Investigación

Medio Interestelar

El medio interestelar (ISM en ingles) es la materia que llena el espacio entre los sistemas estelares en las galaxias. El ISM incluye gas atómico y molecular (99% de la masa), partículas de polvo, rayos cósmicos y la materia oscura.

La densidad del medio interestelar es extremadamente baja. En las regiones densas del ISM (nubes moleculares) la densidad  alcanza  10^6/cm^3, mientras que en regiones difusas del ISM, donde la materia esta principalmente ionizada, la densidad es solo de 0.0001 iones por cm^3. La densidad promedio de las nubes moleculares de HI está en el rango de  0.1-1000 átomos por cm cúbico (como comparación, el aire que respiramos tiene una densidad de aproximádamente 10^19 moléculas por centímetro cúbico).

El ISM juega un rol fundamental en el Universo. Las estrellas se forman en las regiones densas del ISM, mientras que la composición química del ISM es el resultado de la nucleosíntesis y enriquecimiento debido a la evolución estelar. A lo largo de su vida, las estrellas emiten vientos estelares, enriqueciendo el área circundante con el material de la atmósfera estelar. Al final de su vida, las estrellas explotan como supernovae o liberan su capa exterior en forma de una nebulosa planetaria, enriqueciendo el medio interestelar con energía y productos de la fusión nuclear.

La investigación espectroscópica del medio interestelar comenzó con el descubrimiento de la llamada “línea estacionaria” en el espectro de delta Ori hecho por Hartmann en 1904 (ApJ, 19, 268) que encontró que la “la línea de Calcio a 3934 angstroms no comparte los desplazamientos periódicos de las líneas causadas por el movimiento orbital de la estrella”. Desde ese tiempo, muchas líneas atómicas y moleculares del ISM  y las no identificadas bandas difusas del ISM (DIB en ingles) han sido descubiertas en el espectro de estrellas enrojecidas de tipo temprano. La gran mayoría de las características no identificadas del ISM (atómicas y moleculares) esta concentrada en el rango espectroscópico que va desde el azul al UV cercano. Numerosas bandas difusas del ISM han sido encontradas mayormente en la parte amarilla del espectro electromagnético.

El problema de la identificación de los portadores de las DIB ha sido el que más ha permanecido en espectroscopía. Inicialmente las bandas difusas fueron descubiertas en el año 1921 por L. Heger en el observatorio Lick. Actualmente, la lista de DIBs conocidas contiene mas de 400 especies; la mayoría de ellas muy débiles. La estructura fina de perfiles (probablemente producida debido a la estructura rotativa de moléculas poli-atómicas) ha sido detectada en algunas DIBs. Casi todas las formas concebibles de materia – desde el anion de hidrógeno hasta los granos de polvo – han sido ya propuestos como portadores de DIB, con resultados negativos hasta ahora. Debe ser notado que su variabilidad en radios de intensidad demuestra una variedad de portadores, y por lo tanto apoya fuertemente su origen molecular. Varios candidatos han sido propuestos como posibles portadores en las bandas, desde granos de polvo, hasta libres, neutrales e ionizadas especies moleculares de varios tamaños y estructuras.

Es ahora claro que los DIBs no pueden ser explicados por conceptos iniciales de un simple portador debido al gran número de bandas detectadas y la falta de correlación entre sus intensidades. Es comúnmente aceptado ahora que los DIBs se originan en moléculas complejas,  probablemente las que contienen carbon. Estas últimas se cree están en la forma de poli-cíclicos aromáticos (PAHs), fullerenes y/o moléculas de carbon lineales. DIBs son omnipresentes – ellos son observados en todas las nubes difusas de nuestra Galaxia y en otras galaxias. Estimaciones aproximadas llevan a la conclusión que nuestra Galaxia contiene 10^58 moléculas orgánicas no identificadas!

Nebulosa del Águila

Miembro de la facultad activo en esta disciplina: Gazinur Galazutdinov