thumb|right|Distribución de hidrógeno ionizado en el medio interestelar visible desde el hemisferio norte de la Tierra.
En astronomía, el medio interestelar (ISM, por sus siglas en inglés) es el contenido de materia y energía que existe en el espacio interestelar. El medio interestelar desempeña un papel crucial en la astrofísica a causa de su situación entre las escalas estelar y galáctica. Las estrellas se forman dentro de regiones frías de medio interestelar, al tiempo que estas reponen materia interestelar y energía a través de los vientos estelares y las explosiones de supernova. Esta interacción entre estrellas y materia interestelar fija el porcentaje en que una galaxia reduce su contenido gaseoso y por tanto determina la vida de la formación estelar activa.
El medio interestelar está formado por un plasma extremadamente diluido para los estándares terrestres. La densidad de materia va desde un exiguo 1,5·10-26 g cm-3 en las zonas más calientes hasta un 2·10-18 g cm-3 en las más densas. Su densidad media es de 2,7·10-24 g cm-3, lo que equivale a un átomo de hidrógeno por centímetro cúbico aproximadamente. Dicho medio lo forman tres constituyentes básicos: materia ordinaria, rayos cósmicos y campos magnéticos.
El medio en sí es una mezcla heterogénea de polvo. La materia está compuesta a su vez de alrededor de un 99% en masa por partículas de gas y un 1% por polvo. La composición elemental del gas, de acuerdo a la nucleosíntesis primordial, es de un 90,8% en número (70,4% en masa) de hidrógeno, un 9,1% (28,1%) de helio y un 0,12% (1,5%) de elementos más pesados, comúnmente llamados metales en la jerga astrofísica. Una fracción significativa de estos metales condensan en forma de granos de polvo en las regiones más densas y frías del medio interestelar.
La presencia del oscurecimiento interestelar dio a William Herschel y a Jacobus Kapteyn la falsa impresión de que nuestro sistema solar se encontraba cerca del centro de la galaxia. Sin embargo dicho oscurecimiento lo producen las nubes de gas y polvo que se interponen en el recorrido de la luz de las estrellas y nuestro sistema planetario. Es lo que se denomina extinción estelar. Este decaimiento de la intensidad lumínica de las estrellas al ser atravesado por la luz es causado por la absorción de fotones a ciertas longitudes de onda.
Por ejemplo, la longitud de onda típica de absorción del hidrógeno atómico se encuentra a unos 121,5 nanómetros, la transición Lyman-alfa. Por tanto, es casi imposible ver la luz emitida en esta longitud de onda por una estrella, porque gran parte es absorbida durante el viaje a la Tierra. Asimismo, la absorción causada por las nubes de polvo se da, sobre todo, a longitudes de onda cortas, es decir que el azul se absorbe mejor que el rojo. Esto produce un efecto de enrojecimiento (reddening en inglés) de la luz, más intenso cuanto más lejana sea la posición de la fuente. Este es uno de los motivos por los cuales los telescopios de infrarrojos permiten ver mejor a través de dichas nubes.
Otro efecto interesante es la polarización lineal de la luz que es debida a que los granos de polvo no son esféricos sino ligeramente alargados por lo que los campos magnéticos tienden a alinearlos a lo largo de sus líneas de campo. La manifestación de dicho efecto puso en evidencia la existencia de campos magnéticos coherentes en el medio interestelar.
El medio interestelar suele dividirse en tres fases, dependiendo de la temperatura del gas: muy caliente (millones de kelvin), caliente (miles de kelvin), y frío (decenas de kelvin).
Características importantes del estudio del medio interestelar incluyen nubes moleculares, nubes interestelares, restos de supernovas, nebulosas planetarias, y estructuras difusas parecidas.
La sonda Voyager 1 llegó al ISM el 25 de agosto de 2012, convirtiéndose en el primer objeto artificial de la Tierra en hacerlo. El plasma y el polvo interestelar se estudiarán hasta la fecha estimada de finalización de la misión de 2025. Su gemela Voyager 2 ingresó al ISM el 5 de noviembre de 2018.
Materia interestelar
La tabla 1 muestra las propiedades de los componentes del medio interestelar en la Vía Láctea.
+ Tabla 1: Componentes del medio interestelarBasado en la tabla 1 de, con detalles adicionales procedentes del texto del mismo artículo.ComponenteFracción de volumenAltura de escala(pc)Temperatura(K)Densidad(átomos/cm³)Estado del hidrógeno Técnicas principales de observaciónNubes moleculares < 1% 70 10—20 102—106 molecular Emisiones moleculares en y líneas de absorción en la banda radio e infrarrojaMedio neutro frío (CNM) 1—5% 100—300 50—100 20—50 atómico neutro Absorción de la línea H I 21 cmMedio neutro templado (WNM) 10—20% 300—400 6000—10000 0.2—0.5 atómico neutro Emisión de la línea H I 21 cmMedio ionizado templado (WIM)20—50% 1000 8000 0.2—0.5 ionizado Hα emisión y pulsar dispersiónRegiones H II < 1% 70 8000 102—104 ionizado Hα emisión y pulsar dispersiónGas coronalMedio ionizado caliente (HIM)30—70% 1000—3000 106—107 10-4—10-2 ionizado(también metales altamente ionizados) Emisión de Rayos X; líneas de absorción de metales altamente ionizados, principalmente en el ultravioleta.
