Astronomía

¿Hay ejemplos del efecto de las ondas de choque sobre la evolución química en el medio interestelar o el medio circunestelar?

¿Hay ejemplos del efecto de las ondas de choque sobre la evolución química en el medio interestelar o el medio circunestelar?


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¿Hay ejemplos de calculos o observaciones de los efectos sospechosos de las ondas de choque sobre la evolución química en el medio interestelar o el medio circunestelar?


Esta es una buena pregunta y probablemente no haya una respuesta segura en este momento. Además, los impactos de las ondas de choque dependen de los escenarios de los que estemos hablando.

Por ejemplo, en el caso de las supernovas, especialmente en el Tipo II (rico en H), la onda de choque forma estructuras dobles: choques hacia adelante y hacia atrás. El área entre los choques a veces puede formar una pequeña región que soporta el enfriamiento y la formación de polvo, por lo tanto, mejora la evolución química. Sin embargo, si pensamos en los choques que arrojan materiales circunestelares al vacío, los choques ralentizan la evolución química.


Las ondas de choque en el medio interestelar (ISM) pueden ser causadas por una onda de densidad en espiral, un choque de supernova o una colisión de flujo turbulento. Estas ondas barren, comprimen y calientan el ISM, modificando así las reacciones químicas que pueden ocurrir. Estas condiciones físicas pueden albergar reacciones químicas para crear moléculas complejas como el NH$_3$, CH$_3$OH$_2$O y más.

Basado en un modelo químico / dinámico, Bergin et al. (2004) investiga la formación de nubes moleculares detrás de ondas de choque. En el $10^6$ años después de que haya pasado la onda de choque, la temperatura del ISM es bastante alta (10 000 K) y las moléculas se fotodisocian. A medida que el ISM se enfría, H$_2$ puede comenzar a formarse, seguido de CO (que debe protegerse de la fotodisociación por el H$_2$). Dentro de los 20 millones de años posteriores al paso de una onda de choque, el gas atómico se ha convertido en material molecular.

La química que ocurre debido a un choque de supernova podría incluso explicar de dónde provienen algunas moléculas que se encuentran en los cometas. Durante un choque, se forma vapor de agua a través de reacciones con hidrógeno y oxígeno. Bergin y col. (1998) muestra que H$_2$O y CO$_2$ formado en el choque puede depositarse en los granos.


Onda de choque

En física, un onda de choque (también deletreado onda de choque), o choque, es un tipo de perturbación de propagación que se mueve más rápido que la velocidad local del sonido en el medio. Como una onda ordinaria, una onda de choque transporta energía y puede propagarse a través de un medio, pero se caracteriza por un cambio brusco, casi discontinuo, en la presión, temperatura y densidad del medio. [1] [2] [3] [4] [5] [6]

A efectos de comparación, en los flujos supersónicos, se puede lograr una mayor expansión adicional a través de un ventilador de expansión, también conocido como ventilador de expansión Prandtl-Meyer. La onda de expansión acompañante puede acercarse y eventualmente chocar y recombinarse con la onda de choque, creando un proceso de interferencia destructiva. El boom sónico asociado con el paso de un avión supersónico es un tipo de onda sonora producida por interferencia constructiva.

A diferencia de los solitones (otro tipo de onda no lineal), la energía y la velocidad de una onda de choque por sí sola se disipa relativamente rápido con la distancia. Cuando una onda de choque atraviesa la materia, la energía se conserva pero la entropía aumenta. Este cambio en las propiedades de la materia se manifiesta como una disminución en la energía que se puede extraer como trabajo, y como una fuerza de arrastre sobre los objetos supersónicos, las ondas de choque son procesos fuertemente irreversibles.


Astronomía y astrofísica para la década de 1980 y # 039, Volumen 2: Informes de los paneles (1983)

