Medio interestelar

Carmen Morales Durán, LAEFF

Estudio de las líneas de C IV y Si IV en los alrededores del Sol

Analizando la presencia de líneas de elementos altamente ionizados en los espectros estelares y su distribución en los alrededores del Sol, se puede conseguir información sobre la existencia y distribución de altas temperaturas en el medio interestelar (MIS). Las explosiones de supernova producen ondas de choque que entran en colisión con el MIS circundante conduciendo a un calentamiento de dicho medio y a la aparición de iones como el Si IV, C IV, N V y O VI detectables en espectros en el ultravioleta (UV). Estas ondas de choque, al arrastrar todo el material estelar e interestelar circundante al objeto de la explosión, producen burbujas que en su interior contienen un gas muy caliente, muy enrarecido y altamente ionizado y en el exterior muestran una cáscara de gas frío y neutro.

Nuestra ubicación en la vecindad solar dentro de una burbuja producida por una explosión de supernova antigua, nos permite estudiar la zona en la que la corteza de nuestra burbuja está chocando con el llamado Arco I de Radio, que a su vez es otra grandísima burbuja producida por la explosión de varias supernovas. En la zona de contacto, teóricamente el medio se calentaría por el choque de las dos burbujas y deberían aparecer líneas de elementos altamente ionizados como el C IV y Si IV. Dentro de la burbuja, la extremadamente pequeña densidad del gas caliente impide que estas líneas de elementos ionizados sean suficientemente intensas como para ser detectadas por el satélite IUE, por el contrario en la zona de choque la densidad debería ser suficientemente alta como para poder detectarse dichos iones. Con este objetivo hemos analizado los espectros UV de más de 500 estrellas O, B y A observadas por IUE y cuantificado la presencia de las líneas de C IV y Si IV. Su distribución marcará la presencia de gas caliente en los alrededores del Sol y la zona de choque de las dos burbujas mencionadas.

Determinación de la distribución de gas y polvo en el medio interestelar

El conocimiento del MIS es de fundamental importancia para la determinación de distancias astronómicas y para conocer la verdadera distribución espectral emitida por las estrellas ya que el polvo y gas interestelares (IS) enrojecen y atenúan la radiación proveniente de fuentes astronómicas, tanto galácticas como extragalácticas. El gas y el polvo IS no están uniformemente distribuidos en la Galaxia. En este proyecto estamos determinando, por distintos métodos, la distribución de la extinción IS con la distancia en los alrededores del Sol.

En la figura podemos ver la ley de extinción en nuestra galaxia. Vemos que en el visible y en el ultravioleta cercano dicha ley es única pero tanto en el infrarrojo como en el ultravioleta lejano, el tamaño y la composición de los granos de polvo producen extinciones diferentes que pueden clasificarse según el valor del cociente Rv=Av/E(B-V).	En la imagen vemos una representación en proyección Aitoff del factor de extinción Rv en nuestra Galaxia, calculado en este trabajo para cerca de 3000 estrellas cercanas por distintos métodos. Puede verse que, en general, el valor de Rv oscila entre 2.5 y 3.5, con un valor medio cercano a 3.0, pero que hay determinadas zonas en las que las características del polvo interestelar son diferentes.

Los resultados de este trabajo y el método para determinar Rv para cualquier otra estrella serán incluidos en el Observatorio Virtual Español para uso general de la comunidad astronómica.

Dos métodos para la determinación del enrojecimiento interestelar

También hemos trabajado en el LAEFF en dos métodos para obtener el enrojecimiento interestelar de una estrella sin conocimiento previo de su tipo espectral ni de ningún otro parámetro más que su espectro ultravioleta: un método nuevo, el método de los tres puntos en el ultravioleta y un método tradicional, el método del ajuste de modelos teóricos. Hemos aplicado estos dos métodos a una gran muestra de estrellas, observadas por el satélite IUE, de tipos espectrales O, B y A para demostrar su eficacia y explorar su validez para todo tipo de objetos. En el ultravioleta, la ley de extinción interestelar presenta un máximo muy pronunciado centrado en 2175 Å, seguido de un rápido aumento hacia el ultravioleta lejano y extremo. Este máximo a 2175 Å es producido por el polvo interestelar. Diferentes composiciones y sobre todo diámetros de este polvo producen modificaciones en la anchura e intensidad del máximo de 2175 y una influencia muy fuerte en la pendiente de la extinción en el ultravioleta lejano y extremo. Esta forma característica y bien conocida de la ley de extinción en el ultravioleta hace único el mejor ajuste de modelos teóricos a espectros que incluyan este rango espectral. En otras regiones la solución no es única a no ser que los espectros contengan el salto de Balmer. Pero aún ahí donde el salto de Balmer define la temperatura, la ley de extinción es lisa y no tiene una forma característica que proporcione una solución unívoca para el valor del enrojecimiento.

En el método de los tres puntos se utiliza el hecho de que la ley de extinción toma igual valor para dos longitudes de onda a derecha e izquierda del máximo de 2175 Å, y por lo tanto la relación de flujos entre estas longitudes de onda es independiente del enrojecimiento interestelar. Midiendo la intensidad de la absorción de 2175 Å a partir de la línea que une estos dos puntos obtenemos un valor del enrojecimiento E(B-V) que es independiente del continuo adoptado, como sucedía en el tradicional método del par de estrellas, en el que el continuo definido por la estrella de comparación era el punto de partida para medir el enrojecimiento. Este método por tanto proporciona un valor del E(B-V) independientemente de cualquier otro parámetro estelar, sólo con tres determinaciones del flujo centradas en las longitudes de onda de 1700, 2175 y 2420 Å. Este método es más general que el de ajuste de modelos y puede ser aplicado a cualquier tipo espectral y clase de luminosidad.

Estas investigaciones sobre el medio interestelar se han desarrollado en colaboración con Rubens Freire del Observatorio Astronómico de Estrasburgo y Angelo Cassatella del Instituto Nacional de Astrofísica de Roma y han participado Ana Mª Cabo, Julia Alfonso, Illeana Gómez, Gisela Bañó y Rubén Pedro Hedrosa.