El modelo trifásico propuso el modelo de equilibrio estático de dos fases para explicar las propiedades observadas del ISM. Su modelo del ISM incluía una fase densa fría (T < 300 K), formada por nubes de hidrógeno neutro y molecular, y una fase cálida entre nubes (T ~ 104 K), formada por gas neutro e ionizado enrarecido. añadió una tercera fase dinámica que representaba el gas muy caliente (T ~ 106 K) que había sido calentado por choque por supernovae y constituía la mayor parte del volumen del ISM. Estas fases son las temperaturas en las que el calentamiento y el enfriamiento pueden alcanzar un equilibrio estable. Su artículo sirvió de base para los estudios de las tres décadas siguientes. Sin embargo, todavía no se conocen bien las proporciones relativas de las fases y sus subdivisiones.
La física básica que subyace a estas fases puede entenderse a través del comportamiento del hidrógeno, ya que éste es, con diferencia, el mayor constituyente del ISM. Las diferentes fases están aproximadamente en equilibrio de presión en la mayor parte del disco galáctico, ya que las regiones con exceso de presión se expanden y enfrían, y las regiones con presión insuficiente se comprimen y calientan. Por lo tanto, dado que P = n k T, las regiones calientes (alta T) generalmente tienen baja densidad numérica de partículas n. El gas coronal tiene una densidad lo suficientemente baja como para que las colisiones entre partículas sean escasas y, por tanto, se produzca poca radiación, de ahí que haya poca pérdida de energía y la temperatura pueda mantenerse alta durante periodos de cientos de millones de años. Por el contrario, una vez que la temperatura desciende a O(105 K) con una densidad correspondientemente mayor, los protones y electrones pueden recombinarse para formar átomos de hidrógeno, emitiendo fotones que extraen energía del gas, lo que provoca un enfriamiento galopante. Si se dejara así, se produciría el medio neutro caliente. Sin embargo, las estrellas OB son tan calientes que algunos de sus fotones tienen una energía superior al límite de Lyman, E > 13,6 eV, suficiente para ionizar el hidrógeno. Tales fotones serán absorbidos por, e ionizarán, cualquier átomo neutro de hidrógeno que encuentren, estableciendo un equilibrio dinámico entre ionización y recombinación tal que el gas lo suficientemente cerca de las estrellas OB está casi totalmente ionizado, con una temperatura en torno a los 8000 K (a menos que ya se encuentre en fase coronal), hasta la distancia en la que se agotan todos los fotones ionizantes. Este frente de ionización marca el límite entre el medio cálido ionizado y el medio cálido neutro.
Las estrellas OB, y también las más frías, producen muchos más fotones con energías inferiores al límite de Lyman, que atraviesan la región ionizada casi sin ser absorbidos. Algunos de ellos tienen energía suficiente (> 11,3 eV) para ionizar átomos de carbono, creando una región de C II ("carbono ionizado") fuera del frente de ionización (hidrógeno). En regiones densas, el tamaño de esta región también puede estar limitado por la disponibilidad de fotones, pero a menudo estos fotones pueden penetrar en toda la fase neutra y sólo son absorbidos en las capas externas de las nubes moleculares. Los fotones con E > 4 eV más o menos pueden romper moléculas como el H2 y el CO, creando una región de fotodisociación (PDR) que es más o menos equivalente al medio neutro caliente. Estos procesos contribuyen al calentamiento del WNM. La distinción entre medio neutro Cálido y Frío se debe de nuevo a un rango de temperatura/densidad en el que se produce un enfriamiento galopante.
Las nubes moleculares más densas tienen una presión significativamente mayor que la media interestelar, ya que están unidas por su propia gravedad. Cuando se forman estrellas en dichas nubes, especialmente estrellas OB, convierten el gas circundante en la fase caliente ionizada, lo que supone un aumento de temperatura de varios cientos. Inicialmente, el gas aún se encuentra a densidades de nube molecular y, por tanto, a una presión muy superior a la media del ISM: se trata de una región clásica de H II. La gran sobrepresión hace que el gas ionizado se expanda lejos del gas molecular restante (un Flujo Champagne), y el flujo continuará hasta que la nube molecular se evapore por completo o las estrellas OB alcancen el final de sus vidas, tras unos pocos millones de años. En ese momento, las estrellas OB explotan como supernovas, creando ondas expansivas en el gas caliente que aumentan la temperatura hasta la fase coronal (resto de supernova, SNR). Éstas también se expanden y enfrían durante varios millones de años hasta que vuelven a la presión media del ISM.
El ISM en distintos tipos de galaxias La mayor parte de las discusiones sobre el ISM se refieren a galaxias espirales como la Vía Láctea, en las que casi toda la masa del ISM está confinada en un disco relativamente delgado, típicamente con una altura de escala de unos 100 parsecs (300 años luz), que puede compararse con un diámetro de disco típico de 30 000 parsecs. El gas y las estrellas del disco orbitan alrededor del centro galáctico a velocidades orbitales típicas de 200 km/s. Esto es mucho más rápido que los movimientos aleatorios de la galaxia. Esto es mucho más rápido que los movimientos aleatorios de los átomos del ISM, pero como el movimiento orbital del gas es coherente, el movimiento medio no afecta directamente a la estructura del ISM. La altura de la escala vertical del ISM se establece aproximadamente de la misma forma que la atmósfera terrestre, como un equilibrio entre el campo gravitatorio local (dominado por las estrellas del disco) y la presión. Más lejos del plano del disco, el ISM se encuentra principalmente en las fases cálida y coronal de baja densidad, que se extienden al menos varios miles de parsecs lejos del plano del disco. Este halo galáctico o "corona" también contiene un importante campo magnético y densidad de energía de rayos cósmicos.