­bes de gas bri­llantes ubicadas alrededor de estrellas ca­lien­tes en sus fa­ses finales de evolución, como M27, lla­ma­da la Nebulo­sa de la Mancuerna; e incluso un remanente de la explosión de supernova, como M1, también denomi­nada la Ne­bulosa del Cangrejo. A fines del siglo xix la po­sibilidad de tomar fo­tografías de zonas del cielo puso de manifiesto la pre­sen­cia de nebulosas oscuras que se pueden observar por el con­tras­te con el fondo brillante del cielo.
 
En 1904, al observar espectroscópicamente la estrella Del­ta Orionis, por primera vez se conoció la presencia de un gas interestelar generalizado sobre el disco galáctico. Esta estrella es una de las tres que forman el llamado “cin­turón de Orión”, que en realidad no es una estrella aislada sino un sistema binario —de dos estrellas. En algunos sis­temas binarios cercanos, donde no se distinguen las dos com­ponentes que lo conforman, en sus espectros se pue­den observar los acercamientos y alejamientos periódicos de ambas estrellas, por el corrimiento Doppler. Delta Orionis tiene un periodo de 5.7 días que se manifiesta en todas las líneas de absorción, pero al estudiar la línea de ab­sor­ción de calcio ionizado, que se encuentra a 393.4 na­nó­me­tros de longitud de onda —la cual además de presentar el dedoblamiento periódico correspondiente a los movimientos orbitales de ambas estrellas, muestra la pre­­sencia de una línea de absorción adi­cional que no sufre nin­gún des­plazamiento con el tiempo—, se de­lató la pre­sen­cia de gas entre las estrellas; fue la primera indicación de que hay material gaseoso (gas de calcio) en­tre la estrella doble y nosotros. Ac­tual­mente sabemos que son muchas las líneas de absorción producidas por los ga­ses interestelares en diferentes direcciones de la galaxia, las cuales re­velan la presencia de muchos ele­mentos quí­mi­cos en estas nubes tenues, como carbono, sodio, si­li­cio, magnesio, zinc, níquel y hierro, entre otros. En reali­dad el gas está constituido fundamentalmente de hi­dró­ge­no y, en menor proporción, de helio, pero fue la traza de los otros elementos que los acompañan lo que mostró la presencia de las nubes interestelares. También sa­be­mos que gran par­te de esta materia está en forma de nubes de densidades ba­jí­si­mas, difíciles de imaginar, de 10 átomos por centí­me­tro cúbico.
 
Sabemos que hay gas en condiciones extremas de tem­pe­ra­tu­ra, a la más alta como a la menor imaginable, que hay partículas de polvo muy frías, pues están muy alejadas de estrellas brillantes, en las zonas más internas de nu­bes densas, protegidas de la luz de las estrellas, así como también hay partículas de polvo cercanas a estrellas que son calentadas por éstas, y por lo tanto podríamos decir que se trata de “polvo tibio”.

En general encontramos el gas más frío en las nubes den­sas, predominan­te­mente en forma de moléculas de hi­­dró­ge­no; en algunos casos se tra­ta de gas a temperaturas de –260 °C. También en ondas de radio se ob­ser­van las regiones donde se en­cuen­tra el hidrógeno en forma neu­tra, lo cual corresponde a nubes calientes muy extensas que se encuentran a 350 °C de temperatura, mien­tras que en zonas cercanas a las es­tre­llas calientes se alcanza temperaturas de hasta 10 000 °C, y mediante te­lescopios de rayos X se puede observar, en al­gu­nas regiones, gas a temperaturas tan altas que superan 10 millones de grados centígrados.

A partir de estas observaciones podemos saber que no solamente existe este material en los distintos ambientes, sino que también podemos medir la temperatura y den­si­dad a que se encuentra, los movimientos del gas, y deter­mi­nar de qué esta constituido; por lo tanto podemos tratar de entender la relación que guarda el gas con las estrellas que rodea.
 
