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Medio interestelar
en galaxias
(ISM)
Ejemplo: galaxia del Sombrero, polvo y gas.
• El ISM es:
– La materia entre estrellas
– La “atmósfera” de una galaxia
• El ISM contiene información sobre temperatura,
presión, etc. de una galaxia
– Define el tipo morfológico de una galaxia
• La distribución del en una galaxia define en gran
medida su tipo de Hubble.
Normalmente, hablar del ISM implica el ISM local o de la Vía
Láctea. Se supone entonces que el ISM en otras galaxias es similar,
aunque hay bastantes datos sobre el ISM en otras galaxias.
El ISM es crucial en la evolución de una galaxia en cuanto que está
supuestamente abastecido por el material proveniente de formación
estelar y en su seno (nubes densas de gas y polvo) se siguen
produciendo nuevas estrellas.
Constituyentes principales del ISM:
• Gas y polvo que representa ~1-10% de la masa de una galaxia
como la nuestra.
• El gas está en fases distintas que se supone están en equilibrio
(o cuasi) de presión;
•
•
•
•
•
Gas frío y neutro (CNM)
Caliente y neutro (WNM)
Caliente y ionizado (WIM)
Muy caliente y ionizado (HIM)
Nubes moleculares, pero éstas no están en equilibrio (MM)
• Además:
• Campos magnéticos con ~1/3 de la densidad de energía del ISM
• Rayos cósmicos, que probablemente representan otro ~1/3 de la
densidad de energía del ISM
Propiedades estándard
Fase
Estado del H
T (K)
n (cm-3)
f, mf
HIM
H II
106
~ 10-3
25-65%, traza
WIM
H II
8000-104
0.3
25%, 15%
WNM
HI
3-8 x 103
0.4
35%, 35%
CNM
HI
20-100
1-50
3%, 10%
MM
H2
10
102-106
1%, 40%
Modos de detección
• Trazadores a lo largo del espectro:
– Líneas de emisión:
• e.g. Hα (óptico), HI (radio), CO (milimétricas), líneas de recombinación
(H109 en radio)
– Líneas de absorción
• e.g. HI, Ca, Na, Fe
– Emisión térmica (contínuo)
• e.g. PAH emisión (12μm), regiones HII (radio, infrarrojo, óptico, mm,
…), plasma difuso caliente (rayos X)
– Emisión no térmica (contínuo)
• e.g. radiación sincrotrón del medio magnetoiónico
– Absorción y scattering
• e.g. granos de polvo (rayos X, UV, óptico)
– Reflexión
• e.g. polvo (óptico)
– Dispersion y scintillation
• e.g. señales dispersadas de pulsares
Medio ionizado caliente
•
"Coronal gas”
– n ~ 0.003 cm-3
– T ~ (5-10) x 106 K
– f ~ 0.40? - difícil de saber
• Observado en líneas de OVI
en absorción en estrellas
• Emisión X-ray/UV
• Origen:
– Interiores calientes de
remanentes de supernova?
NGC 4631: X-rays (azul)
UV de estrellas & regiones H II
regions (rosa)
Medio ionizado templado “grumoso”
• N44C es una región H II
alrededor de una estrella
de 75,000K
• Superburbuja N44
HST Hα, O III
Credit:D. Garnett &
the Hubble Heritage Team
15 pc
Medio ionizado templado difuso
Wisconsin Hα mapper (WHAM)
Hidrógeno Atómico (HI)
• El hidrógeno atómico es el componente más abundante del ISM, >90%
• Se detecta H I en absorción (y traza el medio frío neutro) y en emisión (y
traza el medio templado neutro)
– Estas dos fases pueden coexistir dentro de un rango estrecho de presiones
• H I es un trazador excelente de la cinemática galáctica
– Movimientos de bloque (brazos espirales)
– Regiones como HII, conchas de HI
• H I presenta estructura a todas las escalas
– HI en emisión ~0.1 pc a unos pocos kpc
– HI en absorción ~pocas AU a decenas de pc
• Con el H I no siempre es fácil determinar densidad de gas y T
– H I en emisión traza la densidad columna si gas is opticamente delgado (y no
siempre lo es!)
– H I en absorción mide la temperatura pesada por la densidad columna
Hidrógeno frío
• Detectado por
auto-absorción
• HI en emisión de
fondo es absorbido
por HI frio
• Temperaturas tan
bajas como ~ 20
K (Dickey et al.
2003)
Hidrógeno frio (nubes)
Gas molecular
• La mayor parte de gas molecular es H2 que es dificil
de detectar
– Detecciones de H2 por líneas de absorción en el UV lejano
– Se infiere su presencia por observaciones de 12CO, que
emite una linea en 2.6mm
• Se supone entonces un factor para estimar la
cantidad de H2
– X ~ 2.3 x 1024 para el medio templado.
– X crece con la metalicidad
X  [12  log10 (O / H )]
Gas Molecular
• La mayor parte está en forma de nubes moleculares
– Son grumosas y tienen un gran presión interna por
turbulencias
– Están ligadas gravitacionalmente y no por presión
– El campo de radiación UV debe ser débil para que las
moleculas se formen más rapidamente que al ritmo al que
se destruyen.
• Típica nube molecular:
–
–
–
–
r ~ 6 – 60 pc
n ~ 102 - 106 cm-3
M ~ 104 - 106 M
T ~ 10 K
Gas molecular en la Via Láctea
Dame et al, ApJ, 547, 792 (2001)
Polvo
• Se observa por la extinción galáctica
• reddening EB-V = AB-AV
• Av medio en la Via Láctea ~ 1.8m kpc-1
ISM en otras galaxias
• El ISM de una galaxia define su tipo
– Espirales similares a la Via Láctea
• Mgas / Mdyn crece de ~0.03 en Sa a ~0.3 en espirales
Scd
• MH2/ MHI decrece de~ 3 en S0/Sa a ~0.06 en espirales
Sd/Sm
• Elípticas tienen un ISMs diferentes
– Dominado por plasma caliente, T~106 K
– Muchas tienen alguna cantidad de HI, 40%
detectadas por IRAS (MIR) (Knapp et al 1989),
CO detectado en algunas (Knapp 1990)
Distribución a gran escala
M51
Rand, Kulkarni & Rice (1992)