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103 evolución del medio interestelar, formación de halos galácticos y formación de estrellas. Comprender la formación de estrellas es fundamental para comprender el origen de nuestro Sol y nuestro sistema solar y, en última instancia, la formación y evolución de las galaxias. Los avances en las técnicas de infrarrojos y ondas milimétricas han permitido a los astrónomos sondear los lugares de nacimiento actuales de las estrellas: las nubes interestelares oscuras. Hemos comenzado a comprender la evolución temprana de las estrellas y quizás hemos observado discos circunestelares similares en apariencia al sistema solar durante sus fases formativas. Cómo se desencadena la formación de estrellas, cómo se fragmentan las nubes de gas protoestelares para formar protoestrellas, cómo, cuándo y con qué frecuencia se forman múltiples estrellas o sistemas solares son, sin embargo, preguntas fundamentales aún sin respuesta. La década de 1980 y # 039 será testigo de grandes esfuerzos encaminados a comprender estos problemas. La mayoría de las estrellas parecen estar perdiendo cantidades significativas de material, ya sea en fugas lentas de gas, en vientos más vigorosos o en explosiones espectaculares. Los estudios infrarrojos, ultravioleta y ópticos han permitido a los astrónomos reconstruir un esquema aproximado de cómo las estrellas de varios tipos pierden masa, el rango de pérdida de masa y la composición química del material expulsado. m e reciente descubrimiento de coronas estelares en casi todos los tipos estelares, junto con estudios detallados de cromosferas estelares, muestran que las estrellas tienen atmósferas mucho más complejas de lo que se sospechaba anteriormente. Todavía es necesario realizar un trabajo monumental para comprender estos fenómenos y su papel en la evolución estelar. El Sol proporciona el único laboratorio accesible para investigar la física de, por ejemplo, generación de energía, generación de campos magnéticos, convección y circulación internas, calentamiento cromosférico y coronal, disipación explosiva de campos, pérdida de masa y vientos estelares, y cortocircuitos. -ciclos de actividad a largo y largo plazo, sin mencionar todas las posibles implicaciones planetarias de estas actividades. Debemos aprovechar estas oportunidades de estudio que ofrece el laboratorio solar para avanzar en la comprensión de la actividad de otras estrellas. Yo yo. ASPECTOS DESTACADOS DE LA ASTRONOMÍA EN LOS 1970 & # 039S A. Gestión, instalaciones e instrumentación Durante los 70 & # 039s, el Observatorio Nacional Kitt Peak (KPNO) y el Observatorio Interamericano Cerro Tololo

104 (CTIO), ambos Centros Nacionales de Astronomía, fueron equipados con telescopios de 4 m y se volvieron completamente competitivos con los mejores observatorios universitarios y privados. El crecimiento de las instalaciones ópticas en KPNO y CTIO, la conversión del Observatorio de Sacramento Peak en un Centro Nacional, la finalización del telescopio infrarrojo (JR) de 3 m de la NASA en Mauna Kea y el inicio de extensos programas de investigadores invitados. en los observatorios de rayos X de Copérnico, IUE y Einstein han abierto oportunidades de observación a muchos más científicos que nunca. Algunos observatorios privados y universitarios, que emplean personal privilegiado que trabaja con los telescopios más grandes del mundo, ya no dominan la astronomía de observación. Las instalaciones del Centro Nacional, ubicadas en sitios excelentes y disponibles para todos los astrónomos, están desempeñando hoy un papel cada vez más importante en la promoción de nuestro conocimiento del Universo. A pesar del crecimiento de las instalaciones terrestres y las mejoras en la instrumentación, los requisitos de los programas de observación para apoyar el esfuerzo espacial expandido, en combinación con los programas terrestres tradicionales, están imponiendo ahora demandas tan pesadas a las instalaciones del Centro Nacional que la asignación racional del tiempo del telescopio es casi imposible. Por lo general, la elección se encuentra entre varios programas de mérito comparativamente alto. En un esfuerzo por programar tantos programas como sea posible, los comités de asignación suelen dedicar muy poco tiempo de observación a las propuestas valiosas. Un resultado claro de la presión por el tiempo del telescopio es un marcado cambio en el estilo de la astronomía observacional, alejándose del investigador solitario que trabaja en el telescopio noche tras noche, y hacia el equipo de astrónomos que intenta realizar una única observación fundamental. Ambos estilos pueden producir resultados sobresalientes: el trabajo clásico que llevó al concepto de poblaciones estelares requirió los apagones durante la guerra de Los Ángeles y muchas noches en el monte de 2,5 m. Wilson, mientras que el descubrimiento de pulsos ópticos del púlsar de la nebulosa del Cangrejo solo necesitó unas pocas horas en un telescopio pequeño. Cuando, bajo presión astropolítica, los comités de asignación de tiempo asignan muy poco tiempo a un proyecto valioso, a veces sucede que incluso el tiempo asignado se pierde si el proyecto no se completa. Claramente necesitamos más telescopios, junto con formas aún más eficientes de manejar la creciente demanda de tiempo de telescopio. Durante la década de 1970 y # 039 se produjo un crecimiento muy rápido en las técnicas y capacidades instrumentales. Se desarrollaron espectrómetros altamente sensi-

