Medio interestelar



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MEDIO INTERESTELAR

Introducción


El espacio comprendido entre las estrellas no está vacío sino que contiene materia bajo la forma de gas y partículas sólidas de constitución variada y muy pequeñas dimensiones que se conocen con el nombre de polvo interestelar. Esta materia está distribuida entre las estrellas en forma de grandes nubes (nebulosas) oscuras y debilita y enrojece la luz de las estrellas que están detrás de ellas, debido a la absorción y difusión de su luz.
La materia situada entre las estrellas se llama el medio interestelar constituido por dos componentes entre mezcladas el polvo y el gas. El gas se compone de átomos, de tamaño medio 10-10 m (1 Å ), y de moléculas no mayores de 10-9 m. Es transparente a casi todo tipo de radiaciones, desde el ultravioleta a las radio ondas. A parte de la presencia de numerosas líneas estrechas de absorción atómicas y moleculares, el gas no bloquea mucho la radiación. El polvo es mucho más complejo, constituido por grupos de átomos y moléculas, la luz de las estrellas no puede atravesar las densas acumulaciones de polvo interestelar. Comparando como disminuye la luz de las estrellas en el medio interestelar con la disminución de la luz por la niebla terrestre, se puede deducir el tamaño típico de las partículas de polvo interestelar, llamadas granos o gránulos de polvo, que es del orden de 10-7 m (0.1 micrómetro). Son, por tanto, comparables al tamaño de la de la longitud de onda de la luz visible
La capacidad de una partícula para dispersar o difundir un haz de luz depende del tamaño de la partícula y de la longitud de onda de la radiación. En general sólo las partículas con diámetros igual o mayores que la longitud de onda pueden influir significativamente en el haz de luz. Como la longitud de onda de las radioondas es mucho mayor que el tamaño de los gránulos de polvo, las regiones de polvo interestelar son completamente transparente a la radiación en radio. Estas regiones son también parcialmente transparentes a la radiación infrarroja. Por el contrario el polvo interestelar es muy efectivo en bloquear la radiación de cortas longitudes de onda: óptica, ultravioleta y rayos X. Esta disminución de la radiación se conoce como extinción interestelar.

Debido a que el medio interestelar sea más opaco a la radiación de longitudes de onda corta, la luz azul disminuye en el espacio por el polvo mucho más eficazmente que la luz roja. En consecuencia, para una misma distancia , el observador recibe menos luz azul que roja y la estrella parece enrojecida, por ello a este efecto también se le llama enrojecimiento interestelar.


La extinción y el enrojecimiento cambian el brillo aparente y el color de las estrellas pero no tienen efectos sobre el tipo espectral. Las líneas de absorción del espectro de las estrellas no están afectadas por el polvo interestelar.

La densidad de este medio es muy baja, muchos ordenes de magnitud menos denso que el mejor vacío que pueda hacerse en un laboratorio terrestre, del orden de 106 átomos por metro cúbico (1 átomo por centímetro cubico), aunque también se pueden encontrar densidades mayores 109 átomos m-3 (1000 átomos cm-3) y tan pequeñas como 104 átomos/m3. Pero a pesar de ello y debido a las grandes distancias que atraviesa antes de llegar a nosotros produce efectos importantes en la luz de los astros, la extinción y el enrojecimiento.


