miniatura|300px|Imaxe da distribución de hidróxeno ionizado (coñecido polos astrónomos como H II segundo a terminoloxía da vella espectroscopia) nas partes do medio interestelar galáctico visibles desde o hemisferio norte da Terra como se observou co Wisconsin Hα Mapper. The Wisconsin Hα Mapper está financiado pola National Science Foundation. En astronomía, o medio interestelar (MIE, ou na literatura inglesa, ISM) é a materia e a radiación que existe no espazo entre os sistemas estelares na galaxia. Esta materia inclúe gas en forma iónica, atómica e molecular, así como po e raios cósmicos. Enche o espazo interestelar e mestúrase progresivamente co espazo intergaláctico que o rodea. A enerxía que ocupa o mesmo volume, en forma de radiación electromagnética, é o campo de radiación interestelar.
O medio interestelar está composto de múltiples fases, que se distinguen pola natureza iónica, atómica ou molecular da materia, e a temperatura e densidade da materia. O medio interestelar está composta principalmente de hidróxeno seguido de helio con cantidades traza (en comparación co hidróxeno) de carbono, oxíxeno e nitróxeno. As presións térmicas destas fases están en equilibrio entre si. Os campos magnéticos e movementos turbulentos tamén proporcionan presión ao MIE, e son normalmente máis importantes dinamicamente que a presión térmica.
En todas as fases, o medio interestelar é extremadamente tenue para os estándares terrestres. En frío, nas rexións densas do MIE, a materia está principalmente en forma molecular e alcanza densidades en número de moléculas de 106 moléculas por cm3 (1 millón de moléculas por cm3). En quente, nas rexións difusas do MIE, a materia está principalmente ionizada, e a densidade pode ser de tan só 10−4 ións por cm3. Compárese isto coas densidades de aproximadamente 1019 moléculas por cm3 do aire a nivel do mar, e de 1010 moléculas por cm3 (10 mil millóns de moléculas por cm3) nunha cámara de alto baleiro de laboratorio. Por masa, o 99% do MIE é gas en calquera das súas formas, e o 1% é po. Do gas no MIE, en número de átomos o 91% dos átomos son de hidróxeno e o 9% son de helio, cun 0,1% de átomos de elementos máis pesados que estes,Ferriere (2001) que se denominan "metais" na linguaxe astronómica. En masa isto supón un 70% de hidróxeno, un 28% de helio e un 1,5% de elementos máis pesados. O hidróxeno e o helio son principalmente o resultado da nucleosíntese primordial, mentres que os elementos máis pesados no MIE son principalmente o resultado dun enriquecemento ao longo do proceso da evolución estelar.
O MIE desempeña un papel crucial en astrofísica debido ao seu papel intermediario entre as escalas estelar e galáctica. As estrelas fórmanse dentro das rexións máis densas do MIE, que son as nubes moleculares, e reenchen o MIE con materia e enerxía a través das nebulosas planetarias, ventos solares e supernovas. Esta interacción entre as estrelas e o MIE axuda a determinar a taxa á cal unha galaxia vai perdendo o seu contido gasoso, e, por tanto, a duración do seu período de formación activa de estrelas.
O Voyager 1 alcanzou o MIE en 2012, polo que foi o primeiro obxecto artificial da Terra en facelo. O plasma interestelar e o po serán estudados ata o final previsto da misión en 2025.
miniatura|O Voyager 1 foi o primeiro obxecto artificial en alcanzar o MIE
Materia interestelar
A táboa 1 mostra o detalle das propiedades dos compoñentes do MIE da Vía Láctea.
