Materia entre planetas, estrellas y galaxias

¿Qué es lo que encontramos en el universo en el espacio entre planetas, estrellas y galaxias? Esta es una pregunta cuya respuesta depende de la escala que se considera. Vayamos por tanto desde lo más pequeño hasta lo más grande.

Entre planetas: el medio interplanetario

En el sistema solar, entre sus planetas, asteroides, etc., encontramos lo que se conoce como medio interplanetario, de una densidad de una docena de partículas de polvo por centímetro cúbico. Está formado básicamente por polvo que da lugar al fenómeno de la luz zodiacal, y también por un plasma caliente del viento solar.

El campo magnético de la tierra nos apantalla frente al viento solar y la atmósfera de la tierra frente al polvo interplanetario. Este medio por tanto no se encuentra a escalas menores en nuestro planeta.


La luz zodiacal a lo largo de la eclíptica creada por la luz solar reflejada en las partículas de polvo del medio interplanetario

Entre estrellas: el medio interestelar

Ahí lo que hay es el medio interestelar, con varias fases de densidad y composición. Hay regiones frías de polvo con unas mil partículas por centímetro cúbico. Hay también fases muy calientes en los interiores de las burbujas generadas por supernovas a temperaturas de un millón de grados y con unos 0.001 partículas (protones, electrones, etc.) por centímetro cúbico. Y hay también fases intermedias que suelen ser las regiones de HI o las de HII cerca de las estrellas, con densidades desde una a cien partículas por centímetro cúbico.


Una región HII del medio interestelar

El viento solar genera una presión que expulsa el medio interestelar de la región interplanetaria. Con ello este medio no se puede encontrar entre planetas sino únicamente a escalas mayores que planetas.


El viento solar crea la helioesfera e impide que el medio interestelar penetre en el sistema solar

Una interesante entrada en este blog sobre el medio interestelar:

• El medio interestelar y la fascinación del cielo nocturno
  

Entre galaxias: el medio intergaláctico y el medio intracumular

Aquí hay algo conocido como medio intergaláctico y también algo usualmente conocido como medio medio intracumular.

El término medio intracumular refiere a un gas caliente a 10^7 K, con unas 0.001 partículas por centímetro cúbico emitiendo rayos-X, y que se encuentra envolviendo los cúmulos galácticos en un equilibrio hidroestático en ellos.


El medio intracumular en el cúmulo Abel 2199

El término medio intergaláctico refiere a lo que se encuentra entre las galaxias y no es medio intracumular. Su composición depende del desplazamiento al rojo. En el universo actual existen filamentos y paredes (en los que se encuentran también los cúmulos galácticos) con un medio intergaláctico de una temperatura algo menor que el medio intracumular y densidad algo mayor. Por otro lado, fuera de los filamentos, existen grandes vacíos de densidad muy baja aunque no vacíos del todo.


Simulación del medio intergaláctico en filamentos a desplazamientos al rojo bajos

A desplazamientos al rojo algo más altos la cantidad de cúmulos galácticos disminuye, ya que el colapso gravitatorio de muy grandes estructuras no ha empezado. El medio intergaláctico ahí está formado básicamente por las denominadas nubes de Lyman-alfa con HI.

Similar al caso anterior, el medio interestelar dentro de las galaxias básicamente impide que el medio intracumular entre en ellas. El medio intracumular y el intergaláctico se encuentran por tanto únicamente a escalas mayores que las galaxias.

Una interesante entrada en este blog sobre el medio intergaláctico a desplazamientos al rojo bajos:

• ¿Dónde están los bariones?
  

Hasta aquí la materia bariónica.

Entre galaxias y en la galaxia: la materia oscura

A escala galáctica e intergaláctica existe también una gran cantidad de materia no-bariónica (materia oscura). Esta envuelve toda la galaxia en un halo. La composición de esta materia es desconocida y sólo es postulada debido a observaciones indirectas. Promediando a grandes escalas la densidad media de la materia oscura es diez veces mayor que la de toda la materia bariónica.