105 operación. La mejora en el rendimiento de estos dispositivos con respecto a las técnicas más antiguas es impresionante. A principios de la última década, el espectrofotómetro más avanzado que existía era el instrumento de 32 canales utilizado en el telescopio Hale de 5 m. Los espectrofotómetros modernos proporcionan un aumento de casi cien veces en el número de píxeles disponibles y, con el despliegue de detectores de DQO y sistemas ópticos simples, han logrado un aumento de más de diez veces en la sensibilidad por píxel sobre el estado de la técnica en 1970. Nuestra capacidad actual para obtener espectrofotometría precisa de fuentes solo ligeramente más brillantes que el cielo nocturno es un logro importante en el diseño y fabricación de instrumentos. Sin esta ganancia, no sería posible realizar un seguimiento de las observaciones en longitudes de onda de radio, ultravioleta (W) y rayos X con el trabajo óptico requerido. Estos logros en longitudes de onda ópticas se complementan totalmente con mejoras en los detectores e instrumentos de infrarrojos. El interés militar en los sistemas IR ha llevado a avances muy rápidos en la tecnología de detectores en toda la región IR, particularmente los detectores InSb para su uso en la región de 1 a 5 pm, que han logrado mejoras de órdenes de magnitud con respecto a los dispositivos disponibles en principios de la década de 1970 y # 039. Los requisitos para un sitio de observación IR de alta calidad son diferentes de los de los observatorios ópticos en que la cantidad de vapor de agua es un factor crucial. Por lo tanto, la adición de telescopios en lugares a gran altitud también ha sido importante para el progreso de la astronomía infrarroja terrestre. De manera similar, los requisitos de diseño para un telescopio IR optimizado difieren de los de un telescopio óptico convencional, ya que el fondo térmico debe minimizarse; solo en la última década los grandes telescopios optimizados para IR han entrado en funcionamiento. En todo el espectro de infrarrojos, la absorción atmosférica es problemática, y es solo dentro de la región de 1 a 30 pm donde existen las aves atmosféricas que permiten mediciones de alta calidad desde el suelo. Con el desarrollo de observatorios de infrarrojos que operan en lo alto de la atmósfera de la Tierra (por ejemplo, globos, el Observatorio Aerotransportado de Kuiper) o por encima de ella por completo, se están comenzando a realizar todos los beneficios de la astronomía de infrarrojos. La región IR también obtiene ventajas de su ubicación de longitud de onda intermedia entre la radio (donde se utilizan detectores de ondas) y las regiones de longitud de onda óptica (donde prevalece el recuento de fotones). Esto ha permitido que se desarrollen tecnologías híbridas, como la interferencia espacial - -

106 metros, espectrómetros de transformada de Fourier y espectrómetros heterodinos. Estos instrumentos a menudo permiten obtener una resolución espacial o espectral que excede lo que es posible para las fuentes estelares en otras longitudes de onda. Además, los detectores de infrarrojos bidimensionales parecen estar justo en el horizonte. Debido a que la visión atmosférica es mejor en IR que en longitudes de onda ópticas, las imágenes bidimensionales en la región IR con un telescopio grande deberían mostrar más detalles que las fotografías comparables en la región óptica. Los principales desarrollos instrumentales en astronomía solar incluyen la construcción de telescopios solares de vacío de alta resolución angular en buenos sitios y la construcción de espectrógrafos con una resolución de velocidad del orden de 1 m / seg. Juntos, estos instrumentos producen detalles sin precedentes de la distribución espacial de los campos de velocidad en la atmósfera solar. Las observaciones con magnetómetros de alta resolución espacial en la última década han revolucionado por completo nuestros conceptos del campo magnético solar. Ahora sabemos que prácticamente todos los campos magnéticos del Sol ocurren en regiones de alta intensidad de campo (unos 1500 gauss). Los pequeños campos generales observados anteriormente pueden explicarse en términos del factor de relleno muy pequeño de estos campos intensos. Los astrónomos astrométricos lograron un gran avance en la última década con el uso de emulsiones de grano más fino y análisis de imágenes sofisticados, que produjeron un aumento de diez veces en la precisión con la que los parámetros astrométricos se pueden determinar fotográficamente. Desde el desarrollo de la placa fotográfica, la magnitud del error de paralaje externo típico se ha reducido de 0.02 segundos de arco a 0.002 segundos de arco. Este avance ha hecho posible la determinación de paralaje, y por tanto de luminosidad, para muchas estrellas enanas y degeneradas débiles. Se han obtenido paralaxos y luminosidades confiables para las estrellas en la secuencia principal media y superior, y se están detectando binarias astrométricas con mayor frecuencia. La interferometría moteada es un campo emergente y ya ha aumentado considerablemente la precisión con la que se puede medir la separación de binarios cercanos. Junto con los paralaje mejorados, ahora es posible obtener un conocimiento mucho mejor de las masas estelares y, por lo tanto, una determinación más precisa de la ley de masa-luminosidad, con implicaciones para la teoría de la evolución estelar. Los interferómetros de intensidad nos han proporcionado nuestras primeras estimaciones fiables de los diámetros de las estrellas azules cercanas. Las técnicas modernas también han permitido el establecimiento de

