Cielo profundo

 

LA VÍA LÁCTEA:

CUMULOS ESTELARES

Nuestra galaxia contiene numerosos grupos de estrellas que se denominan cúmulos estelares y se suelen dividir en dos grupos:

  • Cúmulos abiertos o galácticos: se encuentran en el disco galáctico, contienen algunos centenares de estrellas en una distribución a menudo irregular, suelen ser jóvenes (<108 años) y se estima que hay decenas de miles en la Vía Láctea.
  • Cúmulos globulares: se encuentran en el halo galáctico, contiene entre  105 y 107 estrellas en una distribución esférica, suelen ser muy viejos ( ~ 1010 años) y se estima que hay unos 150 en la Vía Láctea.

NEBULOSAS

El espacio que se encuentra entre las estrellas no está vacio si no que está ocupado por gas en diversas fases (frio, caliente; difuso, denso; neutro, ionizado) constituyendo el denominado medio interestelar. En él destacan una serle de objetos, que se distiguen por representar diversas fases del intercambio de materia y energía que fiene lugar entre las estrellas y el medio circundante. Las estrellas nacen en nubes molecul ares, objetos densos y frios. Las estrellas de mayor masa producen nebulosas difusas, brillantes en óptico y en el continuo radio. Dependiendo del tipo de estrella de que se trate y de la etapa (inical, final) de su vida puede dar lugar a varios tipos de nebulosas: nebulosas de emisión (o regiones HII), nebulosas de reflexión, nebulosas plapetarias y remanentes de supernova.

Nebulosas de emisión

Son nebulosas de hidrógeno, que es ionizado (y se designa por H+ o HII) por el intenso flujo de radiación ultravioleta procedente de estrellas de tipo O (muy calientes). Estas estrellas, muy masivas, evolucionan muy rápidamente actuando sobre la nube molecular en la que nacen, en el inicio de sus "cortas" vidas. El gas en estas nebulosas tiene una temperatura de 10-4 K y una densidad típica de 1000 partículas por cm3. Se caracterizan por su color rojo cuando se observan en el óptico, debido a la intensa radiación de la línea Ha que domina la emisión en este rango. Además de otras líneas de recombinación del hidrógeno, se detectan líneas de emisión prohibidas de especies ionizadas, emisión de radio continuo del plasma de electrones y emisión de continuo en el infrarrojo debida a los granos de polvo calentados por la radiación ultravioleta de la estrella.

Nebulosas por reflexión

Son nebulosas ricas en granos de polvo que dispersan la radiación procedente de estrellas de tipo A, cuya temperatura no permite tener un flujo de fotones ultravioleta suficiente como para ionizar el gas de la nube circundante. Estas nebulosas se caracterizan por su color azul, debido a que la dispersión de la radiación de la estrella por los granos de polvo es mayor a cortas longitudes de onda. La luz dispersada está parcialmente polarizada, debido al alineamiento de los granos de polvo por el campo magnético presente en la nube.

Nebulosas planetarias

Se denominan así por su apariencia. En su constitución son muy similares a las regiones HII: se trata de nubes de gas de hidrógeno ionizado. Son el resultado de la expulsión por parte de una estrella vieja (más concretamente una estrella gigante roja de masa intermedia, <4M) de sus capas externas, que se verán sometidas a la ionización por el núcleo interno restante. La estrella evolucionará hacia la fase de enana blanca. Estas nebulosas se estudian con las mismas técnicas utilizadas en el análisis de las regiones HII.

Remanentes de supernova

Son el resultado de la explosión violenta de una estrella vieja (una gigante roja de gran masa, > 4 M) y su acción sobre el medio interestelar circundante, a través de la eyección de una importante cantidad de masa de las capas externas. No obstante su denominación es equívoca, porque lo que se considera como remanente de supernova engloba a todo el medio circundante, incluso material originalmente no expulsado por la estrella pero que es atrastrado por la expansión violenta y la onda de choque generada en la explosión. Las elevadas temperaturas (del orden de un millón de grados) del gas somefido a las ondas de choque hacen que los remanentes sean visibles en un amplio rango del espectro electromagnético (desde radioondas a rayos gamma).

En el catálogo de objetos de apariencia difusa compilado por Messier a finales del siglo 18 se encuentran nebulosas de cada uno de estos tipos, junto con cúmulos estelares y galaxias.

  • Nebulosas de emisión: neb. del Lago (M8), neb. Omega (M17), neb. Trífida (M20), complejo de neb. de Orión (M42, M43).

M8

M17

M20

 

  • Nebulosas por reflexión: neb. asociada a las Pléyades (M45), neb. azulada situada al norte de la Trífida.

    M45

     

  • Nebulosas planetarias: neb. plan. de Vulpécula (M27), neb. anular de Lira (M57), neb. plan. de Perseo (M76), neb. plan. de la Osa Mayor (M97).

M27
M-27

M97
M-97

  • Remanentes (restos) de supernova: nebulosa del Cangrejo (Ml).

M1

Además de estos objetos, también presentan nebulosidades objetos tales como nebulosas preplanetarias y estrellas Wolf-Rayet (NGC 2359 es un bello ejemplo).

Nubes moleculares

Otra componente del medio interestelar es la compuesta por nubes densas de gas neutro y polvo que se manifiestan por la extinción que causan a la luz de las estrellas situadas por detrás de ellas, pudiendo llegar a ser tal que su presencia se nota como una ausencia casi total de estrellas (en el pasado se denominaron "nubes oscuras") en zonas donde las hay en gran abundancia. El gas que las forma está predominantemente en forma molecular (sobre todo moléculas de hidrógeno) y constituyen la mitad de la materia interestelar de nuestra galaxia. Se clasifican vagamente en:

  • Nubes moleculares gigantes: con su tamafio de decenas de parsecs y su masa de hasta 106 M constituyen los objetos de mayor masa de nuestra galaxia. En ellas se forman la mayor parte de estrellas. Ejemplo: la nube molecular asociada a la nebulosa de Orión.
  • Glóbulos: Son menores (masa <500 ~o) y más frios (T < 15 K) que las nubes gigantes y se cree que en ellos sólo se llegan a formar estrellas de baja masa.
  • Cirros, descubiertos recientemente con el satélite IRAS, son muy difusos y de masa < 100 M

 

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