La materia oscura penetra en la galaxia y debería envolvernos también a nosotros en el sistema solar. Esto es así porque los medios anteriores no interactúan con ella y la presión que ejercen no le afecta. La materia oscura es no-bariónica y no responde a la interacción electromagnética. Su distribución a gran escala es similar a la de la materia bariónica, ya que esta última sufrió colapso gravitatorio precisamente en las regiones en las que preexistía materia oscura.


La distribución de materia oscura a gran escala

En todo el universo: la energía oscura

También se cree que existe energía oscura. Esto es algún tipo de energía o campo que permea el espacio a todas las escalas de forma homgenea e isótropa. Igualmente la composición de esta energía es desconocida y sólo es postulada debido a observaciones indirectas. Promediando a grandes escalas la densidad media de la energía oscura es dos o tres veces mayor que la de toda la materia (bariónica y oscura).

Se cree que la energía oscura se encuentra en todas las escalas y todos los lugares del universo, distribuida de forma homogenea e isótropa. Con ello, llegamos por último a los fondos de partículas.


El orígen de la energía oscura y la constante cosmológica, un misterio para la física desde hace casi un siglo

En todo el universo: los fondos de partículas

Por último todo el universo está lleno de varios fondos de partículas cuya densidad energética media es muy baja. Uno de ellos es un fondo homgeneo e isótropo de fotones, conocido como fondo cósmico de microondas, con unos 400 fotones por centímetro cúbico. Otro fondo es un supuesto fondo de neutrinos, y probablemente también debería haber un fondo de gravitones.

Estas partículas, en concreto el fondo de fotones, se encuentran en cualquier lugar del universo. Lo mismo debería ocurrir para el resto de los fondos.


En análisis de las ligeras inhomogeneidades del fondo de fotones ha proporcionado dos premios Nobel en 2006

En este blog encontrarás varias entradas sobre el fondo de microondas siguiendo la etiqueta de abajo.

El medio interestelar y la vida en la tierra

¿Existe una relación entre la física del medio interestelar y la atmósfera de la tierra que pudo haber tenido un impacto el vida durante la historia de nuestro planeta? Actualmente no hay evidencia experimental sólida de esto, pero sí existen ideas sugerentes como las que voy a mencionar a continuación.

El sol está situado en un ambiente caliente y de la baja densidad denominado burbuja local, de unos 100 pc de diámetro y creado hace unos 2 a 5 millones de años. El orígen de la burbuja local se ha especulado en eventos próximos de supernova en la asociación OB Escorpcio-Centauro, según lo postulado por Jesús Maíz Apellániz en su papel ámpliamebte citado: Origins of the Local Bubble.



Estos eventos pudieron haber sido parte de una serie de eventos de supernova enmarcados en la creación del cinturón de Gould. Tales burbujas son un componente principal del modelo de McKee-Ostriker, el paradigma moderno de la física del medio interestelar, que las postula existentes a lo largo del disco galáctico de la dinámica del medio interestelar y otros fenómenos interesantes como he mencionado en El medio interestelar y la fascinación del cielo nocturno. ¿Pudo un acontecimiento tan próximo haber tenido una influencia el vida en la tierra?

Es ampliamente aceptado (aunque la evidencia clara todavía falta) que los rayos cósmicos sin acelerados en las ondas de choque de las supernovas y sus remanentes. Una alta incidencia de rayos cósmicos en la atmósfera terrestre podría dar lugar a reacciones químicas que disocian el ozono. Por ejemplo, se postula que una alta densidad del número de rayos cósmicos puede acelerar la producción de NO, cuyo efecto catalítico lleva a la destrucción de las moléculas del ozono. Esto, a su ver, conduce a un aumento de la radiación ultravioleta del sol que alcanza la superficie terrestre y tiene un efecto nocivo sobre las moléculas básicas de la vida. Esta idea se presenta en el papel siguiente, cuyo abstract copio porque me parece que está brillantemente escrito invitando a interesarse por el asunto, que fue comentado extensamente en artículos de prensa hace algunos años:

Evidence for Nearby Supernova Explosions
Narciso Benitez, Jesus Maiz-Apellaniz, Matilde Canelles
http://arxiv.org/abs/astro-ph/0201018

Supernova explosions are one of the most energetic--and potentially lethal--phenomena in the Universe. Scientists have speculated for decades about the possible consequences for life on Earth of a nearby supernova, but plausible candidates for such an event were lacking. Here we show that the Scorpius-Centaurus OB association, a group of young stars currently located at~130 parsecs from the Sun, has generated 20 SN explosions during the last 11 Myr, some of them probably as close as 40 pc to our planet. We find that the deposition on Earth of 60Fe atoms produced by these explosions can explain the recent measurements of an excess of this isotope in deep ocean crust samples. We propose that ~2 Myr ago, one of the SNe exploded close enough to Earth to seriously damage the ozone layer, provoking or contributing to the Pliocene-Pleistocene boundary marine extinction.

