T E S I S - CRyA, UNAM
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Capítulo 1<br />
Medio Interestelar<br />
1.1. Componentes del Medio Interestelar<br />
El espacio interestelar no está vacío sino que contiene una gran cantidad de material<br />
que se conoce como Medio Interestelar (MIE). El MIE tiene una masa del orden del 1 %<br />
de la masa visible de la Galaxia y está constituido en un 99 % de gas y 1 % de polvo.<br />
Químicamente, el MIE está compuesto en un 90 % de hidrógeno, 10 % de helio y trazas de<br />
otros elementos. La evolución del MIE está intimamente relacionada con la evolución de la<br />
Galaxia, ya que existen constantes interacciones entre el MIE y las estrellas. Por ejemplo,<br />
las nuevas generaciones de estrellas se forman a partir de gas interestelar y al final de su vida<br />
dichas estrellas regresan material enriquecido en metales al MIE por medio de explosiones<br />
de Supernova (SN) o nebulosas planetarias (PNe). En consecuencia, la siguiente generación<br />
de estrellas tendrá una metalicidad más alta. Otras interacciones comunes entre el MIE y<br />
las estrellas son las regiones de fotodisociación (PDRs) y las regiones HII donde la radiación<br />
de las estrellas cercanas afecta la estructura del MIE.<br />
La masa total del MIE en nuestra Galaxia es aproximadamente 5 × 10 9 M ⊙ (Lequeux<br />
2002), y tiene dos componentes principales: un fase sólida (polvo en forma de granos de un<br />
tamaño que varía desde varios nanómetros hasta 0.25 µm) y otra gaseosa. El gas interestelar<br />
es casi todo hidrógeno, que se puede encontrar en su forma atómica (HI), molecular (H 2 ), o<br />
ionizado (HII). Las principales fases térmicas del MIE y sus propiedades son:<br />
Regiones frías atómicas (HI). Las regiones HI difusas están compuestas por hidrógeno<br />
neutro atómico, con la presencia de algunos iones de baja excitación. La temperatura<br />
en estas regiones es de T ≃ 50-150 K y la densidad típica es de n(HI) ≃ 20-60 cm −3 .<br />
Se detectan por medio de la línea de 21cm del HI, aunque también se pueden estudiar<br />
con líneas de absorción del CaII y CII sobre el fondo estelar. La masa total de gas en<br />
esta fase en nuestra Galaxia es del orden de 1.5× 10 9 M ⊙ .<br />
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