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Nebulosas y Materia Interestelar



nebulosa

 

Gas y polvo interestelares

En el espacio entre las estrellas hay gas y polvo, los cuales representan, al menos, un 20% de la masa de nuestra galaxia. En la Vía Láctea se considera que existe una densidad de gas de aproximadamente 0,2 a 0,5 átomos/cm3 en los alrededores del Sol; con respecto al polvo se estima un promedio de 1 g/cm3.

El gas se trata de átomos y moléculas, fundamentalmente de hidrógeno; en orden de abundancia le siguen el helio, el carbono, el oxígeno, el nitrógeno y el hierro. Por su parte, el polvo son diminutas partículas, en general menores que 10 micrones; el polvo no brilla y por lo tanto sólo se lo distingue cuando se proyecta sobre regiones brillantes (nebulosas o cúmulos).

La materia interestelar se encuentra concentrada principalmente hacia el plano de la galaxia, en la faja que corresponde a la Vía Láctea; allí se pueden observar nebulosidades brillantes de carácter difuso denominadas nebulosas. Estas nebulosas se clasifican según tres tipos: (a) nebulosas brillantes o de emisión, (b) nebulosas de reflexión y (c) nebulosas planetarias.

El hidrógeno aparece tanto ionizado como neutro; las nebulosas brillantes se componen de hidrógeno ionizado y de otros elementos también ionizados. El hidrógeno no ionizado (neutro) se encuentra en los brazos espirales de la Vía Láctea y es posible detectarlo a través de las radio ondas.

A las nubes de hidrógeno neutro, se las conoce como Regiones HI; su temperatura se encuentra entre los -150 ºC; y -50 ºC;. Las nebulosas de emisión (como la de Orión) brillan por influencia de estrellas cercanas muy luminosas y por consiguiente de alta temperatura. Las regiones donde ser observan estas nebulosidades son denominadas Regiones HII; la temperatura de estas regiones es del orden de los 10.000 ºC; en ellas, las partículas sólidas se han evaporado y se componen fundamentalmente por átomos e iones, formando una nube de baja densidad.

Finalmente, mencionemos una nebulosa como la asociada al cúmulo abierto de Pléyades, que muestra un espectro (de absorción) similar al de las estrellas más brillantes del grupo; este hecho indica que la nebulosa (de polvo) refleja la luz de las estrellas: es una nebulosa de reflexión.

Por otra parte, una nebulosa planetaria consiste en una nube de gas que rodea una estrella brillante, la cual se halla en un estado evolutivo avanzado. La nebulosa corresponde a la superficie proyectada de una esfera y, ópticamente, presenta un disco circular (de allí su nombre de planetaria, ya que simula el disco de un planeta). Estas nebulosas resultan del proceso de pérdida de masa por parte de una estrella ubicada en su centro.

El polvo interestelar no puede ser observado directamente; su presencia se manifiesta por el efecto que produce sobre las estrellas situadas detrás: absorben la luz de las estrellas más alejadas. El polvo bloquea la luz de las estrellas más alejadas, de modo que en ciertas regiones aparecen manchas en el cielo tales como si fueran zonas oscuras. Por otra parte, se debe recordar también que el polvo cambia el color de la luz; en el decir de los astrónomos: la enrojecen, es decir, transmiten más fácilmente luz roja que luz azul.

También existen nubes de material interestelar absorbente, conocidas como nebulosas oscuras: objetos que ocultan la luz de las estrellas situadas detrás de los mismos; en las cercanías del polo sur celeste se halla una muy conocida, ya que se puede detectar su presencia a simple vista. Es la nebulosa llamada Bolsa de Carbón, en la constelación de la Cruz del Sur. El polvo interestelar está compuesto de partículas de grafito  (carbono) combinado con otros elementos que podrían ser oxígeno, silicio, hierro, magnesio, y, en ocasiones, con una variada gama de moléculas adheridas en su superficie.

La lenta acumulación de gas y polvo puede conducir a la formación de nuevas estrellas, las cuales tendrán diferente composición química de acuerdo con el momento que nazcan. En general, el gas frío no es visible para nuestros telescopios convencionales y se hacen necesarios entonces los radiotelescopios; sólo cuando el gas que rodea una estrella de muy alta temperatura, se calienta y resulta entonces perfectamente visible.




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