Por otro lado, en El medio interestelar y la fascinación del cielo nocturno he mencionado un artículo de prensa que comenta la posibilidad de colisión futura en unos varias decenas de miles de años del sistema solar con el "Aquila Rift", una nube molecular fría de relativamente alta densidad. La presión de este tipo de nubes en la heliosfera puede cambiar las condiciones para la generación de rayos cósmicos anómalos que son generados en el borde del sistema solar y de los cuales una parte se dirige hacia su interior. Una vez más esto puede conducir a la destrucción del ozono, al aumento del flujo de radiación ultravioleta entrante y al impacto sobre las moléculas básicas para la vida. Testear la plausibilidad de hipótesis de este tipo era uno de los objetivos de la misión de SAMPEX de la NASA y otros experimentos que se mencionan en este papel: Possible correlation between cosmic ray variation and atmosphere parameters (present status and future activities at BEO Moussala and Alomar observatory).

El medio interestelar y la fascinación del cielo nocturno

Desde la ciudad o desde áreas suburbanas los brazos espirales de la Vía Láctea no son visibles en el cielo nocturno. Esto es debido a la polución y a la contaminación lumínica. De hecho, mucha gente no ha visto nunca los brazos espirales, pese a que esta es una de las experiencias más profundas de la astronomía y uno de los espectáculos más impresionantes del cielo de la noche. Las culturas antiguas tenían mejores vistas del cielo. Vieron millares de estrellas en el cielo nocturno partido en dos mitades por la banda difusa de los brazos espirales de la galaxia. Los griegos denominaron a esa banda Vía Láctea. Hoy necesitamos ir a un área rural para poder observar los brazos espirales, convertidos en un fenómeno para aficcionados.

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.

La observación visual del cielo: El cinturón de Gould

Una buena parte la distribución de las estrellas más luminosas que encontramos en nuestro cielo encima o debajo de la Vía Láctea refleja la violenta historia, relativamente reciente, de nuestro entorno galáctico.

Pararse a identificar y reconocer la colosal dinámica que subyace a esos puntos luminosos que podemos observar es uno de los mayores placeres de la observación visual. Mi intención es dedicar cierto esfuerzo a este tema, ya que estoy descontento con la extendida y mecánica forma que tienen las guías del cielo de presentar siempre las estrellas clasificadas en constelaciones.

Uno de los ejemplos más colosales de esto es el Cinturón de Gould.

En el siglo XIX tanto Sir John Herschel como posteriormente Benjamin Gould mencionaron como entre las estrellas más brillantes, a simple vista, se destaca un grupo que se extiende aproximadamente a lo largo de una banda inclinada unos 20º respecto del plano galáctico.

Este fenómeno parece que se distingue mucho mejor en el hemisferio sur celeste, lo que explica lo relativamente tardío de su descubrimiento. La banda se extiende aproximadamente sobre un círculo máximo a lo largo de las constelaciones de Vela, la Popa, Can Mayor, Orión, Tauro, Perseo, Cassiopea, Cefeo, Lira, Ofiuco, Escorpio y Centauro, y recibe el nombre de Cinturón de Gould.

La edad del Cinturón de Gould se estima en 30 a 60 millones de años y en él se destacan claramente numerosas estrellas de tipos espectrales O y B, estrellas jóvenes, muy masivas y calientes y que se encuentran durante poco tiempo dentro de la secuencia principal en el diagrama de Hertzsprung-Russell. Sus características cinemáticas sugieren la expansión del anillo o Cinturón de Gould.

