Growing up in Karnal, India, some of my precious memories are sleeping under the stars in summers and being awed by the majesty of the night sky. My mother pointed out the milky way and some of the constellations; I suspect some times we gazed forever, without blinking for minutes. Something about the night sky causes us all, young and old, to ponder over the very basic questions. We are inspired and motivated. Kalpana Chawla, 1st Indian born woman astronaut
Los brazos espirales son regiones formación de estelar. No son el resultado del movimiento de las estrellas en la galaxia, sino una consecuencia de la acción combinada de la rotación diferencial (la diferencia en las velocidades angulares de diversas partes del disco galáctico de forma que las estrellas más cercanas al centro transitan una fracción mayor de su órbita en un intervalo de tiempo determinado) y de las ondas de la densidad que desestabilizan gravitacionalmente el gas y las nubes moleculares dando lugar a su colapso. El gas interestelar colapsa y da lugar a estrellas. Las estrellas más masivas estallan como supernovas, calentando el gas interestelar circundante y a su vez desestabilizandolo. La hipótesis que este proceso puede regular la dinámica del medio interestelar circundante es una piedra angular del modelo de McKee-Ostriker del medio interestelar.
El modelo de McKee-Ostriker describe el medio interestelar con la mayor parte de su masa concentrada en nubes con un factor de llenado pequeño (una medida de la distribución homogénea de un componente en espacio), mientras que gran parte del volumen lo llena el gas caliente que rodea las nubes. Este gas caliente, tenue y de baja densidad, es generado por las explosiones de la supernova y vientos de las estrellas masivas. Las nubes frías y densas se encuentran sumergidas en él. En la tabla siguiente, tomada del artículo inglés de wikipedia sobre el medio interestelar, se puede encontrar un resumen de las características fases o componentes del medio interestelar:
Desde el punto de vista dinámico el medio interestelar es regulado por los eventos de supernovas. Estos acontecimientos crean los remanentes de supernova que dan lugar a las burbujas con gas caliente de baja densidad HIM (véase tabla de arriba) como nuestra burbuja local. La onda de choque de la supernova crea una cavidad en el medio interestelar la cual queda rellena de HIM. Cuando el HIM se enfría, da lugar a la formación del CNM. Los rayos-X suaves y el ultravioleta extremo producidos por las estrellas cercanas penetran en las partes exteriores de las nubes de CNM calentando el gas para formar el WNM que envuelve al CNM y cuya capa más externa está parcialmente ionizada y es conocida como WIM. Gran parte de la formación estelar ocurre dentro de las zonas densas de nubes moleculares como resultado de las inestabilidades dentro de la nube debido a eventos como las explosiones de supernova. Resultado de esta dinámica, el medio interestelar queda convertido en una maraña complicada de asociaciones estelares con estrellas jovenes, burbujas, anillos, filamentos, cavidades, capas en expansión, etc.
Una hipótesis importante del modelo de McKee-Ostriker es que las supernovas ocurren al azar en el disco galáctico. En caso de eventos correlacionados, como se pueden dar en asociaciones de estrellas jóvenes OB, la estructura del medio interestelar puede diferir de la estructura predicha por el modelo de McKee-Ostriker. Esto es así porque en caso de eventos múltiples no queda tiempo suficiente para que la cavidad se rellene y enfríe antes de que otras estrellas exploten en la misma región. Eventos correlacionados dan lugar a la formación de superburbujas mayores de 100 pc. Las burbujas y especialmente las superburbujas pueden extenderse hasta los límites superior e inferior del disco galáctico, expulsando gas en lo que se conoce como fuentes galácticas. El gas cae posteriormente al disco galáctico en lo que se conoce como lluvia galáctica, un proceso que distribuye y recicla material y tiene una influencia en la morfología de la galaxia.
Una superburbuja en la región N44 de la Gran Nube de Magallanes:
¿Qué podemos observar a simple vista? Mirando hacia el centro galáctico, localizado en la constelación de Sagitario, observamos el brazo espiral de Sagitario. Este brazo es generalmente más visible en verano (en el hemisferio norte). Mirando hacia el anticentro galáctico, localizado en la constelación de Tauro y del Cochero, observamos el brazo de Perseo. Este brazo es más visible en invierno (en el hemisferio norte). En los brazos se observan algunas nubes más densas como la nube oscura de Águila ("Aquila Rift") que parte la Vía Láctea a través de las constelaciones del Cisne y Águila en dos ramas. La rama hacia el sur la componen las constelaciones como la del Cisne, Sagitario, Águila y el Escudo. La rama hacia el norte cruza la constelación del Águila y desaparece en la parte norte de la constelación de Ofiuco.
El "Aquila Rift" es una nube molecular fría formada básicamente por hidrógeno molecular (H2). Esta molécula es difícil de detectar, y la molécula más usada para trazar el H2 es CO (monóxido de carbono). La relación entre entre la luminosidad del CO y la masa del H2 se asume constante. Esto es porque las moléculas del monóxido de carbono pueden existir únicamente en el interior de las nubes densas, protegidas por las capas externas de gas y de polvo. No está claro si el "Aquila Rift" contiene regiones de la formación estelar, pero se cree que forma parte del fabuloso cinturón de Gould. Por otra parte, el "Aquila Rift" está situado en el brazo de Orión ("Local Spur") y podría encontrarse con el sistema solar dentro de unos 50.000 años según lo mencionado en este artículo de prensa, cuya relevancia nos ocupará en un próximo artículo.
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