107 posiciones fundamentales con respecto a objetos extragalácticos y la posterior corrección del sistema de coordenadas ópticas al sistema de radio muy preciso. La astronomía desde el espacio alcanzó la mayoría de edad en la década de 1970 y # 039. El funcionamiento de satélites estables y sofisticados sensibles a la radiación en todo el espectro electromagnético proporcionó a toda la comunidad astronómica, a través de extensos programas de investigadores invitados, la capacidad de obtener observaciones en una amplia gama de longitudes de onda. Copernicus, IUE y la serie Orbiting Solar Observatory (OSO) han abierto ventanas de longitud de onda que alguna vez fueron vistas solo en breves destellos de cohetes sonoros. Junto con los satélites de rayos X, estos instrumentos han cambiado profundamente nuestra visión del medio interestelar, la física de los objetos colapsados, la interacción de los plasmas con los campos magnéticos y la interrelación de las galaxias con el medio intergaláctico. Mesas nuevas instalaciones han exigido mucho los telescopios terrestres utilizados para hacer un seguimiento y ampliar las observaciones espaciales. Las instalaciones espaciales proyectadas para la década de 1980 y # 039 solo aumentarán la demanda de espectroscopía e imágenes ópticas e infrarrojas terrestres. seguimiento ampliado y observación sinóptica. B. Programas científicos 1. Astronomía galáctica La Vía Láctea es un sistema muy complejo cuya estructura ha resultado de los efectos acumulativos de procesos físicos que ocurren en subcomponentes interrelacionados, por ejemplo, estrellas, nubes interestelares, cúmulos globulares y supernovas. Debido a esta diversidad y complejidad, nuestra Galaxia sigue siendo la principal fuente de información sobre propiedades galácticas fundamentales en general, como la función de luminosidad estelar o las condiciones que hacen que las nubes interestelares formen estrellas. La década de 1970 fue testigo de una serie impresionante de éxitos científicos, que abarcaron desde la interpretación de la evolución termonuclear de las estrellas hasta el descubrimiento de estrellas de neutrones predichas teóricamente e incluso objetos que son buenos candidatos para los agujeros negros. La astronomía galáctica se ha beneficiado del progreso normal de un área de investigación vigorosa y, como el resto de la astronomía, ha recibido un impulso importante desde la apertura de regiones espectrales electromagnéticas previamente inaccesibles a las observaciones astronómicas de rutina.

108 Leones. Este ha sido un factor primordial en el establecimiento de W y gran parte de la astronomía IR como ramas principales del esfuerzo de investigación galáctica. Simultáneamente, el desarrollo de rayos X, rayos gamma y técnicas de observación de radio más sofisticadas, además de las mejoras en la instrumentación en la región óptica tradicional, han revitalizado áreas de los estudios galácticos clásicos. Por último, los principales impactos en el esfuerzo de observación se han producido como resultado de nuevos conocimientos teóricos. Debido a la gran amplitud de lo que consideramos astronomía galáctica, no es factible proporcionar una revisión completa del campo. En su lugar, incluimos una muestra representativa de programas de investigación. una. Las detecciones de cohetes de sondeo medio interestelar de H2 y CO interestelar fueron seguidas por mediciones mucho más detalladas con el satélite Copernicus, que también realizó las primeras observaciones de muchas otras líneas de absorción interestelar, como las de D, HO y O VI. Un análisis más detallado de las observaciones del Observatorio Astronómico Orbital-2 (OAO-2), y de las nuevas observaciones de OAO-3, mostró que la distribución del hidrógeno atómico en la región local de la Galaxia es muy heterogénea, con regiones de muy baja densidad. en la vecindad solar extendiéndose a grandes distancias en ciertas direcciones. Esto también fue corroborado por un experimento realizado en la misión Apollo-Soyuz de 1975, que hizo la primera detección de estrellas calientes en el rango de longitud de onda ultravioleta extrema (por debajo de 912 A). Las observaciones de OAO-2 y Copernicus de la extinción del polvo interestelar investigaron las propiedades de absorción del polvo en la región W y su variación en diferentes regiones del espacio. La fotometría e imágenes de W lejano de nebulosas de reflexión de polvo y la radiación de fondo galáctica difusa revelaron que el polvo interestelar es altamente eficiente para dispersar la luz de las estrellas W. La detección de O VI como un componente ubicuo del espacio interestelar inició una revolución teórica: los modelos antiguos dieron paso a los nuevos. Ahora creemos que la mayor parte del espacio interestelar está lleno de gas de un millón de grados en lugar de gas frío a una temperatura inferior a 104 K. Ahora se cree que los vientos estelares y las supernovas proporcionan una fuente importante de energía que afecta prácticamente a todo el gas, no solo al de la vecindad de estos objetos. El estudio de las etapas de ionización dominantes de los primeros 30 elementos confirmó la noción de que algunos elementos pesados, en promedio, se agotan en el espacio, probablemente al estar ligados a granos de polvo. La gama de agotamientos es, cómo-