Las nubes moleculares

En regiones donde la densidad del medio interestelar es muy alta, la mayor parte de los átomos se combina entre sí para formar moléculas y se les llama nubes moleculares. Ópticamente éstos son objetos totalmente opacos y sin luz debido al polvo que contienen, por lo que son difíciles de observar, pero se les puede ver en proyección sobre un fondo de estrellas o de la nebulosa gaseosa a la que en oca­sio­nes están asociados. Hay lugares en donde están ilu­mi­na­dos por la luz de una estrella situada a proximidad. So­la­men­te las observaciones en radio, en ondas milimétricas y en luz infrarroja nos permiten conocer las condiciones de las nubes moleculares.
Estas nubes están constituidas principalmente de hi­dró­ge­no molecular, es decir bajo la forma de la molécula h2. Sin embargo esta molécula es simétrica y a las bajas tem­peraturas en que se encuentra no posee transiciones per­mitidas en los dominios de radio e infrarrojo que se pue­dan observar; es decir que el componente más impor­tante de la nube se oculta a nuestros ojos. Por el contrario, hay moléculas asimétricas como el co, que aunque están presentes solamente en una pequeñísima proporción en las nubes moleculares tienen una gran variedad de tran­si­ciones de rotación y de vibración, lo que nos permite de­tec­tar el gas molecular. En realidad la mayor parte de las nu­bes moleculares se ha descubierto por investigaciones sis­te­máticas en la línea de la molécula co a 2.6 milímetros de longitud de onda.
 
Se desconocen en detalle los procesos de for­mación de las moléculas interestelares, pues las condiciones en que se encuentran son muy dife­ren­tes a las que existen en los laboratorios terrestres. Se su­po­ne que la presencia de partículas cargadas de energía relati­va­men­te grande (los rayos cósmicos), ionizan en pequeñas cantidades el hidró­ge­no molecular y el helio. Los iones así formados sirven de punto de partida para la formación de moléculas mayores. Aunque las reacciones químicas son lentas, las nubes moleculares subsisten su­fi­cien­te tiem­po para que moléculas muy complejas, algunas de ellas com­pues­tas hasta de trece átomos, puedan ser sin­tetizadas. Como el hidrógeno, el carbono, el nitrógeno y el oxígeno son los elementos más abundantes en el Uni­ver­so (además del helio, que es químicamente inerte) es nor­mal que la ma­yor parte de las moléculas interestelares sean mo­lécu­las formadas precisamente por estos ele­men­tos. Ac­tual­men­te se han detectado cerca de 130 mo­lécu­las di­fe­ren­tes, sin contar los compuestos isotópicos de éstas.

Las nubes difusas. Con este nombre se deno­minan las regiones en donde el hidrógeno está en estado neutro. En general allí coe­xis­ten otros elementos que se encuentran ioni­za­dos, y que son los que requieren menor energía que el hidrógeno para ionizarse. El gas de hidró­ge­no neutro es poco espectacular en luz visi­ble, sin embargo, desde 1970 se ha estudiado en gran deta­lle utilizando principalmente técnicas radioastronómicas y luz ultravioleta.
 
Las nubes difusas son las componentes mejor conocidas del medio interestelar; son relativamente transparentes a la luz y se manifiestan por las líneas de absorción que se observan en los espectros de las estrellas si­tua­das detrás de estas nubes. En la región de luz visible se pueden observar la absorción de Na, Ca, Ti y algunos radicales moleculares simples (CN, CH y CH+), mientras en la región del ul­travioleta lejano hay un número considera­ble de líneas que delatan la presencia de estas nubes.

En 1951 el descubrimiento de la línea de 21 centímetros de longitud de onda en el radio que emite el hidrógeno ató­mico mostró que este ele­mento es el principal constituyente de las nubes difusas, y ha permitido conocer sus características y distribución en la galaxia, concentradas a lo largo de los brazos espirales.

Como hemos mencionado, en todo el espacio interes­te­lar hay partículas sólidas asociadas al gas. En las nubes di­fusas estos granos están calentados por la radiación de las estrellas y se han observado en el infrarrojo lejano con te­lescopios especializados a bordo de satélites. El cielo en el infrarrojo lejano está dominado por esta emisión, la cual es irregular y forma estructuras filamentosas que recuerdan las nubes denominadas cirrus en nuestra atmósfera.
 