La temperatura del gas puede ser cercana al cero absoluto, sin embargo, los valores medios son del orden de 100 K. A estas temperaturas el gas constituido principalmente por hidrógeno, se encuentra en estado neutro. Se ha detectado también la presencia de átomos de calcio, sodio, potasio, magnesio, etc., gracias a su mayor abundancia, así como moléculas complejas. Los espectros emitidos por estas especies químicas se superponen a los de las estrellas, pero pueden identificarse fácilmente debido a su diferente velocidad radial y en consecuencia diferente desplazamiento Doppler de las líneas. La abundancia obtenidas indican que el 90% del gas interestelar es hidrógeno, el 9% helio y un 1% de elementos más pesados. Las abundancias de algunos de estos elementos como el carbono, oxigeno, silicio, hierro y magnesio, son mucho menores que en el sistema solar o en otras estrellas. La explicación más probable de esta deficiencia es que estos elemento forman parte de los granos de polvo y no producen líneas de absorción. Las abundancias de elementos en el medio interestelar, considerando el gas más el polvo, serían entonces normales aunque el gas sea deficiente en elementos pesados.
La composición del polvo interestelar no se conoce tan bien como la del gas, por observaciones infrarrojas hay evidencias de que está constituido por silicatos, grafito e hierro recubiertos de hielo sucio, este último sería una mezcla de hielo con pequeñas cantidades de amoniaco, metano y otros componentes químicos. Esta composición es bastante similar a la de los núcleos de los cometas.
Las partículas de polvo tienen formas alargadas, según podemos deducir de los efectos que ocurren cuando son atravesadas por la luz de las estrellas, en la que producen no sólo una disminución de la intensidad, sino también su polarización parcial. Como hemos indicado anteriormente, las estrellas no emiten luz intrínsecamente polarizada, de manera que esta propiedad la adquiere durante su recorrido por el medio interestelar
El gas interestelar se estudia principalmente a partir de la línea de hidrógeno neutro que aparece a la longitud de onda de 21 cm y en consecuencia se observa con un radiotelescopio y también a partir de las líneas de absorción de los átomos interestelares más pesados, que aparecen en las regiones visibles y ultravioleta. El hidrógeno se encuentra ionizado en las llamadas nebulosas de emisión, nubes de gas interestelar caliente.
La formación de estrellas y, obviamente, de sus posibles sistemas planetarios, tiene lugar en regiones del medio interestelar con elevadas concentraciones de materia que dan origen a las llamadas nebulosas. Tienen estas, densidades de hasta más de 1012 átomos m-3, grandes dimensiones, que superan en algunos casos el pársec, y formas que pueden ser llamativas que las hacen fácilmente identificables

Extinción interestelar


La luz de las estrellas está oscurecida por las nubes de polvo situadas delante y este hecho recibe el nombre de extinción interestelar. El oscurecimiento es debido a la absorción y difusión de la luz de la estrella.
Dado el efecto que la extinción puede tener en la magnitud aparente de una estrella, la expresión del modulo de distancia ( ver Módulo 2) se debe modificar
m = M + 5log d - 5 +A

donde A representa la extinción en magnitudes a lo largo de la dirección de observación.


G. von Mie demostró que cuando la longitud de onda de la luz es del orden del tamaño de los granos de polvo, entonces la extinción es inversamente proporcional a la longitud de onda. Esto implica que para grandes longitudes de onda la extinción tiende a ser cero y en el otro extremo, sí la longitud de onda de la luz se hace muy pequeña, la extinción tiende a tener un valor constante e independiente de la longitud de onda. Este comportamiento se puede entender con la analogía de las olas (ondas) en la superficie de un lago. Sí la longitud de onda de las olas es mucho mayor que el objeto que se interpone en su camino, supongamos un grano de arena, las olas pasan completamente infectadas (la extinción tiende a cero ). Pero sí las olas son mucho más pequeñas que el objeto obstructor, por ejemplo un islote, son bloqueadas, las únicas olas que continúan son las que no encuentran en su camino al islote. Análogamente, a longitudes de onda suficientemente cortas la única luz que detectamos, cuando pasa a través de una nube de polvo, es la que se mueve entre las partículas.
La cantidad de extinción medida por A depende, por tanto de la longitud de onda. La luz roja se difunde menos que la azul ya que su longitud de onda es mayor. La luz de las estrellas que pasa a través de nubes de polvo enrojece al ser difundida la luz azul. Esto hace que la estrella parezca más roja que lo que indica su temperatura efectiva.
En las bandas fotométricas B y V las magnitudes aparentes, teniendo en cuenta la extinción en dichas bandas AB y AV respectivamente, son las siguientes
B = MB + 5 log d - 5 + AB

V = MV + 5 log d - 5 + AV


El índice de color observado será entonces,

B - V = MB - MV + AB - AV


Sí llamamos índice de color intrínseco de una estrella a

(B-V)0 = MB - MV

B - V = (B-V)0 + AB - AV

(B - V) - (B-V)0 = AB - AV = EB-V


donde EB-V = (B-V) - (B-V)0 es el exceso de color, o la diferencia de las extinciones en las bandas B y V respectivamente y se define como la diferencia entre el índice de color observado y el intrínseco.
Las observaciones del medio interestelar muestran que la relación entre la extinción visual AV y el exceso de color EB-V es casi constante para todas las estrellas
R = AV / EB-V  3.1 ± 0.1 ;