109 siempre, muy grande (hasta 103) de una región a otra y de una nube a otra.La teoría de la destrucción de granos en ondas de choque explica plausiblemente este resultado, pero los estudios detallados de abundancia aún no han aislado un mecanismo único de formación de granos. m e componente principal de los granos, que probablemente sea C, N. u O., no se ha identificado empíricamente. Las teorías de la formación de moléculas se resolvieron con la detección de H2 y HD. Al menos para las nubes difusas, las reacciones de intercambio de carga entre iones y moléculas pueden explicar la mayoría de las observaciones, a diferencia de la formación en los granos de polvo. Se confirmó que la formación de H2 en sí misma ocurre en los granos, la teoría general está de acuerdo con las observaciones de la relación de H2 al hidrógeno total sobre un factor de 107 Estudios de elementos ligeros (Li, B. y Be) e isótopos (por ejemplo, D) ayudó a confirmar ideas más antiguas sobre el origen de estos elementos, que se destruyen a medida que el gas se procesa a través de las estrellas. La cantidad inesperadamente grande de D sugiere que su origen es primitivo y que la densidad de la explosión en la que se creó D fue bastante baja, lo que sugiere un Universo abierto si las edades estándar y las teorías simples del Universo son correctas. Los datos sobre interestelar B. Be y Li son consistentes con su formación in situ por reacciones entre átomos de C, N. y O y. . rayos cósmicos. Cerca del final de la década, las observaciones de resolución muy hinh utilizando técnicas de Michelson permitieron la detección de estructuras hiperfinas en Na I. m es un resultado buscado durante mucho tiempo que implica que los movimientos internos en unas pocas nubes son mucho más térmicos de lo que habían sido. previamente pensado. Junto con los nuevos modelos globales del medio interestelar, este resultado sugiere que las nubes interestelares son un complejo de regiones frías, inactivas y superficies en expansión y evaporación, impactadas desde todas las direcciones por ondas de choque, a veces con velocidades bastante altas. Se han hecho observaciones directas de los componentes estelares, de gas ionizado, de polvo y probablemente de los componentes no térmicos de la región del centro galáctico. Dentro de una estructura compleja con tamaños de escala de menos de 1 parsec, existen intrincados movimientos rotacionales y aleatorios de hasta 300 km / seg. Se ha interpretado que estos datos proporcionan indicaciones de una formación estelar continua y quizás incluso de la presencia de un agujero negro masivo. Las densas nubes interestelares dentro de las cuales ocurre la formación estelar envuelven el proceso de nacimiento estelar en la región espectral óptica pero no en el IR. Gran molecu-