Los procesos de calentamiento y enfriamiento de las nu­bes difusas también son bien conocidos. Desde 1972 se sabe que el polvo juega un papel dominante en el calen­ta­miento del gas. La radiación ultravioleta que incide so­bre los granos de polvo les arranca electrones, los cuales trans­por­tan la energía que les impartió el fotón incidente y man­tie­nen equilibrio térmico con los electrones libres ya presentes en el medio, que también son calentados. Por su parte, las pérdidas de energía que compensan es­tas ga­nan­cias están dominadas por la emisión de una línea de car­bo­no ya ionizado en el infrarro­jo lejano, a una longitud de onda de 158 micras.

En los bordes de las nubes moleculares y las de gas ioni­zado hay regiones de transición, llamadas regiones de fo­toionización, las cua­les son comunes ya que las estrellas ca­lien­tes recién formadas a partir de las nu­bes molecula­res ionizan el gas circundante; y aunque pasado un tiempo podrán disipar el gas que las rodea, frecuentemente se en­cuentran to­davía junto a dichas nubes moleculares.

Estas regiones se observan por medio de la radiación in­frarroja lejana que emiten el carbono, el oxígeno y el hi­dró­ge­no, y de algunas moléculas como el co. El polvo ca­­len­ta­do por la radiación ultravioleta produce una emi­sión intensa en el infrarrojo.
 
Las nubes gaseosas

Se trata de las nubes donde el hidrógeno está ionizado por la radiación ultravioleta de es­tre­llas calientes muy cercanas. Estas regiones aparecen en dos tipos de configuracio­nes: lu­gares donde las estrellas son de gran masa, jó­ve­nes y están rodeadas todavía por la nube de la cual se for­ma­ron (se les llama regiones hii), y lu­ga­res en donde recientemente se ha desba­ra­tado una estrella de masa intermedia y la estrella central es caliente, rodeada por el gas que ha arrojado al espacio (nebulosas pla­ne­tarias).

Regiones hii. Son nubes de hidrógeno ionizado ilu­mi­na­das por estrellas jóvenes y calientes, que se en­cuen­tran fre­cuen­temente en sus inmediaciones, lo cual no debe de sorprendernos, ya que las estrellas ca­lien­tes y masivas, pro­duc­to­ras de radiación ultravioleta ionizante, se formaron justamente a partir de estas nubes. Son regiones muy be­llas y espectaculares en todo el espectro electromagnético, pues emiten radiación desde el ultravioleta hasta las ondas de radio. En luz visi­ble presentan emisión brillante de hidrógeno y helio así como de otros elementos —oxígeno, nitrógeno, argón y neón.

Del estudio de su radiación se puede deducir la tem­pe­ratura (del orden de 10 000 °K) y la densidad del gas (de 10 a 10 000 partículas por centímetro cúbico). La abundancia de elementos como oxígeno, nitrógeno, carbono, neón, azu­fre, etcétera, con respecto del hidrógeno, puede ser de­du­cida a partir de la intensidad de las líneas correspondien­tes. Las nebulosas gaseosas ofrecen prácticamente el único medio de conocer la composición química de las galaxias.
 
Nebulosas planetarias. Son las pequeñas nebulosas io­ni­­za­das, generalmente muy brillantes, que se ha­llan al­re­de­dor de una estrella caliente en las fases fina­les de su evo­lu­­ción; están formadas por el gas arrojado por la es­trella cen­tral. Son de formas muy caprichosas y su apariencia es espectacular. A pesar de la dife­ren­cia de orígenes, la ra­dia­ción que proviene de las nebulosas planetarias es muy se­me­jan­te a aquella de las regiones hii, ya que los procesos micros­cópicos son muy semejan­tes. Tam­bién en este caso se puede determinar con gran pre­ci­sión la composición química del gas, y de ahí de­ter­mi­nar las modificaciones que sufrió di­cha ma­te­ria. Se puede determinar que, en general, for­man­do par­te integral de la estrella, esta materia fue li­ge­ra­mente altera­da durante la evolución de la es­tre­lla por las reaccio­nes nucleares ocurridas en el interior del astro.