Esto hace posible encontrar la extinción visual a partir del exceso de color:

AV  3.1 EB-V
El exceso de color se puede determinar por la diferencia entre el índice de color observado (B-V) y el índice de color intrínseco (B-V)0 , ya que este último se puede deducir por el tipo espectral y la clase de luminosidad. Una vez conocida la extinción visual, con el modulo de distancia, obtenemos la distancia correcta a la estrella.
En las otras bandas las relaciones encontradas son:

AB = 1.3 AV y AU = 1.53 AV

EU-B / AV = 0.22 y EU-B / EB-V = 0.72
Se encuentra un valor medio para la absorción interestelar en el visual de una magnitud por kilo pársec ( 1kpc = 1000 pc). La distancia al centro galáctico es de unos 8 kpc, aun sin nubes densas oscuras en esa dirección, las estrellas próximas al centro tendrán una reducción de brillo de 8 magnitudes.
El polvo además de difundir también absorbe radiación. La energía absorbida es radiada por los granos de polvo en el infrarrojo. La temperatura del polvo interestelar (incluyendo las nebulosas oscuras) es de unos 10 - 20 K. El máximo de la radiación correspondiente a esta temperatura, según la ley de Wien, es de 300 - 150 m (micrómetros). Cerca de una estrella caliente la temperatura del polvo puede ser de 100 - 600 K y el máximo de emisión ocurre a 30 -5 m

Nebulosas oscuras


Observaciones de otras galaxias muestran que el polvo está concentrado en los brazos de espiral, en particular, en los bordes internos. Además, el polvo se concentra en nubes individuales que aparecen como regiones pobres en estrellas llamadas nebulosas oscuras. Ejemplos de estas nebulosas oscuras son el Saco de carbón en el hemisferio sur (en la Cruz del Sur) la nebulosa de la Cabeza del caballo en Orión. Algunas de estas nebulosas forman extensas bandas y otras más pequeñas son objetos casi esféricos que son más fáciles de ver frente al fondo brillante, reciben el nombre de glóbulos, fue Bart J. Bok quien hizo la hipótesis que estos glóbulos están empezando a contraerse para formar estrellas. Cabeza de Caballo, M8, etc.

Nebulosas de reflexión


Si una nube oscura de polvo está cerca de una estrella luminosa reflejará la luz de la estrella. Estas nubes aisladas pueden observarse a veces como brillantes nebulosas de reflexión, se conocen unas 500.

Regiones ricas en nebulosas de reflexión son áreas alrededor de las Pléyades y alrededor de la estrella gigante Antares



Gas Interestelar


La masa de gas interestelar es cientos de veces mayor que la de polvo, pero a pesar de que hay más gas es más difícil observarlo porque no produce excitación general de la luz. En la región visual sólo se puede observar a través de un pequeño número de líneas espectrales. Las líneas más intensas en el visible son las de sodio neutro (Na I) y calcio ionizado (Ca II), en el ultravioleta las líneas son más numerosas siendo la más intensa la de hidrógeno Lyman a (121.6 nm).
Basándose en las líneas interestelares del óptico y ultravioleta se encuentra que muchos átomos están ionizados en el medio interestelar. Esta ionización se debe principalmente a la radiación ultravioleta de las estrellas. Como la densidad de la materia interestelar es muy pequeña, los electrones libres raramente interaccionan con los iones, y el gas permanece ionizado.

Hidrógeno neutro


Las observaciones ultravioleta suministran un excelente medio para estudiar el hidrógeno neutro. La línea de absorción interestelar más intensa es la Lyman alpha, que corresponde a la transición del nivel fundamental (el estado más bajo de energía) al primer estado excitado del átomo de hidrógeno neutro (HI). Las condiciones en el medio interestelar son tales que la mayoría de los átomos de H I se encuentran en el nivel fundamental, por tanto la Lyman a es una intensa línea de absorción.
Las primeras observaciones de la línea interestelar Lyman alpha fueron realizadas en 1967 con el satélite OAO 2 que observó 95 estrellas situadas entre 100 y 1000 pársec. De estas observaciones se deduce una densidad media del gas de 0.7 átomos cm-3.