Sobre el orígen del Cinturón de Gould hay varias teorías, una de ellas lo atribuye al resultado de un evento explosivo, otra al resultado de una onda de choque que se generó cerca de la zona del firmamento que ahora ocupa la constelación de Perseo, seguramente producida por la colisión de alguna nube con el disco de la Vía Láctea hace unos 50 o 60 millones de años. La onda de choque fue expandiéndose y desestabilizando gravitacionalmente nubes moleculares que han dado lugar a las estrellas más visibles de nuestro cielo actual.

No sólo en el rango visual, sino también en el radio de 21 cm, el Cinturón de Gould es notable. Hacia 1966 Olof Lindblad estudió detalladamente la estructura galáctica en la dirección del anticentro galáctico mediante la línea de 21 cm. Lindblad mostró que había dos objetos locales que se distinguían por sus cinemáticas diferentes. Uno de ellos se conoce con el nombre de anillo de Lindblad, y, sobre él, Lindblad concluyó que estaba asociado al Cinturón de Gould. Además recientes observaciones con el ROSAT, COMPTON e Hipparcos han mostrado que el Cinturón de Gould es mucho más rico de lo inicialmente pensado y que contiene gran cantidad de fuentes de rayos-X y gamma.

Las dimensiones del Cinturón de Gould son de unos 800 pc dentro del plano galáctico con una masa entre 1 y 2 millones de masas solares entre estrellas y material interestelar. El Sol está inmerso en el Cinturón de Gould pero no pertenece a él.

La expansión del Cinturón de Gould pudo provocar uno o varios de los eventos de supernovas que se cree que dieron lugar a la burbuja local en la que se encuentra immerso el sol. Se trata de un entorno de baja densidad (unos 10^-3 átomos por centímetro cúbico) de forma alargada “vertical” respecto del plano galáctico, de unos 100 pc en dirección del plano galáctico y unos 200 pc perpendicular a él. 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 general, 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). Tanto la asociación de Orión (Ori OB1) como la de Scorpio Centauro (Sco-Cen) se aceptan inequívocamente pertenecientes al cinturón de Gould (*).

Gran parte de las supernovas se originan en asociaciones OB, cúmulos de 10 a 100 estrellas de tipos O y B. La asociación Sco-Cen se encuentra relativamente cerca del sol y debió haberse encontrado más cerca en el pasado.

La imagen de abajo proporciona un disgrama sobre el Cinturón de Gould.



En las imágenes de abajo he intentado marcar en el mapa celeste cielo del Cinturón de Gould (línea roja). Hay que tener en cuenta que no todas las estrellas de las constelaciones en la banda del cinturón (o las constelaciones que cruzan la línea) pertenecen al cinturón. La asignación de pertenencia de una determinada estrella al Cinturón de Gould es más bien de naturaleza estadística. Los estudios estadísticos se hacen sobre la hipótesis de dos poblaciones mezcladas entre sí en la zona local de la Galaxia: una es la "población galáctica normal", la otra es la "población del Cinturón de Gould" (*). Esta última presenta ciertas particularidades como las posición en la banda del cielo mencionada, pero también la edad (no mayor que unos 60 millones de años) y su cinemática. Una clasificación de las estrellas más luminosas en esta banda es un proyecto que me gustaría abordar.




Más información en castellano sobre el Cinturón de Gould en:

ENIGMAS EN LA ZONA LOCAL DE LA GALAXIA: EL BRAZO LOCAL Y EL CINTURON DE GOULD. http://www.iar.unlp.edu.ar/ES/proyecto7.htm

(*) Gracias a Wolfgang Pöppel por aclaramte estos aspectos.

¿Qué fue del EURD?

El EURD (Espectrógrafo Ultravioleta extremo para la Radiación Difusa), proyecto español, lanzado en 1997 en el satélite (español) MINISAT-01, con el fin de estudiar la naturaleza de la radiación difusa en la banda de 300 a 1000 Angstroms y testear así ciertas hipótesis sobre su orígen. Entre ellas, orígenes atmosféricos, orígen en la fase coronal del medio interestelar de la burbuja local en la que se encuentra el sol, y orígen en un fenómeno cosmológico; una interesante hipótesis de Sciama sobre los neutrinos - más información en la citada página.

