A comienzos del siglo XX, Hartmann fue el primero en encontrar una evidencia observacional que el espacio entre las estrellas no está vacío. Esta evidencia fue la detección, en el espectro de la binaria espectroscópica δ Orionis, de líneas estacionarias de absorción del calcio una vez ionizado. En un sistema binario espectroscópico, se observa un corrimiento Doppler de la líneas espectrales creadas por las dos estrellas que varía periódicamente como resultado del movimiento de las estrellas a lo largo de la línea de las visual en su movimiento alrededor del centro de masa del sistema. Hartmann observó que las líneas de Ca II no participaban de ese movimiento, o sea, eran estacionarias, se concluyó que no debían originarse en δ Orionis sino que su origen sería interestelar. Además, la forma de las líneas sugirió que las mismas eran producidas en una nube de gas interestelar fría (T < 1000 K) que se encontraba localizada algún lugar entre δ Orionis y la Tierra. Posteriormente se detectaron líneas de absorción en espectros de otras estrellas sumando más evidencias de la presencia de nubes de gas interestelar frío concentrado en distintas nubes a lo largo de la línea de la visual.

 

Luego que la existencia de nubes interestelares se estableció firmemente, Trumpler (1930) demostró que en el espacio entre las nubes había material interestelar. Su estudio se basó en las propiedades de cúmulos abiertos. Primero estimó la distancia a los cúmulos calculando el cociente entre el brillo aparente de las estrellas más luminosas del cúmulo y el brillo intrínseco (deducido a través del tipo espectral) y supuso que el espacio interestelar era transparente a la luz de las estrellas. Luego multiplicó el diámetro angular por la distancia estimada para obtener un tamaño lineal. De esta manera encontró una tendencia, que los cúmulos más distantes eran los más grandes, independientemente de la dirección considerada. Debido a que el Sol no ocupa un lugar especial en la Galaxia, esta tendencia no era real. Por lo tanto, Trumpler concluyó que la luz de los cúmulos más lejanos disminuía gradualmente a medida que se propagaba por el espacio interestelar. Este hecho llevó a la conclusión que las estrellas en la Galaxia se encuentran embebidas en un medio extremadamente tenue al que se conoce como medio interestelar (MIE).

 

Este medio contiene una pequeña fracción de la masa total de la Galaxia y no brilla en el cielo como lo hacen las estrellas visibles. El MIE se encuentra concentrado hacia el plano de la Galaxia y a lo largo de los brazos espirales. Las componentes principales de este medio son: Hidrógeno (H2 , H I, H II), Helio (He I, He II), elementos trazadores (C, O, Ne, Mg, Fe y otros incluyendo iones), electrones, moléculas, polvo, partículas de rayos cósmicos, campos magnéticos y campos de radiación.

 

MacKee & Ostriker (1977) modelaron la estructura del MIE considerando que la misma está dominada y regulada por explosiones de supernovas. Este modelo consiste de cuatro fases:

 

- El medio caliente ionizado, HIM por sus siglas en inglés Hot Ionized Medium. La mayor parte del espacio está ocupada por este medio cuyo valores típicos de densidad y temperatura son, (n, T) ~ (0,003 cm^-3, 5×10⁵ K).

 

- Embebido en el HIM se encuentra el medio frío neutro, CNM por sus siglas en inglés Could Neutral Medium, se encuentra en núcleos de nubes frías. La densidad y temperatura son, (n, T) ~ (40 cm^-3, 80 K).

 

- Rodeando cada nube hay un medio tibio (T ~ 8000 K), que se subdivide en dos regiones:

 

    Medio tibio ionizado (WIM por sus siglas en inglés Warm Ionized Medium) que consiste en la envoltura de nubes parcialmente ionizadas.

 

    Medio tibio neutro (WNM por sus siglas en inglés Warm Neutral Medium) que consiste en la envoltura de nubes neutras.

 

 

El MIE lejos de ser homogéneo presenta estructuras en forma de cavidades, arcos, gusanos, cáscaras y supercáscaras. Estas últimas están entre los objetos más grandes y enigmáticos del MIE.

 

Las supercáscaras se detectan mayoritariamente en la emisión de la distribución de hidrógeno neutro (HI) como mínimos en la emisión de HI rodeados, total o parcialmente por "paredes", de mayor emisión. De ahora en más, nos referiremos a estos objetos como supercáscaras de hidrógeno neutro (SC-HI). Estas estructuras permiten estudiar la interacción entre estrellas de gran masa y el medio interestelar.

 

Los tamaños lineales de las SC-HI van desde unas pocas decenas hasta centenares de parsecs. Heiles en el año 1979 introdujo por primera vez el término de supercáscara él las definió de acuerdo a las energías que serían necesarias para su formación. Una cáscara que requiere para su formación de una energía E > 3 × 10⁵² erg, es clasificada, según este autor, como supercáscara.

 

Si bien estas estructuras se detectan en el HI (ver Fig. 1), en algunos casos también pueden ser observadas en el infrarrojo y en el continuo de radio.

 

Con respecto al origen de las SC-HI, se han propuesto diversos mecanismos físicos. Entre los mismos cabe citar los efectos combinados de los vientos estelares de estrellas de gran masa y las explosiones de supernova que sufren las mismas hacia el final de su evolución. Estos mismos fenómenos desempeñan un rol muy importante en determinar el balance energético del MIE, en la evolución del MIE a gran escala, y eventualmente en la formación de nuevas generaciones de estrellas. Algunas SC-HI, las de mayor tamaño lineal, requieren para su formación una inyección de energía en el MIE del orden de 10⁵³ a 10⁵⁴ ergios. Esto implica que un gran número de estrellas de gran masa deberían haber vivido y evolucionado en un volumen relativamente pequeño, como para poder explicar la formación de las SC-HI por los procesos anteriormente mencionados. Como los súper cúmulos de estrellas necesarios para explicar las estructuras de mayor tamaño no son muy abundantes en galaxias como la Vía Láctea, mecanismos alternativos de formación, tales como la colisión de nubes de alta velocidad con el gas de la Vía Láctea (Tenorio-Tagle, 1981); las explosiones de rayos gamma (Efremov et al. 1981); y la formación de estrellas de quarks a partir de estrellas de neutrones (Haensel & Zdunik, 2007) han sido sugeridos. Es importante mencionar que estos mecanismos, si bien abren nuevas opciones, no se encuentran libres de dificultades a la hora de interpretar algunas de las características observacionales de las SC-HI.

• Referencias

• Sobre el autor