110 lar nubes se detectan como fuentes térmicas luminosas de baja temperatura, pero el proceso de producción de energía sigue siendo incierto. En etapas posteriores, se encuentra que las protoestrellas emiten cantidades copiosas de radiación IR, pero aún falta un conocimiento detallado de la estructura y evolución de la protoestrella. El descubrimiento de la emisión vibratoria de moléculas de hidrógeno a una temperatura superior a 1000 K, cerca del núcleo de la Nube Molecular de Orión, proporciona evidencia de que los fenómenos dinámicos energéticos están asociados con las estrellas jóvenes. Las subsiguientes observaciones IR de alta resolución espectral de CO, H2 y gas ionizado dejan pocas dudas de que un frente de choque se está moviendo desde una fuente central con una velocidad de 30 a 50 km / ver y tiene un radio de aproximadamente 1017 cm. Las observaciones milimétricas de una amplia emisión de CO también indican una salida de la energía total involucrada se ha estimado en más de 1047 ergios. Por lo tanto, dentro de la nube molecular se está produciendo un proceso evolutivo en una escala de tiempo de aproximadamente 1000-3000 años. La observación de eventos dinámicos asociados con estrellas jóvenes es un área de investigación emocionante en la que ahora son posibles avances rápidos. Las observaciones futuras que aprovechen al máximo las nuevas técnicas pueden producir observaciones de colapso protoestelar, que a pesar de mucho esfuerzo aún no se ha observado. - Esta es también un área importante de investigación, particularmente necesaria para la comparación con las teorías de la formación de estrellas, que requieren más orientación observacional. Ahora se están adquiriendo más y mejores datos para la distribución de elementos en las regiones H II que muestran que la Vía Láctea, al igual que otras galaxias espirales, es probable que tenga un gradiente radial en la abundancia de elementos comunes como C, NO y S. Las observaciones de nebulosas planetarias sugieren una tendencia similar, lo que indica que el grado en que la materia se ha procesado dentro de la Galaxia ha variado sistemáticamente con la posición a lo largo de gran parte de la historia de la Galaxia. El origen del gradiente de abundancia no se comprende completamente, pero podría resultar del procesamiento más frecuente de la materia por la formación de estrellas inducida por brazos espirales en radios más pequeños.

B. Astronomía estelar Las naves espaciales Copernicus e IUE han abierto por primera vez la región espectral W a las poderosas técnicas de la espectroscopia de alta resolución. Como resultado de extensos estudios realizados por estas naves espaciales, ahora nos damos cuenta de que los vientos estelares son un fenómeno omnipresente entre

111 estrellas y que las tasas de pérdida de masa varían hasta 109 veces la del Sol. Ahora parece que las altas tasas de pérdida de masa son comunes entre las estrellas muy evolucionadas, así como entre las jóvenes muy luminosas. El reciente descubrimiento de grandes tasas de pérdida de masa, como se infiere de las líneas de resonancia W con perfiles de emisión de tipo P Cygni, tiene importantes implicaciones para la evolución de estas estrellas, para la dinámica de su entorno interestelar y para la dispersión a lo largo de la región. Galaxia de elementos químicos producidos en estrellas. La búsqueda por comprender los mecanismos de aceleración y las consecuencias de estos fuertes vientos estelares se ha convertido en una de las áreas más activas y emocionantes de la astrofísica. Se han descubierto conchas circunestelares, fuertes emisores de infrarrojos en la región de 2 a 20 pm, tanto en tipos estelares jóvenes como viejos. Los estudios espaciales y espectroscópicos detallados de estas envolturas proporcionan mucha información adicional sobre la evolución de las estrellas y sobre su interacción con el medio interestelar. Los espectros ultravioleta de Copernicus e IUE, las observaciones de rayos X de los satélites del Observatorio Astronómico de Alta Energía (HEAD) y los estudios ópticos terrestres han demostrado que los fenómenos que antes se estudiaban principalmente en el Sol, como las cromosferas, las coronas y las llamaradas. , ocurren también en una gama muy amplia de estrellas. Las cromosferas, por ejemplo, se encuentran esencialmente en todas las estrellas más frías que el tipo F temprano, pero las velocidades de calentamiento cromosférico varían en varios órdenes de magnitud para las estrellas del mismo tipo. Las observaciones de los observatorios satelitales Einstein e IUE han demostrado que esencialmente todas las estrellas, con la probable excepción de las gigantes frías y las supergigantes, tienen coronas calientes. La dispersión de aproximadamente 3 órdenes de magnitud en los flujos superficiales de rayos X en cada tipo espectral y la existencia de coronas en las estrellas OB elimina claramente la idea arraigada de que las coronas se calientan mediante ondas acústicas generadas conectivamente. En cambio, ahora se considera probable el calentamiento por campos magnéticos turbulentos remanentes o generados por dinamo, ya sea a través de procesos de ondas magnetohidrodinámicas o de aniquilación del campo. Actualmente se está realizando un importante esfuerzo teórico para comprender estos procesos de calentamiento, guiado por estudios en profundidad de la corona solar resuelta espacialmente. Además, las erupciones con energías de hasta 5 órdenes de magnitud superiores a las de las grandes erupciones solares se están estudiando ahora en sistemas binarios cercanos de tipo dMe y RS CVn. Estos fenómenos revelan el papel omnipresente que juegan los campos magnéticos en las atmósferas exteriores de las estrellas, como se conocía anteriormente para el Sol. También señalan la necesidad crítica de medir