+ Táboa 1: Compoñentes do medio interestelarCompoñenteVolume fraccionalAltura de escala(pc)Temperatura(K)Densidade(partículas/cm3)Estado do hidróxeno Técnicas observacionais primariasNubes moleculares < 1% 80 10–20 102–106 molecular emisión molecular de radio e infravermella e liñas de absorciónMedio Neutro Frío (Cold Neutral Medium, CNM) 1–5% 100–300 50–100 20–50 atómico neutro absorción da liña H I 21 cmMédio Neutro Cálido (Warm Neutral Medium, WNM) 10–20% 300–400 6000–10000 0.2–0.5 atómico neutro emisión da liña H I 21 cmMedio Ionizado Cálido (Warm Ionized Medium, WIM)20–50% 1000 8000 0.2–0.5 ionizado emisión Hα e dispersión púlsarRexións H II < 1% 70 8000 102–104 ionizado emisión Hα e dispersión púlsarGas coronalMedio Ionizado Quente (Hot Ionized Medium, HIM)30–70% 1000–3000 106–107 10−4–10−2 ionizado(os metais tamén están altamente ionizados) emisión de raios X; liñas de absorción de metais altamente ionizados, principalmente no ultravioleta
O modelo de tres fases
Field, Goldsmith e Habing (1969) propuxeron o modelo de equilibrio de dúas fases estático para explicar as propiedades observadas do MIE. O seu modelo de MIE consistía nunha fase densa fría (T < 300 K), que constaba de nubes de hidróxeno molecular e neutro, e unha fase internubes cálida (T ~ 104 K), que constaba de gas rarificado neutro e ionizado. McKee e Ostriker (1977) engadiron unha terceira fase dinámica que representaba o gas moi quente (T ~ 106 K), que fora quentado pola sacudida de supernovas e constituía a maior parte do volume do MIE. Estas fases son as temperaturas nas que o quentamento e arrefriamento poden alcanzar un equilibrio estable. Os seus artigos foron a base dos estudos posteriores nas últimas tres décadas. Porén, as proporcións relativas das fases e as súas subdivisións aínda non son ben coñecidas.
O modelo do hidróxeno atómico
Este modelo ten en conta só o hidróxeno atómico: as temperaturas maiores de 3 000 K rompen as moléculas, as menores de 50 000 K deixan os átomos no seu estado fundamental. Asúmese que a influencia doutros átomos (He ...) é desprezable. A presión asúmese que é moi baixa, polo que as duracións dos camiños libres dos átomos son maiores de ~ 1 nanosegundo de duración de pulsos de luz, que produce luz ordinaria temporalmente incoherente.
Neste gas sen colisións, aplícase a teoría de Einstein das interaccións luz coherente-materia, e todas as interaccións gas-luz son espacialmente coherentes. Supoñamos que se pulsa unha luz monocromática, entón é dispersada polas moléculas que teñen unha frecuencia de resonancia cuadripolo (Raman). Se “a lonxitude dos pulsos de luz é máis curta que todas as constantes de tempo implicadas” (Lamb (1971)), actúa unha “dispersión Raman estimulada impulsiva (impulsive stimulated Raman scattering, ISRS) ” (Yan, Gamble & Nelson (1985)): aínda que a luz xerada por Raman incoherente a unha frecuencia desprazada ten unha fase independente da fase da luz excitante, e así xera unha nova liña espectral, a coherencia entre a luz incidente e dispersada permite a súa interferencia nunha soa frecuencia, e así despraza a frecuencia incidente. O modelo asume que unha estrela radia un espectro de luz continuo ata os raios X. As frecuencias Lyman son absorbidas nesta luz e bombean átomos principalmente ao seu primeiro estado excitado. Neste estado, os períodos hiperfinos son maiores de 1 ns, polo que un ISRS “pode” desprazar ao vermello a frecuencia da luz, poboando os niveis hiperfinos altos. Outro ISRS “pode” transferir enerxía desde os niveis hiperfinos a ondas electromagnéticas térmicas, polo que o desprazamento ao vermello é permanente. A temperatura da luz é definida a partir da frecuencia e radiancia espectral pola fórmula de Planck. A medida que a entropía se incrementa, o “pode” convértese en “fai”. Porén, onde unha liña previamente absorbida (primeira Lyman beta, ...) alcanza a frecuencia Lyman alfa, o proceso de desprazamento ao vermello detense e todas as liñas do hidróxeno son fortemente absorbidas. Pero a detención non é perfecta se hai enerxía a frecuencias desprazadas á frecuencia Lyman beta, o que produce un lento desprazamento ao vermello. Os sucesivos desprazamentos ao vermello separados por absorcións Lyman xeran moitas liñas de absorción, cuxas frecuencias, deducidas a partir de procesos de absorción, obedecen a unha lei máis fiable que a fórmula de Karlsson.
