- Polvo interestelar
Cronológicamente
hablando, las primeras evidencias de polvo interestelar alrededor de
los años treinta. Sin la existencia de estos medios interestelares,
la luz se propagaría por el vacío sin límites, indefinidamente y
sin extinción.
Si
se estudia las distribuciones de los grupos abiertos espaciales,
observamos que la magnitud absoluta de las estrellas más brillantes
(M)
pueden aproximarse en la base de su tipo espectral. Si la distancia
entre estos grupos abiertos se considera r,
se
puede observar las magnitudes aparentes de las estrellas más
brillantes utilizando la fórmula siguiente:
(1)
Mediante
la fórmula (1) obtenemos que la distancia de los grupos es mayor con
respecto a las ondas más próximas, por lo que se intuye que el
medio no es completamente vacío sino que existe un medio
material en el espacio en el cual disminuye la brillantez de la luz.
Consecuentemente, la ecuación (1) viene modificada por un factor
sumante A,
con A ≥
0; que hace referencia a las pérdidas en magnitudes debido a este
medio.
Gracias
a este valor A,
podemos definir la opacidad, un valor idéntico para todas las
distancias y direcciones: A = a·r; donde la constante a
tiene un valor aproximado en el plano galáctico de:
Las partículas que
se encuentran en el medio interestelar se extinguen mediante dos
procesos.
El
primero de ellos es por la absorción
de
la energía radiante que se transforma en calor y cuando vuelve a
irradiar las ondas infrarrojas corresponden a la temperatura del
polvo.
La
segunda, en la dirección
de scattering,
la propagación de la luz cambia e empieza a disminuir la intensidad
de propagación.
Si
queremos formular una ecuación de esta extinción, tenemos que
considerar un elemento de volumen, habitualmente cilíndrico, en el
espacio en el cual las partículas atraviesen dicha superficie
y
definiendo un factor eficaz de extincióncon: Qext; con: Qext = Qabs + Qscat . Juntando las dos
ecuaciones obtenemos:
(2)
Otro
aspecto a comentar sobre el polvo estelar es la caída al rojo de la
luz de una estrella. Esto es debido a la extinción, que va de las
ondas largas a las cortas, por lo tanto, corresponden del rojo al
ultravioleta. Por esa razón, la luz de una estrella distante la
consideramos roja cuando la suponemos que en la base de su clase
espectral, ya que éstas no les afecta la extinción a nuestros ojos.
- Temperatura del polvo
Haciendo
referencia al scattering,
el polvo estelar también absorbe radiación. La energía absorvida
se vuelve a irradiar por el polvo con ondas infrarrojas que
corresponde a su temperatura, situada en un intervalo de 10-20 K.
Aunque este intervalo de las temperaturas puede verse modificado por
su situación espacial, ya que si se encuentra cerca de una estrella
muy caliente el valor de la temperatura del polvo oscilaría entre
100-600 K.
La emisión térmica
que provoca el polvo interestelar, es una de las más importantes en
la astronomía en el estudio de radiación infrarroja.
- Composición y origen del polvo
Hemos hablado de su
temperatura y de como se descubrió, juntamente con su extinción,
entonces nos falta conocer como se originan y de qué está compuesto
este polvo interestelar.
En
los máximos de la curva de extinción, podemos afirmar que el polvo
interestelar contiene agua helada, silicatos y probablemente grafito.
Se puede deducir por sus propiedades en el scattering.
Estos
granitos de polvo se forman en las atmósferas de las estrellas de
tipo espectral K
y M.
Los granitos son
expulsados al espacio interestelar por la presión de radiación con
lo que éstos pueden tener conexión con la formación de estrellas y
directamente con los átomos y moléculas de nubes interestelares.
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