El medio interestelar

Además de estrellas, nuestra galaxia contiene abundante materia difusa que se distribuye por todo su volumen y constituye lo que llamamos el medio interestelar. Este medio juega un papel fundamental en el ciclo de la vida de las estrellas, pues es donde reside la materia de la que nacen, y es el lugar al que ésta retorna cuando las estrellas expulsan sus capas externas al morir.

El medio interestelar es un entorno complejo. Su materia no se encuentra distribuida de manera uniforme, sino que consta de diferentes fases con temperaturas que van desde los pocos grados kelvin (cerca del cero absoluto) en las zonas de formación estelar hasta los millones de grados kelvin observados en los remanentes de supernova. Las densidades de la materia interestelar también varían órdenes de magnitud según la fase, pero son siempre tan bajas que rivalizan con las que se pueden conseguir en las mejores cámaras de vacío de los laboratorios terrestres. Según las condiciones de densidad y temperatura, la materia interestelar se encuentra en estado molecular, atómico, o ionizado, aunque el estado no es permanente, pues la materia circula entre los distintas fases en un continuo ciclo de evolución a escala galáctica.

Debido a las muy diferentes características de sus múltiples fases, el medio interestelar tiene que ser estudiado usando diversas técnicas observacionales y diferentes tipos de telescopios. Las componentes más frías del medio interestelar no emiten luz visible, y requieren para su observación el uso de telescopios sensibles a la débil emisión de ondas de radio que este material produce. Usando distintos radio telescopios, como el de 40 metros de diámetro del Observatorio de Yebes, los que el Instituto de Radio Astronomía Milimétrica (IRAM), al que pertenece el IGN, tiene en Grenoble y Granada, o el recientemente inaugurado Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA) en el desierto de Atacama en Chile, los astrónomos del Observatorio Astronómico Nacional contribuyen a caracterizar las propiedades físicas y químicas de las nubes moleculares donde nacen las estrellas y de las envolturas circumestelares producidas por las estrellas en las últimas etapas de sus vidas. El estudio de estas regiones está ayudando a completar nuestro conocimiento de las fases más desconocidas del complejo ciclo de la vida de las estrellas.

Formación estelar

Aunque la mayoría de las estrellas que vemos en nuestra Galaxia nacieron hace mucho tiempo (cientos o miles de millones de años), en algunas regiones podemos observar estrellas que se están formando en la actualidad. Entender cómo sucede este proceso constituye uno de los retos pendientes de la astronomía moderna, y a él se dedica en la actualidad un enorme esfuerzo teórico y observacional.

Fruto del esfuerzo investigador durante las últimas décadas, conocemos con cierta aproximación la secuencia de eventos que tiene lugar durante el relativamente corto proceso de nacimiento de una estrella (aproximadamente un millón de años).

Las estrellas nacen en gigantescas nubes de gas interestelar, que son acumulaciones de materia difusa producto de generaciones anteriores de estrellas que expulsaron su capas externas al morir. Esta materia va acumulándose en un proceso que dura decenas de millones de años, y en el que actúa una compleja mezcla de movimientos turbulentos, campos magnéticos, e interacciones gravitacionales. Como resultado de esa compleja combinación de interacciones, el material adquiere un aspecto caótico y filamentoso que recuerda al de las nubes de vapor de agua que se forman en la atmósfera.

En algunas partes de la nube, el gas alcanza una densidad suficientemente alta como para que la gravedad supere la acción estabilizadora combinada del campo magnético, la turbulencia, y la presión del gas. Cuando eso sucede, el gas pierde su estado de equilibrio y empieza a colapsar rápidamente para formar un objeto denso: la proto-estrella.

Esta proto-estrella consta de una condensación central aproximadamente esférica y de un disco de materia que gira a su alrededor. El disco está formado por materia con una velocidad inicial tan alta que no puede colapsar hacia el centro debido al fenómeno físico de conservación del momento angular, y constituye el embrión de un futuro sistema planetario alrededor de la estrella.

Perpendicular al disco, la proto-estrella emite un potente flujo bipolar que empieza a frenar el material que colapsa y disipar la condensación original de materia. Mientras tanto, el objeto central se va contrayendo lentamente hasta que su interior alcanza la densidad y temperatura necesarias para se produzcan espontáneamente reacciones nucleares. Cuando eso sucede, el proceso de formación se considera terminado. La estrella alcanza su edad adulta, o mas técnicamente, lo que llamamos "secuencia principal," fase en la que se encuentran la mayoría de estrellas que conocemos, incluido nuestro Sol.

Estrellas evolucionadas

La mayoría de las estrellas muere tras eyectar casi toda su masa, conviertiéndose en espectaculares y extensas nebulosas; nuestro Sol así lo hará también. Los astrónomos del OAN trabajan activamente en el estudio de estas últimas fases de la evolución estelar.

