permite determinar la temperatura del gas.
En los años setenta se hizo un análisis de las primeras líneas de este tipo en nuestra galaxia, lo que nos permitió hacer un mapeo de la parte más fría y densa del medio interestelar.
Las galaxias cercanas se han mapeado tanto en las líneas espectrales de 21 cm como en las de 2,3 mm. Hoy en día es posible detectar CO en galaxias muy remotas y se está realizando un trabajo conjunto a nivel mundial para construir el Square Kilometre Array, un radiotelescopio gigante que en 2020 nos permitirá mapear la distribución del gas de emisión de 21 cm anterior a la formación de las primeras estrellas y galaxias.
En estado fundamental, el hidrógeno atómico no absorbe los fotones visibles, pero sí los ultravioleta energéticos (aquellos que contienen más de 10,2 electronvoltios). Los fotones que tienen 10,2 eV se denominan fotones Lyman α, y juegan un rol crucial en la astronomía, ya que los átomos de hidrógeno los diseminan ampliamente (el átomo absorbe un fotón y luego lo reemite en otra dirección).
Los fotones que tienen más de 13,6 eV de energía pueden remover el electrón de un átomo de hidrógeno. Es decir, pueden ionizarlo y convertirlo en un electrón libre y un protón, por lo que es probable que el fotón capture un electrón libre y emita un fotón en el proceso. El primer fotón emitido podría llevar solo una cantidad pequeña de energía, ya que, en un principio, podría tener solo un enlace marginal. Pero, como un borracho que pierde el equilibrio en una escalera, una vez que quede atrapado, es muy probable que caiga cada vez más profundo en el campo eléctrico del protón y emita otro fotón en cada descenso. Los fotones emitidos a medida que el electrón cambia de nivel reciben el nombre de “fotones de Balmer”. Aquellos con menos energía, denominados fotones Hα, tienen un color rosa muy bello y se aprecian claramente en las fotografías de lugares en que las estrellas se forman, debido a que las estrellas calientes en estas regiones ionizan el gas a su alrededor y preparan las condiciones para las recombinaciones protón-electrón.
Los fotones ultravioletas tienen un gran impacto en las moléculas y los átomos, ya que pueden disociar moléculas, es decir, separarlas en sus átomos constituyentes. De hecho, es la forma principal en que se destruyen moléculas (las moléculas se forman en los gránulos de polvo y son destruidas por los fotones ultravioleta). Debido a esto, la composición química del gas interestelar depende del balance entre la capacidad destructiva de los fotones ultravioleta y la acción catalítica de los gránulos de polvo: mientras más alta sea la densidad del gas, con más frecuencia chocarán los átomos con los gránulos de polvo y mayor será la proporción de átomos que están enlazados con las moléculas. Además, si la densidad de los gránulos de polvo es alta, estos absorberán una cantidad significativa de fotones ultravioleta de las estrellas antes de que puedan disociar moléculas, por lo que la fracción de gas en forma molecular aumentará de forma rápida junto con la densidad del gas.
Si la densidad del gas en algún lugar se vuelve alta, se puede dar una situación en que esta aumente cada vez más, prácticamente sin límite. Esto ocurre debido a que cuando la densidad del gas aumenta, una cantidad menor de electrones ultravioleta emitidos por las estrellas cercanas logra penetrar las nubes antes de ser absorbidos. Sin embargo, hemos observado que los gránulos son la fuente principal de calor del gas interestelar y que las moléculas, como CO, irradian energía, por lo que una densidad descendente de fotones ultravioleta y una fracción molecular ascendente provocan que el gas se enfríe. Un gas a menor temperatura ejerce menor presión en la misma densidad, por lo que, al enfriarse, la nube se contrae debido a la fuerza que ejerce su propia gravedad. A medida que la densidad aumenta, los fotones ultravioletas se vuelven aún más escasos y el gas se enfría y se contrae aún más. Esta densidad lleva, primero, a la formación de los glóbulos oscuros de la Figura 2 y posteriormente de estrellas.