La línea de hidrógeno de 21 cm


Recordando que el átomo de hidrógeno está constituido por un electrón que orbita alrededor del núcleo, el cual contiene un protón. El electrón y el protón además están rotando alrededor de su propio eje, es lo que llamamos espín. En el estado fundamental del átomo de hidrógeno neutro hay dos posibles configuraciones del espín. El electrón y el protón pueden rotar en la misma dirección, tienen los espines paralelos, o pueden rotar en direcciones opuesta con sus espines antiparalelos. Esta última configuración tiene una energía menor que el estado de espines paralelos. La diferencia de energía, entre los dos estados posibles del nivel fundamental, corresponde a la frecuencia de 1420.4 MHz. Así la transición entre estos dos niveles de energía da lugar a una línea espectral de longitud de onda 21.049 cm. La existencia de esta línea fue predicha teóricamente en 1944 por H. van de Hulst y observada por primera vez en 1951. Su observación y análisis suministran una excelente información sobre las propiedades del medio interestelar. Por medio de ésta línea también se puede estudiar la estructura espiral y la rotación de nuestra Galaxia y de otras galaxias. Normalmente la línea de 21 cm aparece en emisión y debido a la gran abundancia de H I se puede observar en todas las direcciones ya que la temperatura de excitación de esta línea es 125 K, del mismo orden que la temperatura (cinética) de los átomos de HI. En consecuencia las colisiones atómicas en el medio interestelar son lo suficientemente energéticas para excitar al HI al estado más alto de energía del nivel fundamental, que después de un cierto tiempo decaerá al nivel más bajo de energía. En nuestra Galaxia el hidrógeno interestelar está concentrado en los brazos de espiral, la densidad media es de 106 átomos m-3 (1 átomo cm-3) pero la distribución es muy in homogénea. Típicamente el HI forma regiones más densas, de tamaño de unos pocos parsec, donde la densidad puede ser de 107 - 108 átomos m-3, estas regiones donde el hidrógeno es predominantemente neutro se conocen como regiones H I. El hidrógeno está concentrado, como el polvo, en el plano del disco galáctico. El espesor de la capa de HI es el doble del espesor del polvo, unos 200 pársec.

Nebulosas de emisión brillantes o Regiones HII


En muchas regiones del medio interestelar el hidrógeno aparece ionizado, H II, el átomo de hidrógeno ha perdido su electrón. En particular alrededor de las estrellas calientes de tipo espectral O que radian intensamente en el ultravioleta. Sí hay suficiente hidrógeno, alrededor de tal estrella, este se hará visible como una nebulosa de emisión brillante o de hidrógeno ionizado, tales nebulosas se conocen también como regiones H II.
Una típica nebulosa de emisión está situada en la gran nebulosa de Orión, es visible a simple vista, en medio de la nebulosa hay un grupo de cuatro estrellas calientes conocidas como el Trapecio que se pueden distinguir dentro de la nebulosa de emisión con un telescopio pequeño. Las estrellas del Trapecio emiten intensa radiación ultravioleta que calienta y mantiene ionizado el gas de la nebulosa.
Una nube de gas ionizado tiene un espectro dominado por unas pocas líneas estrechas de emisión, el espectro continuo de una región H II es débil. En la región visible las líneas de hidrógeno en emisión son particularmente intensas, éstas se forman cuando el protón se recombina con electrón libre y queda en un estado excitado y a continuación se desexcita al nivel fundamental. Típicamente un átomo de hidrógeno, en una región HII, permanece ionizado durante varios cientos de años, se recombina y permanece neutro algunos meses y vuelve a ser ionizado por un fotón de la estrella. La emisión de la línea de hidrogeno H a 656.3 nm (6563 Å ) es la que produce el color rojizo de estas nebulosas
La ionización de un átomo de helio requiere más energía que la del hidrógeno y por ello regiones de helio ionizado sólo se forman alrededor de estrellas muy calientes. En algunos casos, una gran región H II rodea a una región de helio ionizado (He II) o de helio dos veces ionizado (HeIII) central y más pequeña, entonces las líneas de helio aparecerán intensas en el espectro de la nebulosa.
Aunque el hidrógeno y el helio son los principales constituyentes de estas nebulosas sus líneas de emisión no son siempre las más intensas. Las líneas de emisión llamadas prohibidas de oxigeno y nitrógeno ionizados (OII, OIII, NII) son las más intensas. Las líneas prohibidas se denominan así no porque violen las leyes de la Física, sino porque son prácticamente inobservables en el laboratorio. El ion que produce la línea prohibida tiene una estructura tal que puede permanecer en el estado excitado de energía mayor durante mucho tiempo ( muchas horas) antes de caer al estado más bajo y emitir el fotón correspondiente a la línea prohibida. Para que se emita dicha línea es necesario que el ion no sea perturbado durante ese tiempo y no pase a estar en otro estado de energía. En los laboratorios terrestres ningún átomo o ion puede permanecer sin perturbar tanto tiempo, aun a muy bajas densidades las partículas experimentan millones de colisiones cada segundo. El resultado es que el ion capaz de producir las líneas prohibidas no tiene tiempo para emitir dichas líneas, ya que antes colisiona con otra partícula y cambia de estado de energía. Pero en el gas interestelar extremadamente difuso las colisiones son mucho menos frecuentes y hay una posibilidad de que el ion excitado realice la transición al nivel inferior emitiendo un fotón (estas condiciones físicas de baja densidad de radiación y baja densidad de partículas, necesarias para la presencia de líneas prohibidas, se dan también en otros objetos estelares como por ejemplo en la corona solar y en las nebulosas planetarias). Las líneas prohibidas de oxígeno dos veces ionizado (O III) son las que producen la tonalidad verde de estas nebulosas brillantes.
Las regiones H II se forman cuando una estrella caliente (tipo espectral O, B) empieza a calentar e ionizar el gas que la rodea y esta ionización se propaga lentamente hacia fuera de la estrella. Como el hidrógeno absorbe muy eficientemente la radiación ultravioleta, la frontera entre la región H II y el gas neutro HI está muy definida. La región H II alrededor de la estrella será esférica y forma la llamada esfera de Strömgren, para una estrella B0 V el radio de esfera de Strömgren es de 50 pc y para una A0 V es de sólo 1 pc. Como la temperatura de la región H II es más alta que la del gas que la rodea, del orden de 8 000 a 10 000 K, tiende a expandirse. Las regiones HII en nuestra Galaxia se encuentran en los brazos espirales.