Cuando una estrella normal envejece, sufre una gran expansión, su radio se hace tan grande que englobaría (calcinándolo) un planeta que girara con la órbita de la Tierra. A estas estrellas, que son ahora relativamente frías, se les llama gigantes rojas. La evolución posterior a esta fase es precisamente la más espectacular de la vida de la mayoría de las estrellas. Las gigantes rojas pierden masa de forma muy copiosa, y este proceso tiende a aumentar con el tiempo. Cuando la estrella ha eyectado la mayor parte de su masa, queda al descubierto el pequeño núcleo central. En sólo 1000 o 2000 años la estrella pasa de ser una gigante roja, fría y muy dilatada, a ser extraordinariamente compacta y caliente, una enana azul o blanca.

Estas estrellas enanas están aún rodeadas por el material previamente expulsado que, ahora iluminado y calentada por el residuo estelar, se llama nebulosa planetaria (por razones históricas, aunque no tiene nada que ver con los planetas). Las nebulosas planetarias se encuentran ellas mismas en vertiginosa evolución, con importantes procesos de interacción dinámica entre las diferentes fases del viento estelar, que terminan dando lugar a las bellas imágenes que a menudo presentan. La estrellas viejas se convierten así en extensas nebulosas.

Concretamente destacamos nuestros estudios sobre :

- La estructura de las envolturas alrededor de gigantes rojas y las abundancias químicas en ellas, tanto en general como en objetos destacados.

- La estructura y química de las nebulosas planetarias. Ha sido particularmente relevante nuestro estudio de sus componentes más frías, que normalmente contienen la mayor parte del material nebular.

- La estructura y dinámica de las nebulosas planetarias muy jóvenes. Citemos los trabajos acerca de la interacción de vientos, las ondas de choque asociadas y los efectos que en esta fase tiene la presencia de binariedad.

Galaxias

El estudio del contenido, la distribución y la cinemática de la fase gaseosa del medio interestelar es clave a la hora de comprender cuáles son los mecanismos que dan lugar a la formación de nuevas estrellas y los que permiten el mantenimiento de la actividad nuclear en las galaxias. La espectacular fenomenología que describe las propiedades de las galaxias con actividad nuclear ('Active Galactic Nuclei': AGN) se interpreta como consecuencia de la alimentación de agujeros núcleos super-masivos que se encuentran en las núcleos de las galaxias. Los complejos procesos físicos involucrados en la alimentación de los agujeros negros supermasivos abarcan un amplio rango tanto de de energías como de escalas espaciales que necesitan un estudio detallado con la instrumentación astronómica adecuada. El análisis de cómo se produce el viaje del gas desde las escalas del disco de la galaxia hasta el agujero negro central, requiere el uso de trazadores específicos del gas interestelar neutro que sean sensibles al cambio de fase que se produce desde la fase atómica, dominante en la partes externas de las galaxias, hasta la fase molecular, que prevalece en las regiones más centrales.

Los interferómetros que operan en el rango de longitudes de onda milimétricas, como ALMA o NOEMA, son capaces de proporcionar en la actualidad imágenes extremadamente detalladas de la distribución y cinemática de la mayor parte del gas molecular en las regiones circumnucleares de las galaxias a partir de la observación de la emisión de las líneas rotacionales del monóxido de carbono (CO). Por otra parte, el estudio de cuáles son los efectos que tanto la formación estelar como la actividad nuclear tienen sobre la excitación, la química y la cinemática del gas, requiere el uso de trazadores más específicos sensibles a la fase más densa del gas molecular. Este tipo de observaciones realizadas con alta resolución espacial han permitido poner de manifiesto que existe una notable diferenciación en las propiedades químicas y en el estado dinámico del gas molecular en los diferentes entornos de la galaxias cercanas, debido a la huella que dejan en el medio interestelar tanto los brotes de formación estelar como la actividad nuclear (Figura. 1)

La formación de estrellas a partir del gas molecular interestelar es un agente fundamental de evolución galáctica. La Astrofísica actual se esfuerza en comprender los diferentes aspectos de este complejo proceso, el cual involucra mecanismos físicos que actúan en un amplio rango de escalas espaciales. Observando galaxias muy lejanas con interferómetros de ondas milimétricas como IRAM NOEMA y ALMA, se investiga cómo el gas molecular moldeó la época más activa de formación estelar en el Universo, hace unos diez mil millones de años. Estas observaciones permiten evaluar el balance entre la caída y la expulsión de gas en diversas poblaciones de galaxias, así como los efectos de realimentación causados por los agujeros negros supermasivos y la formación estelar. En la actualidad, tales efectos son un elemento imprescindible de los modelos cosmológicos de formación de galaxias. Al escudriñar en detalle galaxias más cercanas, los radiotelescopios milimétricos también ayudan a entender cómo las galaxias han autorregulado su crecimiento a lo largo de su evolución. En particular, las observaciones de líneas espectrales moleculares informan la mayoría de los modelos teóricos de formación estelar. Dichas observaciones muestran cómo el entorno de las nubes moleculares condiciona sus propiedades físicas y, en última instancia, su capacidad de formar estrellas.

