Tras las huellas del CHIPS

La burbuja local; un entorno de baja densidad (unos 10^-3 átomos por centímetro cúbico), en el que se encuentra localizado el sistema solar. Su forma alargada “vertical”, de unos 100 pc en dirección del plano galáctico y unos 200 pc perpendicular a él, hace que se la denomine a veces “chimenea local”. El entorno está compuesto básicamente de hidrógeno ionizado a altas temperaturas (a menor densidad mayor temperatura en el medio interestelar, dada la hipótesis de equilibrio de presión - recordemos la ecuación de un gas ideal), lo que se denomina fase HIM (Hot Interstellar Medium) del medio interestelar.



En el marco del modelo de McKee-Ostriker, el HIM es calentado básicamente debido a ondas de choque de supernovas y vientos estelares hasta una temperatura de un millón de grados y emite en el ultravioleta extremo (EUV) y parte de rayos-X. De acuerdo con esto, la burbuja local fue formada hace unos 10 millones de años muy probablemente debido a la explosión de supernovas cercanas, concretamente de la asociación OB de Escorpio-centauro (Sco-Cen). Gran parte de las supernovas se originan en asociaciones OB, cúmulos de 10 a 100 estrellas de tipos O y B, que son calientes, masivas y se encuentran durante poco tiempo dentro de la secuencia principal en el diagrama de Hertzsprung-Russell. La asociación Sco-Cen se encuentra relativamente cerca del sol y debió haberse encontrado más cerca en el pasado.

Una vez calentado el HIM, este empieza a enfriarse. Los procesos de enfriamiento más comunes son la emisión de radiación electromagnética tras colisiones. Los electrones de los átomos excitados tras una colisión (electrones contra iones) bajan por los niveles de energía emitiendo radiación. A bajas temperaturas (cien mil grados) se dan las colisiones de hidrógeno y helio, pero a temperaturas mayores aparecen colisiones y emisión de metales pesados (O, C, N, etc.). A temperaturas del orden del millón de grados es previsible la emisión de isótopos del hierro. Sin embargo, el medio interestelar puede ser pobre en hierro debido al agotamiento de este al pasar a formar parte del polvo interestelar (iron depletion).

El CHIPS es un satélite lanzado en el 2003, que tiene como objetivo estudiar el espectro en el rango del UV extremo del gas caliente en las inmediaciones del sistema solar, dentro de la burbuja local, para sacar conclusiones sobre sus procesos de enfriamiento y extrapolar a burbujas de este tipo (la fase HIM). En la página de ciencia del CHIPS se lo proclama como un hito en la compresión de los procesos de interacción entre las estrellas y el medio interestelar dentro de las galaxias.



Pues bien, ya existen los primeros resultados, los cuales no acabo de entender, pero que parecen interesantes. Se han encontrado una linea de emisión muy débil de FeIX, pero las lineas del FeX – FeXII no se han detectado en absoluto. La emisión débil del hierro se puede deber a agotamiento de este, pero la ausencia de las lineas de FeX – FeXII no. El último papel, cuyo abstract copio a continuación, todavía está por aparecer. Un tema interesante para estar alerta.

The first year of CHIPS (Cosmic Hot Interstellar Plasma Spectrometer) high-resolution EUV spectral measurements showed that the expected EUV emission from hot gas in the local bubble, primarily from Fe, is nearly absent. To determine whether this is because of Fe depletion or is owing to the absence of hot gas, we have been observing in the last year in a higher sensitivity mode and report on our latest results. We continue to see only very faint EUV emission and have determined that at least part of the detected emission arises from within the solar system, rather than the local interstellar medium. We present our latest EUV spectra and discuss their implications for answering the question posed above.