Nubes moleculares densas y frías


El hidrógeno molecular, H2, es la molécula interestelar más abundante seguida del monóxido de carbono, CO. La detección y estudio de H2 ha sido uno de los más importantes logros de la astronomía ultravioleta, el hidrógeno molecular tiene una intensa banda de absorción en 105nm (1050 Å ), que fue observada por primera vez con globos en 1970 y observaciones más extensas fueron hechas por el satélite Copernicus. Estas observaciones demostraron que una fracción importante del hidrógeno interestelar es molecular y esta cantidad aumenta mucho en las nubes densas. En nubes interestelares, con extinción visual mayor que 1 magnitud, casi todo el hidrógeno es molecular.
El hidrógeno molecular se forma en la superficie de los granos de polvo. El polvo es necesario para proteger a las moléculas de la radiación ultravioleta estelar, que de otra forma serían destruidas. El hidrógeno molecular se encuentra donde el polvo es abundante.
La radio espectroscopia ha proporcionado un gran avance en el estudio de las moléculas interestelares. La primera radio-línea molecular, el radical OH, fue descubierta en 1963, posteriormente se han descubierto muchas otras y en 1993 de 80 moléculas detectadas la más pesada tiene 13 átomos y es la molécula HC11N.
La radiación de las moléculas diatómicas (constituida por dos átomos, H2, CO, OH) puede corresponder a tres clases de transiciones: transiciones electrónicas, como las de los átomos y su longitud de onda se sitúa en el ultravioleta o visible; transiciones vibracionales, sus energías corresponden al infrarrojo y transiciones rotacionales que son las más importantes en el dominio radio. Las moléculas en el estado fundamental no rotan, su momento angular es cero, pero cuando se excitan por colisión con otras moléculas empiezan a rotar y emiten en radio.
La molécula más abundante H2 no puede observarse en radio ondas porque no tiene líneas espectrales adecuadas. Las siguientes moléculas más abundantes son CO, el radical OH y el amoniaco NH3, aunque sus abundancias son sólo una pequeña fracción de la del hidrógeno, sin embargo, la masa de las nubes interestelares es tan grande que el número de moléculas es considerable.
La mayoría de las moléculas han sido detectadas en nubes moleculares densas que están conectadas con regiones H II. Sin embargo dentro de éstas no hay moléculas ya que serían rápidamente disociadas por la alta temperatura y la intensa radiación ultravioleta. También están asociadas a grandes envolturas de polvo. Por tanto las nubes moleculares no existen como objetos distintos y separados en el espacio interestelar, sino que constituyen grandes complejos de nubes moleculares, que pueden alcanzar hasta 50 pársec de tamaño, y contienen gas suficiente para crear millones de estrellas como el Sol