Burbujas, supernovas y polvo interestelar

Las burbujas interestelares son objetos espectaculares que se presentan bajo la forma de un cascarón ionizado más o menos esférico y regular. A pesar de que se les distingue por la emisión de un gas ionizado, como la de las nebulo­sas gaseosas, su espectro es muy diferente, ya que el gas de estas últimas está ionizado por la radiación ultravioleta de estrellas muy calientes, mientras que el gas de las bur­bu­jas está ionizado a causa de una compresión provo­ca­da por una onda de choque de materia que ha sido lan­za­da a gran velocidad por la estrella al centro de la bur­bu­ja. Esto puede ocurrir ya sea por la producción de vientos rápidos y muy calientes expulsados por una o varias es­tre­llas masivas centrales, o por una o varias explosiones de supernovas. En ambos casos la burbuja está sostenida por un gas muy caliente (de un millón de grados o mayor) que ejerce una fuerte presión y crea la onda de choque que se propaga hacia el medio exterior y la comprime fuertemente.

El gas interno, y sobre todo el gas comprimido de­trás de la onda de choque, es tan caliente que emite rayos X. La radiofuente más brillante del cielo, Ca­sio­pea A, es un resto de supernova. Algunas bur­bu­jas presentan también emisión de rayos gamma de muy alta energía.

El medio interestelar puede ser muy caliente, en algu­nas direcciones donde se observan espectros ultravioleta de algunas estrellas lejanas se ven líneas in­terestelares en absorción, las cuales se deben a que los ele­mentos del gas están muy ionizados, indicando tem­pe­ra­tu­ras muy ele­va­das (cercanas a 500 000 °K). Las ob­ser­va­ciones de rayos X muestran la existencia de temperaturas aún más altas. Al­gu­nas de estas nubes de gas calientísimo corresponden a res­tos de supernovas, pero otras son re­gio­nes muy ex­ten­sas donde el gas está muy caliente y muy di­lui­do. Estas úl­ti­mas son de tales dimensiones, que en rea­li­dad, llenan la mayor parte del volumen del espacio in­ter­es­te­lar, y po­si­blemente sean el resultado de la fusión de bur­bujas in­di­viduales que en el curso de su expansión han entrado en contacto. Nuestra galaxia está rodeada de un halo caliente que parece ser una prolongación de este fe­nómeno.
 
El polvo interestelar acompaña en todos los lugares al gas interestelar. Su masa total es ape­­nas del orden de una centésima par­te de aquella del gas de la galaxia y sin em­bar­go juega un papel desproporcio­na­do. Las dimensiones de este polvo son de unos cuantos nanómetros, y absorben y difunden selectivamente la luz de las estrellas, es decir que actúan más sobre la luz ul­tra­violeta que sobre la roja e infrarroja. Las nubes molecula­res son totalmente opacas en luz visible debido al polvo con­te­ni­do en ellas; son gra­dual­men­te más transparentes cuando se trata del infrarro­jo cercano y aún más en el in­fra­rrojo lejano; el efecto de la absorción del polvo sobre las ondas de radio es totalmente irrelevante.

Los granos de polvo interestelar están constituidos de si­li­ca­tos o grafito. En las nubes moleculares se en­cuen­tran al abrigo de la radiación ultravioleta y, por tan­to, están recu­biertos de una capa de hielo de agua y otras moléculas (co, co2, ch4, nh3, etcétera) que se pue­de detectar por las ban­das de absorción características en el infrarrojo medio.

Aunque desconocemos en gran me­di­da la naturaleza y propiedades del polvo, lo que se acepta comúnmente es que se forma por aglomeración de moléculas en la atmós­fera de las estrellas gigantes frías. Los granos de gra­fi­to se forman en las estrellas de car­bo­no y los granos de silica­tos en las estrellas ricas en oxígeno y en silicio que son las más numerosas.

Pero, ¿cómo se forman las estrellas?

Las estrellas se forman en las nubes mo­leculares por con­trac­ción gravitacional de las partes más densas. El interior de las nubes pequeñas, que son más frías, es el sitio de for­ma­ción de estrellas de poca masa, las cuales se pueden ob­ser­var en el infrarrojo. En ocasiones las estrellas reciente­mente formadas se observan en fases más avanzadas en la peri­fe­ria de las nubes moleculares, cuando ya han disipa­do parcialmente las nubes que les dieron origen. Por su parte, las nubes moleculares gigantes son sitios de formación de estrellas que pueden tener masas de todas magnitudes.
 