112 campos magnéticos directamente en muchas estrellas, lo que ahora es factible, y para medir con precisión las tasas de rotación estelar de las que dependen los procesos de dínamo. Ahora se reconoce el papel principal de los granos de polvo en las atmósferas exteriores de las estrellas, y las condiciones que favorecen la formación de polvo se están deduciendo de las propiedades de emisión térmica de las capas de polvo. El polvo es una parte integral de una amplia gama de entornos circunestelares, que incluyen, por ejemplo, gigantes y supergigantes frías, novas y estrellas Wolf-Rayet. En la mayoría de los casos, el polvo parece haberse formado en una salida de masa y, por lo tanto, las características infrarrojas pueden proporcionar información sobre la pérdida de masa estelar. La composición química del polvo en las conchas estelares de circo se ha revelado en parte a través del descubrimiento de la característica de emisión de silicato IR. Además, hay sugerencias de que el polvo de algunas estrellas, como las novas, puede estar presente principalmente en forma de grafito. Curiosamente, las propiedades de emisión de silicatos del polvo incrustado en los cometas han demostrado ser similares a las del polvo formado en los vientos de las estrellas moribundas. La espectroscopia de alta dispersión de estrellas más débiles ha resultado de la implementación de mejores detectores en espectrógrafos de coude existentes y la construcción de escalones para su uso en el foco de Cassegrain. Una variedad de estrellas pobres en metales ha sido objeto de estudios detallados de abundancia. m ha descubierto patrones en proporciones de abundancia en función de la metalicidad general, que puede relacionarse con los orígenes de los elementos pesados ​​en la galaxia temprana a través de la teoría de la nucleosíntesis estelar. Los cúmulos globulares son de valor esencial para el estudio de la astronomía galáctica debido a la relativa simplicidad de su estructura y dinámica, el carácter extremo de su población estelar y la información que proporcionan sobre la evolución dinámica y química de la galaxia. Ahora parece que hay variaciones significativas de edad y composición química entre los cúmulos globulares. Estos resultados jugarán un papel importante en los esfuerzos futuros para reconstruir la evolución de la Galaxia. Ya bastan para mostrar que el postulado de un colapso rápido inicial del halo representa una simplificación excesiva de los procesos que deben haber ocurrido durante la formación de la Galaxia. El descubrimiento durante la década de 1970 y # 039 de fuentes de rayos X en cúmulos globulares es especialmente emocionante debido a la posibilidad de que su presencia indique la existencia de objetos masivos (como agujeros negros) en los núcleos de los cúmulos. Al menos, estas fuentes de rayos X

113 debe ser representativo de las últimas etapas de la evolución estelar. Ahora se reconocen nuevas clases de estrellas sobre la base de sus propiedades IR, algunas de las cuales son aspectos nuevos de tipos de objetos bien conocidos. Para muchas estrellas transitorias, como Eta Carinae, el flujo óptico no necesariamente indica la verdadera luminosidad, ya que una gran fracción se convierte a menudo en radiación IR por el polvo circunestelar. Otros ejemplos de objetos inusuales incluyen los emisores de IR de disco, como CRL 2688, y las clases de estrellas que están completamente oscurecidas en el rango óptico, probablemente el resultado de una capa de polvo ópticamente gruesa. Se han realizado grandes avances en la última década en la observación y comprensión teórica de las últimas etapas de la evolución estelar y en la comprensión detallada de los objetos colapsados. El estudio de contrapartes de fuentes de rayos X con espectroscopía óptica terrestre y el satélite IUE ha revelado muchos sistemas binarios cercanos, que a menudo incluyen objetos compactos, campos magnéticos elevados, discos de acreción, corrientes de gas y emisión de rayos. Se han logrado mejoras significativas en nuestra comprensión teórica en los problemas relacionados de la ecuación de estado a densidades muy altas, la teoría de los agujeros negros, las causas de los estallidos de novas, la elucidación de las fases de la evolución estelar de combustión de helio y la teoría de la pulsación estelar. Mi prueba de la existencia de estrellas de neutrones es uno de los principales avances astrofísicos de la década de 1970 y # 039. Estos objetos tienen masas comparables a las del Sol, pero con densidades medias más de 1014 veces superiores a las de la materia normal. Las observaciones espectrales de rayos X duros implican que los campos magnéticos asociados con las estrellas de neutrones pueden ser tan altos como 1012 gauss. Las primeras estrellas de neutrones se descubrieron como púlsares de radio, uno de los cuales se ha demostrado que está en un sistema binario. Cuatro, incluidos los púlsares Cangrejo y Vela, se detectaron posteriormente a energías de rayos gamma. Se descubrió un segundo grupo de estrellas de neutrones como fuentes de rayos X pulsantes. Todos estos parecen ser miembros de sistemas binarios cercanos, en los que la emisión de rayos X parece ser una de una estrella de neutrones magnéticos. De todas estas notables propiedades se desprende que las estrellas de neutrones ofrecen un campo de pruebas único para nuestra comprensión de las leyes físicas fundamentales de la naturaleza. También ha habido un progreso sustancial en la comprensión- consecuencia de la transferencia de masa