Componente caliente y poco densa o componente coronal


En 1956 L. Spitzer sugirió que nuestra Galaxia estaba rodeada por una gran envoltura de gas muy caliente. Dos décadas más tarde el satélite Copernicus, cuyo programa científico fue dirigido por Spitzer, encontró evidencias de este gas que empezó a llamarse gas galáctico coronal, por analogía con la corona solar.
Las observaciones del Copernicus indicaron la presencia de líneas de emisión de oxígeno, nitrógeno y carbono varias veces ionizados (OVI, NV y CIV), estas líneas requieren temperaturas de formación de 105 a 106 K.
El gas galáctico coronal está distribuido a través de toda la Galaxia y se extiende varios cientos de pársec por encima del plano galáctico. Su densidad es sólo del orden de 10-3 átomos cm-3 (recuérdese que la densidad media en el plano galáctico es 1 átomo cm-3). Así el gas coronal es una especie de mar de fondo, en el que las formas más densas y frías del medio interestelar, tales como hidrógeno neutro y nubes moleculares, surgen como islas. En 1980 el satélite IUE detectó una corona similar en la Gran Nube de Magallanes y en la galaxia espiral M100. El gas coronal es probablemente una forma de materia en las galaxias.
Las explosiones de supernovas son probablemente la fuente del gas coronal y de su energía. Cuando una supernova explota forma una burbuja caliente en el medio que la rodea, esta burbuja se expandirá y se juntará con las burbujas producidas por otras supernovas formando una estructura como de espuma. Además de las supernovas, el viento estelar de estrellas calientes puede suministrar también energía al gas coronal.

Nebulosas planetarias


Las Nebulosas Planetarias son envolturas de gas alrededor de estrellas pequeñas azules y calientes. Como hemos visto en el modulo de evolución estelar son la fase final de las estrellas poco masivas en su camino hacia la etapa de enana blanca. La estrella gigante expulsa todas sus capas externas que forman una envoltura de gas expandiéndose a 20 - 30 km s-1 alrededor de una estrella pequeña y caliente (50 000 - 100 000 K), que es el núcleo de la estrella original
El gas en expansión de la Nebulosa Planetaria está ionizado por radiación ultravioleta de la estrella central, y su espectro contiene muchas líneas de emisión como las regiones HII. Las línea metálicas son también transiciones prohibidas. Por ejemplo, el color verde de las partes centrales de la Nebulosa del Anillo en Lira (Figura 6-1-5) es debido a las líneas prohibidas de oxígeno dos veces ionizado (OIII a 4959 y 5007 Å) y el color rojo de las partes más exteriores es debida a la línea de hidrógeno H (6563Å) y a las líneas prohibidas de nitrógeno ionizado (NII a 65.8 y 6583 Å).
Las Nebulosas planetarias son en general de forma mucho más simétrica que las regiones HII y se expanden más rápidamente. Pueden adoptar diversas formas: de disco más o menos extenso, de anillo simple o doble (figura 6-1-6), de hélice, etc. En unas pocas decena de miles de años la nebulosa planetaria desaparecerá diluyéndose en el medio interestelar y su estrella central se hace una enana blanca.
El número de nebulosas planetarias estimado para nuestra Galaxia es de 50 000 y han sido observadas alrededor de 1000