Aunque suponemos que esta descripción es válida a gran­des rasgos, es importante señalar que falta conocer mu­chos detalles sobre la teoría de la formación de las estre­llas. Las nubes moleculares en general tienen una es­truc­tu­ra fragmentada, probablemente fractal, y los fenómenos físi­cos que intervienen en su condensación son complejos, en particular la turbulencia que debe probablemente exis­tir en ellas.

Podemos describir la formación de las estrellas de ma­­ne­ra muy simplificada. Supongamos una nube esférica y no fragmentada que está en el límite de la estabilidad gra­vi­ta­cio­nal; es decir donde la atracción gravitacional está ape­nas compensada por la presión del gas. Un aumento en la pre­sión —debido, por ejemplo, al paso de una onda de cho­­que que provenga de una supernova vecina— puede ini­ciar la contracción. Esto no ocurre de manera ho­mo­gé­nea; las partes interiores se contraen más rápidamente que las ex­te­riores. El calor que resulta de esta contracción se com­­pen­sa por la radiación que emite la nube, pero lle­ga un mo­men­to en que el espesor de la materia es tal, que la nu­be se ­vuel­ve opaca aun en el in­frarrojo le­ja­no y en ondas de radio y mi­li­métricas, por lo que ya no puede disipar el calor pro­vo­­­ca­do por la contracción. En estas condi­cio­nes la materia se ca­lien­ta continua­men­te a medida que su densidad aumen­ta y el núcleo denso de la nube continúa cre­ciendo gracias a la caída del material que lo rodea. Si la masa es de más de 0.08 veces la del Sol, las reacciones nucleares pueden ini­ciar­se y por lo tanto formar una estrella. Si la masa es me­nor, resulta una estrella abortada, una enana café.

En general, cuando la nube es extendida tiene un pe­que­ñí­simo giro, y a medida que se contrae gira más rápi­da­men­te, pues su momento angular se debe conservar. Es decir, la rotación se hace cada vez más rápida y tiende a opo­ner­se una mayor contracción. El dilema de contraerse y mantener el momento angular se resuelve cuando al­rede­dor de la estrella en contracción se forma un disco en rá­pi­da rotación. Así se puede explicar el origen de nuestro Sistema planetario, ya que los planetas se formaron a partir del dis­­co de rotación que rodeaba la estrella central, la cual se con­­ver­tiría en el Sol.
 
La evolución de la materia interestelar

La materia interestelar en nuestra galaxia está en per­pe­tua evolución. Continuamente se están for­mando nuevas es­tre­llas a partir de las nubes de gas mo­lecu­lar. Las estrellas mo­difican la composición química de su in­te­rior por me­dio de transformaciones nucleares, y su com­por­ta­mien­to de­pen­de de su masa: las de mayor masa arrojan vio­lentamente gran parte de su masa al es­pa­cio en relati­va­men­te poco tiempo (en unos cuantos mi­llo­nes de años); las de masa intermedia lo hacen más tar­día­men­te (en de­ce­nas de miles de millones de años); mientras que las de menor masa no han tenido tiempo de concluir su evolución y no arrojan materia al espacio. Debido a lo an­te­rior, la materia interestelar se ve continuamente mo­dificada en las dis­tin­tas regiones de la galaxia tanto en den­si­dad y temperatura, como en composición química. El estudio de la materia in­ter­es­te­lar en nuestra galaxia y otras galaxias nos permite conocer la his­toria de la formación de las estrellas.
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Silvia Torres
Instituto de Astronomía, Universidad Nacional Autónoma de México.
 
Es investigadora emérita del Instituto de Astronomía de la unam, y editora de la Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica. Sus estudios combinan los aspectos de la astrofísica observacional con las teorías físico-matemáticas que le dan profundidad a las observaciones.
 
como citar este artículo
Torres, Silvia. (2009). La materia entre las estrellas. Ciencias 95, julio-septiembre, 32-38. [En línea]
     

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