Disco de gas
Las observaciones de la línea de 21 cm del hidrógeno atómico y de las líneas de 2,3 mm de CO revelan una capa muy fina de gas que rodea al plano medio de la galaxia. A unos 4 kpc (kilopársecs) de su centro, el gas se mueve a una velocidad cercana a la de una órbita circular. El CO se concentra de forma más centralizada que el hidrógeno atómico y es más irregular, también se concentra más hacia el plano medio, ya que en su mayoría está a menos de ~40 pc (pársecs) del plano medio, a diferencia del hidrógeno atómico, que está a ~100 pc.
Cada cierto tiempo una gran explosión expulsa material interestelar. Describiremos estos objetos explosivos (supernovas) en el Capítulo 3, “Estrellas que explotan”. Aquí consideraremos el impacto que las explosiones tienen en el gas interestelar.
Una supernova eyecta entre una y varias masas solares, a miles de kilómetros por segundo. La energía cinética del gas eyectado es 1044 J (Julios). En comparación, en sus 4,6 Ga de vida, el Sol ha irradiado menos de 6 x 1043J, así que es una cantidad enorme de energía.
El primer gas eyectado por la supernova impacta al gas ambiental, de naturaleza estacionaria, y lo comprime, lo que lo calienta y hace que se mueva. Obviamente esto ralentiza al primer gas, el que luego es impactado por el segundo gas eyectado por la supernova momentos después. Dicho gas se ralentiza, se comprime y se calienta. Con esto se forma una especie de capa gruesa y en expansión de gas caliente y comprimido alrededor de la supernova. En los bordes internos y externos de esta capa existen diferencias en la velocidad del gas, ya que en la parte exterior choca con gas estacionario y en la interior ralentiza el gas que sale de la supernova.
A medida que esta capa absorbe más gas interestelar, se enfría debido a la expansión. Si se expande sin interrupciones por tiempo suficiente, llegará a un punto en que la radiación la enfriará más rápido que la velocidad a la que ambas ondas la calientan. Mientras más denso sea el gas ambiental, más rápido se llega a este punto, debido a que la luminosidad de la capa es proporcional al producto de su densidad y masa.
En el Capítulo 3, “Formación de las estrellas”, veremos que las estrellas se forman en cúmulos, por lo que las supernovas que marcan el fin de la vida de las estrellas más grandes también son cúmulos. Esto significa que, comúnmente, una segunda supernova explota en la región de baja densidad dentro de la capa expansiva de una supernova anterior. Luego, esta capa que rodea a la segunda supernova se expande de manera rápida a través de la región de baja densidad y se fusiona con la capa expansiva de la primera. Esto da origen a una burbuja de supernova, la que puede absorber otras supernovas que encuentre a medida que se expande. En Orión existe una región muy activa de formación de estrellas, con explosiones regulares de supernovas, que empuja un muro de hidrógeno atómico (Nube de Orión) hacia nosotros a más de 100 km s-1
Algunas capas de hidrógeno de alta velocidad impulsadas por supernovas se alejan del plano medio de la galaxia y expulsan gas hacia una órbita en su campo gravitacional, lo que aleja el gas del plano. De hecho, aproximadamente 10 por ciento del total de hidrógeno atómico de la galaxia está a más de un kilopársec del plano galáctico. Tarde o temprano, el gas vuelve al plano, por lo que se puede afirmar que la supernova impulsa una fuente galáctica.
Cuando este gas frío es expulsado hacia la órbita, el gas eyectado por una supernova puede fluir sin inconvenientes y abandonar la galaxia. Ese gas está tan caliente que sus electrones muy raramente están enlazados a un ion, así que está compuesto de partículas libres cargadas, por lo que recibe el nombre de plasma. Es probable que este proceso haya sido importante para la vida de la galaxia; en el espacio intergaláctico existe abundancia de material eyectado de las supernovas.
Si los procesos de formación de estrellas son lo suficientemente comunes, las burbujas adyacentes se superpondrán. A pesar de que se piensa que las explosiones de supernovas ocurren, en promedio, aproximadamente cada 50 años, las nubes de supernova se han superpuesto de tal manera que la mayoría del espacio interestelar está lleno de ellas, y el gas interestelar más denso queda comprimido en los pequeños espacios entre las burbujas. La presión (P), densidad (n) y