Restos de Supernova


El final de la evolución de las estrellas masivas es una explosión de supernova, el colapso del núcleo conduce a una eyección violenta de las capas exteriores al núcleo que permanecen como una nube de gas en expansión. En nuestra Galaxia se han descubierto unos 120 restos de supernova, algunos son ópticamente visibles como un anillo o una nebulosa irregular, pero la mayoría se detectan sólo en radio ondas.
En la región radio los restos de supernova son fuentes extensas similares a las regiones HII, pero se pueden diferenciar porque el brillo radio de las regiones HII aumenta o permanece constante cuando la frecuencia aumenta, mientras que él de los restos de supernova disminuye linealmente cuando aumenta la frecuencia. Estas diferencias son debidas a los diferentes procesos de emisión que ocurren en cada uno de los objetos. En una región HII la radio emisión es radiación térmica debida al gas caliente de la nebulosa , mientras que en los restos de supernova es radiación sincrotrónica (no térmica), producida por electrones moviéndose a velocidades muy grandes en espiral alrededor de las líneas de fuerza del campo magnético. La radiación sincrotrónica da lugar a un espectro continuo que se extiende a todas las longitudes de onda.
Los restos de supernova en nuestra Galaxia son de dos tipos, unos tienen una estructura clara en anillo ( por ejemplo, Cassiopeia), mientras que los otros son irregulares y brillantes en el centro (como la Nebulosa del Cangrejo). En la Nebulosa del Cangrejo (Figura 6-1-7) hay un pulsar en su centro, que suministra la mayoría de la energía al resto de supernova, eyectando continuamente en la nebulosa electrones con grandes velocidades. La evolución de este tipo de restos de supernova refleja la del pulsar y por ello tiene una escala de tiempo de unas pocas decenas de miles de años.
Los restos de supernova con forma de anillo no contienen un pulsar. Su energía proviene de la explosión de supernova, que genera una nube de gas que se expande a una velocidad de 10 000 a 20 000 km s-1. Al cabo de 50 a 100 años el resto empieza a formar una envoltura esférica, cuando el gas eyectado empieza a barrer el medio interestelar y sus partes más externas se frenan. Disminuye progresivamente la velocidad de expansión, la envoltura se enfría y después de unos 100 000 años se diluye en el medio interestelar.
Los dos tipos de restos de supernova podrían estar relacionados con los dos tipos de explosión de supernova. Aquellos que contienen un pulsar serían restos de supernova de tipo II y los otros serían los restos de supernovas de tipo I.

Rayos cósmicos


Se llaman rayos cósmicos a las partículas elementales y núcleos atómicos que alcanzan la Tierra procedentes del espacio. Como los rayos cósmicos tienen carga su dirección de propagación en el espacio cambia constantemente por el campo magnético interestelar. Su dirección de llegada no da información sobre su lugar de origen. Las propiedades más importantes que podemos observar desde Tierra son su composición y su distribución de energía. Las observaciones deben hacerse en la alta atmósfera o con satélites, ya que los rayos cósmicos se destruyen en la atmósfera.
El principal constituyente de los rayos cósmicos (alrededor del 90 %) son núcleos de hidrógeno o protones, el segundo constituyente más importante (alrededor del 9 %) son núcleos de helio o partículas  . El resto son electrones y núcleos más pesados que el helio.
La mayoría de los rayos cósmicos tienen energías menores que 109 eV, el número de partículas más energéticas disminuye rápidamente cuando aumenta la energía. Los protones más energéticos tienen 1020 eV, pero estas partículas son raras. (En los grandes aceleradores de partículas se alcanzan sólo energías de 5 x 1011 eV)
La distribución de los rayos cósmicos de baja energía (menos que 108 eV) no puede determinarse desde Tierra, ya que los rayos cósmicos solares, protones y electrones de alta energía formados en las fulguraciones solares llenan el sistema solar y afectan intensamente el movimiento de los rayos cósmicos de baja energía.
La distribución de los rayos cósmicos en la Galaxia se puede inferir de las observaciones en radio y de los rayos  (gamma). Las colisiones de los protones de los rayos cósmicos con los átomos de hidrógeno interestelar dan lugar a un continuo de rayos gamma. El radio continuo se forma por electrones de los rayos cósmicos que emiten radiación sincrotrónica (no térmica) en el campo magnético interestelar. Ambas emisiones, gamma y radio, están intensamente concentradas en le plano galáctico, por lo que se puede concluir, que las fuentes de rayos cósmicos deben de estar también localizadas en esta estructura. Además, se observan picos en el continuo alrededor de restos de supernovas conocidos. En los rayos gamma, estos picos se observan en la Nebulosa del Cangrejo y en el pulsar de Vela.
Aparentemente una gran fracción de los rayos cósmicos tienen su origen en las explosiones de supernova, ya que estas dan lugar a la emisión de partículas energéticas. Sí se forma un pulsar las observaciones muestran que éste acelera las partículas en sus alrededores.


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