O proceso previo excita cada vez a máis átomos porque unha desexcitación obedece a unha lei de Einstein de interaccións coherentes: a variación dI de radiancia I dun raio de luz ao longo dun camiño dx é dI=BIdx, onde B é o coeficiente de amplificación de Einstein, que depende do medio. Por outra parte, I é o módulo do vector de campo de Poynting, a absorción ocorre por un vector oposto, que corresponde a un cambio de signo de B. O factor I nesta fórmula mostra que os raios intensos son máis amplificados que os débiles (competición de modos). A emisión dun lampo require unha radiancia suficiente I proporcionada polo campo de punto cero aleatorio. Despois da emisión dun lampo, o B débil increméntase por bombeo mentres que I permanece próximo a cero: a desexcitación por unha emisión coherente implica parámetros estocásticos de campo de punto cero, como o que se observa preto de cuásares (e nas auroras polares).
Estruturas miniatura|Estrutura tridimensional dos Piares da Creación.
O MIE é turbulento e, por tanto, cheo de estrutura en todas as escalas espaciais. As estrelas nacen nas profundidades de grandes complexos de nubes moleculares, normalmente dun tamaño duns poucos parsecs. Durante a súa vida e morte, as estrelas interaccionan fisicamente co MIE.
Os ventos estelares de cúmulos de estrelas xoves (a miúdo con rexións HII xigantes e superxigantes que as rodean) e as ondas de choque creadas polas supernovas inxectan enormes cantidades de enerxía nos seus arredores, o cal orixina unha turbulencia hipersónica. Poden observarse as estruturas resultantes – de variados tamaños –, como burbullas de vento estelar e superburbullas de gas quente, vistas por telescopios satélite de raios X ou fluxos turbulentos observados en mapas de radiotelescopios.
O Sol está actualmente viaxando a través da Nube Interestelar Local, unha rexión máis densa dentro da Burbulla Local de baixa densidade.
Interacción co medio interplanetario miniatura|esquerda|350px|Un vídeo curto narrado (en inglés) sobre as observacións de materia interestelar do IBEX.
O medio interestelar empeza onde acaba o medio interplanetario do sistema solar. O vento solar ralentiza as velocidades subsónicas no shock de terminación, a 90-100 unidades astronómicas do Sol. Na rexión que está alén do shock de terminación, chamada a heliofunda, a materia interestelar interacciona co vento solar. O Voyager 1, o obxecto feito polo ser humano que está máis lonxe da Terra (desde 1998), cruzou o shock de terminación o 16 de decembro de 2004 e posteriormente entrou no espazo interestelar ao cruzar a heliopausa o 25 de agosto de 2012, proporcionando a primeira proba directa das condicións do MIE (Stone, Cummings, McDonald, Heikkila - 2005).
Extinción interestelar
O MIE é tamén responsable da extinción e o avermellamento, o decrecemento da intensidade da luz e o desprazamento nas lonxitudes de onda observables dominantes da luz dunha estrela. Estes efectos son causados pola dispersión e absorción de fotóns e permiten que o MIE sexa observado a simple vista nun ceo escuro. Os ocos aparentes que poden verse na banda da Vía Láctea – un disco uniforme de estrelas – son causados pola absorción de luz estelar de fondo por nubes moleculares nun espazo duns poucos miles de anos luz arredor da Terra.
A luz ultravioleta distante é absorbida polos compoñentes neutros do MIE. Por exemplo, unha lonxitude de onda de absorción típica de hidróxeno atómico é duns 121,5 nanómetros, a transición Lyman alfa. Por tanto, é case imposible ver a luz emitida a esa lonxitude de onda a partir dunha estrela situada a unha distancia de máis duns poucos centos de anos luz da Terra, porque a maioría dela é absorbida durante a viaxe á Terra por hidróxeno neutro que está polo camiño.
Quentamento e arrefriamento