Astroquímica

Astroquímica es la ciencia interdisciplinar que tiene por objetivo entender los procesos físicos y químicos que determinan la composición química de gas y las partículas de polvo interestelar. La composición química del gas depende de la densidad, temperatura, grado de ionización y la radiación presente en su entorno. Cuando comprendemos bien la química asociada a una molécula, esta especie puede utilizarse como un indicador de las condiciones físicas locales. Los astrónomos usamos las moléculas como herramienta para el estudio del Universo a todas las escalas desde una galaxia externa hasta una atmósfera planetaria.

Los procesos químicos que se producen en el gas interestelar regulan la formación de estrellas y planetas. Las grandes nubes moleculares del espacio interestelar pueden fragmentarse en condensaciones más pequeñas debido, en gran parte, a que las moléculas enfrían el gas produciendo una disminución de la presión térmica. Por otra parte, las abundancia de algunos elementos como el Carbono y el azufre (S) determinan el acoplamiento del gas con el campo magnético, proceso que podría frenar, o al menos ralentizar, la contracción de la nube. El ritmo de formación de condensaciones y su posterior colapso para formar estrellas está por tanto ligado a la composición química del gas.

El conocimiento de la composición química del gas y las partículas de polvo es interesante por sí mismo. Las partículas de polvo son la materia prima a partir del cual se forman los planetas. Aunque la detección directa de los compuestos que forman una partícula de polvo es muy difícil, se han desarrollado complejos modelos químicos que incluyen la fase gaseosa y la sólida (partículas de polvo) que combinados con observaciones astronómicas son capaces de predecir la composición química del polvo. Sabemos que en el interior más profundo de las nubes moleculares las partículas de polvo se cubren de una capa de hielo rico en agua y monóxido de carbono en el que se forman moléculas orgánicas complejas. Estas especies podrían sobrevivir hasta formar parte de los embriones de planetas. Conocer el destino de algunas de estas moléculas es de gran interés para los astrónomos por su conexión con el origen de la vida.

La Astroquímica en el Observatorio Astronómico Nacional está principalmente dedicada al estudio de las nubes moleculares a partir de las cuales se forman las estrellas y los planetas. La última generación de grandes telescopios milimétricos y submilimétricos (40m Yebes telescope, Pico Veleta, NOEMA, ALMA) nos permite seguir la química del material interestelar desde las nubes moleculares hasta los discos protoplanetarios a partir del los cuales se formarán los planetas.

La interferometría de muy larga base

La interferometría de muy larga base es una técnica interferométrica empleada en radioastronomía en la cual un conjunto de radiotelescopios o antenas situados en distintas partes del planeta (o en el espacio) observan simultáneamente el objeto que se quiere estudiar. Los datos de cada antena son almacenados y marcados con una información de tiempo muy precisa (reloj atómico). En tiempo diferido, pero también posible online y en tiempo real, se leen todos los datos en un ordenador muy potente (llamado correlador) que recrea las condiciones exactas del experimento y hace interferir entre sí las señales grabadas en cada una de las antenas, para obtener así las imágenes de las observaciones.

La grande ventaja de esta técnica es que no posee limitaciones en la distancia entre las antenas, siendo éstas totalmente independientes sin necesidad de estar conectadas físicamente. Dado que la resolución de un interferómetro es directamente proporcional a la separación entre sus elementos, el VLBI es la técnica astronómica que proporciona la más alta resolución espacial (nitidez) posible, del orden del milisegundos o microsegundo de arco (equivalente al tamaño de una moneda en la Luna vista desde la Tierra).

El campo de aplicación de esa técnica es muy amplio, algunas de las más importantes, en las que el I.G.N. participa, son:

- Astronomía: definición del referencial celeste, emisiones de tipo máser, núcleos de galaxias activas, cuásares, agujeros negros, etc.

- Geodesia: rotación terrestre (y sus variaciones), orientación de la tierra, movimiento tectónicos, deformación de la corteza, etc.

- Espacial: seguimiento de sondas espaciales.

Las principales redes de VLBI que existen en la actualidad son: la EVN (Europa), VLBA (EEUU), GMVA & EHT (Mundial), VERA (Japón) y KVN (Korea).