La página no está actualizada y contacté hace un tiempo con el autor, que muy amablemente contestó diciendo que ya no se dedicaba a eso, pero parece que por falta de tiempo no fué capaz de proporcionarme más información. Desde entonces ya ha pasado algo de tiempo y yo también he olvidado el tema, pero pensé que sería bonito retomarlo. Así las cosas, sigo con la duda sobre los resultados de aquella misión, dado lo poco que se encuentra en internet sobre ella. Esto entra en relación con una misión actual, de objetivos similares, aunque no idénticos, el CHIPS, sobre la que he hablado aquí.



Comentarios e información adicional son bienvenidos.

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.

¿Dónde están los bariones?

Otra vez una notica ya algo más antigua: http://www.astroseti.org/vernew.php?codigo=951
Los científicos encuentran la materia perdida

Según el papel Baryons in the warm-hot intergalactic medium http://arxiv.org/astro-ph/0007217, basado en simulaciones y en el papel previo The Low Redshift Lyman Alpha Forest in Cold Dark Matter Cosmologies http://arxiv.org/astro-ph/9807117, de 30% a 40% de la materia bariónica (un 2% de la densidad energética total del universo en el modelo cosmológico de la concordancia) del universo en desplazamientos al rojo bajos (menores que 2), debería encontrarse en una fase caliente (WHIM - warm-hot intergalactic medium) a una temperatura entre 10^5 y 10^7 grados y localizada en estructuras filamentosas alejadas de los cúmulos galácticos.

Según el citado papel el orígen de este gas es básicamente primordial, debido a la baja eficiencia del colapso gravitacional asociado con la formación galáctica y su alta temperatura es debida a un fenómeno que debió haber tenido una gran importancia durante la formación de grandes estructuras: Las ondas de choque, como transmisores de energía, producidas debido a colisiones en un modelo jerárquico de formación de estructuras (donde las estructuras más pequeñas van uniéndose y formando las más grandes). Entre desplazamiento al rojo mayor y menor que 2 se postula que se produce una transición, donde el gas pasa de estar en una fase difusa (densa y de temperatura menor que 10^5 grados) que observamos como el bosque de Lyman-alfa a la fase WHIM.



La figura, tomada del citado papel, muestra la localización del WHIM: Las zonas verdes corresponden con densidades diez veces mayores a la de la densidad energética del universo y las zonas rojas densidades 10.000 veces mayores.

La deteción del WHIM es un reto observacional y de ahí lo excelente de la noticia y también su punto crítico que requiere confirmación. El mismo Jerry Ostriker me contestaba amablemente a mí en un mail:

In the general IGM (in which of 90% of the total matter lives), there was no easy way to detect the baryon fraction. We suggested that if the gas were at about one million degrees, the temp that our calculations said it should be at, then it would be seen in absorption (Oxygen lines) and other means.

jpo

Cambio climático y medio interestelar

Noticia: Cambio climático y medio interestelar
http://www.nasa.gov/centers/ames/news/releases/2005/05_12AR.html

El sol se encuentra en un entorno caliente de baja densidad (hot interstellar medium), denominado ‘burbuja local’, de unos 100 pc de diametro, producido por supernovas de asociaciones OB cercanas hace unos 4 a 5 millones de años. La burbuja local contiene nubes más frías y densas (cloudlets). Se postula que la densidad del medio tiene una influencia en la heliosfera y con ello en la cantidad de rayos cósmicos generados que fluyen al interior del sistema solar. Éstos a su vez, podrían tener una influencia sobre la capa de ozono y con ello sobre el clima del planeta. Las burbujas, como la burbuja local, deben de ser frecuentes y son un componente esencial del modelo McKee-Ostriker, paradigma para modelar el medio interestelar desde hace mas de treinta años. De ahí que se extrapole a toda la órbita solar alrededor del núcleo galáctico.

Pero creo que aquí hay otro aspecto a considerar. Aquí podría haber una utilización partidista de la ciencia. No digo que sea el caso, pero creo que es algo que hay que tener muy en cuenta para mirar este tipo de noticias con atención: La posibilidad de que fenómenos de escala interestelar y galáctica tengan una influencia directa sobreel clima, incluso mayor que la posible influencia humana, puede ser un arma argumentativa para ciertos intereses.