ISM (2). El hidrógeno neutro y las regiones H I.

En astronomía se indica el estado de ionización de un elemento añadiendo un número romano al símbolo del elemento en cuestión. I se aplica al elemento en estado neutro (no ionizado), II es el primer estado de ionización (la ausencia de un electrón), III la ausencia de dos electrones, y así sucesivamente. Por ejemplo:

• H I representa al hidrógeno neutro
• O III representa al oxígeno doblemente ionizado
• En circunstancias realmente extremas se puede encontrar Fe XXII, hierro al que se han arrancado 21 de sus 26 electrones.

Las regiones H I son nubes interestelares compuestas mayoritariamente por hidrógeno en estado neutro. Sus parámetros típicos son:

• Temperatura de unos 100 K
• Densidad de 10 a 10⁶ átomos por centímetro cúbico
• Masa de entre 10 y 100 masas solares

Las regiones H I son frías, no emiten radiación en el rango visible y son transparentes a ella, por tanto no se pueden detectar por medios ópticos. Sin embargo emiten fuertemente a una frecuencia de 1.420 Mhz, que corresponde a una longitud de onda de 21 cm, en el rango de las microondas. A esta emisión se le conoce como “línea de 21 cm”. Su origen está en la transición hiperfina del electrón en su nivel energético más bajo, de la que hablé en el primer artículo de esta serie. La mecánica cuántica establece que la probabilidad de que un átomo de hidrógeno cambie de spin emitiendo un fotón de 1.420 Mhz es muy baja, tanto que un átomo aislado podría permanecer en estado excitado durante un millón de años, y en una nube interestelar, unos 500 años. Pero dada la masa de una región H I, el enorme número de átomos compensa esta baja probabilidad de cambio de estado y la región emite fuertemente.

En la Vía Láctea el hidrógeno neutro se mueve en órbitas prácticamente circulares alrededor del centro de la galaxia. El desplazamiento Doppler de la línea de 21 cm permite medir la velocidad radial de las nubes H I y determinar su distancia al centro de la galaxia.

Distribución de las regiones H I en la Vía Láctea (NRAO)

El estudio de la línea de 21 cm permite determinar la distribución del gas interestelar en otras galaxias, y conocer la distancia a la que se encuentran de nosotros. También es útil en la investigación de la distribución de galaxias a gran escala, ya que la emisión de las regiones H I se detecta en galaxias espirales y en menor medida en galaxias elípticas.

Distribución del hidrógeno neutro en M 31 (galaxia de Andrómeda) (NRAO)

En galaxias relativamente cercanas a nosotros se puede obtener una buena resolución en la distribución Doppler de las regiones H I. El estudio de la rotación de las regiones H I permite calcular la masa de estas galaxias. Aunque las regiones H I se extienden mucho más lejos que otras partes detectables de las galaxias, como las nubes moleculares o las estrellas, el cálculo de la masa de las galaxias por este método ya proporcionó los primeros indicios de la existencia de materia oscura.

Distribución Doppler de las regiones H I en la galaxia M 33 (NRAO)

En sistemas de galaxias próximas entre sí, las imágenes de las regiones H I permiten poner de manifiesto fenómenos de interacción que no se pueden detectar de otro modo, e incluso proporcionan información sobre la historia de la interacción.

Interacción en el grupo de galaxias de M 81 (NRAO)

Para no interferir en todas estas observaciones, la banda que contiene  la frecuencia de 1.420 MHz no se utiliza en sistemas de radiocomunicaciones.

Para saber más:

http://www.cv.nrao.edu/course/astr534/HILine.html

Todas las imágenes utilizadas en este artículo proceden del sitio web del NRAO: National Radio Astronomy Observatory (U.S.A.)

http://www.nrao.edu/

En el próximo artículo de esta serie hablaré del hidrógeno ionizado y las regiones H II.

ISM (1). El átomo de hidrógeno

Este es el primero de una serie de artículos en los que quiero hablar de las diversas formas en que se presenta el hidrógeno en el Medio Interestelar (en inglés ISM) y de qué maneras se puede observar.

El hidrógeno es el elemento más abundante del Universo, el más simple de la naturaleza, el y el que origina todos los demás a través de los procesos de nucleosíntesis que tienen lugar en el interior de las estrellas.

Un átomo de hidrógeno está compuesto por un protón en el núcleo y un electrón que se mueve a su alrededor en unas determinadas regiones llamadas orbitales. Cada orbital tiene asociada una energía, y la mecánica cuántica establece que el electrón no puede estar en cualquier lugar sino solamente en los orbitales definidos.

Para pasar de un orbital a otro, el electrón debe absorber o ceder un fotón cuya energía es la que separa a los orbitales entre los que se produce la transición.

Para ocupar los orbitales más alejados del núcleo, el electrón necesita mayor energía, por lo que debe absorber un fotón con la energía adecuada, mientras que cuando se acerca al núcleo debe ceder la energía que la sobra y emite fotones (uno por cada orbital al que desciende).

Si el electrón absorbe un fotón lo suficientemente energético puede abandonar la estructura de orbitales del átomo. El electrón queda libre y el átomo está ionizado.

Los niveles energéticos del átomo de hidrógeno (elaboración propia)

Todos los niveles pueden desdoblarse por distintas causas en otros niveles muy juntos entre sí (estructura hiperfina).

Es de especial interés el desdoblamiento que se produce en el nivel energético más bajo debido a la diferencia de spin del protón del núcleo y el electrón. En la mecánica cuántica, el spin es un “número cuántico” (una de las cantidades que describe el estado de una partícula) relacionado con el giro. En el átomo de hidrógeno, el protón y el electrón pueden tener spin del mismo sentido (configuración paralela) o de sentido opuesto (configuración antiparalela). Entre las dos configuraciones hay una pequeña diferencia de energía, y el paso de una a otra implica un aporte de energía o la emisión de un fotón, dependiendo del sentido en que se produzca la transición.

Átomo de hidrógeno con spines (representados por las flechas) en configuración paralela (Wikipedia)

La energía de un fotón está determinada por su longitud de onda (o su frecuencia) por la sencilla ecuación:

E = h f

donde E es la energía del fotón, h es una constante (constante de Planck) y f es la frecuencia del fotón.

Recordemos que en la radiación electromagnética la frecuencia y la longitud de onda están ligadas a través de la velocidad de la luz en el vacío por la relación:

l f = c

donde l es la longitud de onda, f es la frecuencia y c es la velocidad de la luz en el vacío.

Por tanto, la energía de un fotón puede escribirse en función de la longitud de onda como:

E= h c / l

Queda claro que a mayor frecuencia (menor longitud de onda) los fotones son más energéticos, por eso las transiciones que acaban en el nivel 1, donde la diferencia de energía entre niveles es la más grande, generan fotones de longitud de onda muy corta, en el ultravioleta.

Estas transiciones permiten la detección del hidrógeno en algunas circunstancias, como veremos en próximos artículos.