Las variables cataclísmicas y sistemas similares durante los últimos años, y muchas preguntas que involucran estos sistemas ahora parecen estar en el umbral de la resolución. Allí

114 es cada vez más evidente que los estallidos de novas son explosiones termonucleares, mientras que los estallidos de novas enanas parecen ser el resultado de reacciones nucleares causadas por eventos de acreción. Otros estudios teóricos combinados con fotometría W y mediciones de abundancia elemental podrían establecer firmemente estos modelos en los próximos años. 2. Astronomía extragaláctica a. Galaxias y cúmulos de galaxias La finalización de varios telescopios de 4 m, junto con los principales avances en la tecnología de detectores durante la última década, han llevado a una revolución virtual en nuestro análisis de la distribución de masa a gran escala en el Universo, que ha evidencia reforzada a favor de un componente no luminoso dominante de la materia cósmica. Las observaciones sugieren que las distribuciones de masa total de las galaxias espirales ordinarias se extienden mucho más allá de los discos ópticamente visibles. Al menos una fracción de la materia no luminosa del Universo reside en las regiones exteriores de las propias galaxias individuales. Las búsquedas ópticas de esta materia no han sido concluyentes, solo confirmando que su luminosidad por unidad de masa es mucho menor que la de la materia estelar convencional. Un avance notable es el descubrimiento reciente de que la curva de rotación de prácticamente todas las galaxias espirales permanece plana hasta el límite de emisión detectable. No hay galaxias que exhiban velocidades estelares decrecientes a grandes distancias nucleares, como se esperaría de los objetos condensados ​​centralmente. Este resultado implica que una masa significativa se encuentra a grandes distancias nucleares, por lo que el tamaño total y la masa de las galaxias espirales son mucho mayores de lo que se pensaba anteriormente. Debido a que la mayor parte del material en la región exterior no se ve, las propiedades físicas del material son en gran parte desconocidas. Se puede descartar la posibilidad de que la masa no observada sea gas, pero todavía no hay evidencia de un gran número de enanas M débiles en el halo. Deben superarse los desafiantes problemas dinámicos antes de que se comprenda la naturaleza perturbada de las partes externas del disco galáctico. Muchas galaxias externas muestran la misma estructura externa no plana. Aunque la dinámica de los encuentros galácticos puede explicar algunas deformaciones, también se observan en galaxias aisladas sin un compañero obvio. Los problemas de mantener la deformación contra los efectos dispersivos son particularmente desconcertantes para los teóricos.

115 Las moléculas CO y HCN se descubrieron por primera vez en galaxias externas durante la década de 1970 & # 039. En la Vía Láctea, los estudios de CO han jugado un papel importante en la determinación de los sitios de formación estelar activa. Los mapas de CO de alta resolución de galaxias de una amplia variedad de tipos de Hubble podrían proporcionar una prueba convincente de las teorías de formación de estrellas en otros tipos de galaxias. En las próximas décadas, la década de 1970 y # 039 será recordada como un período en el que se vislumbró por primera vez toda la complejidad de la evolución de las galaxias. que las galaxias, incluso después de su formación, no son los universos insulares aislados que imaginó Hubble. Por el contrario, las galaxias interactúan entre sí y con su entorno de forma compleja. Algunas formas extrañas de galaxias ahora se entienden como dos galaxias en colisión, o galaxias que se distorsionan como mareas entre sí. Dentro de los cúmulos, las galaxias centrales masivas pueden crecer mediante fusiones o a expensas de las estrellas halo en vecinos menos masivos. Los tamaños de los grandes conglomerados y la extensión de los huecos entre los conglomerados son más grandes de lo que muchos hubieran imaginado en 1970. Ahora hay una comprensión b. Quásares El enigma de larga data sobre la naturaleza de los desplazamientos hacia el rojo de los objetos cuasi-estelares está ahora cerca de la solución. Se han encontrado grupos de galaxias alrededor de varios quásares de bajo desplazamiento al rojo. Estos QSO & # 039 tienen el mismo desplazamiento al rojo que las galaxias circundantes. Además, algunos objetos que se cree que están estrechamente relacionados con los cuásares parecen ser núcleos de galaxias, nuevamente con el mismo corrimiento hacia el rojo que la galaxia. Estos descubrimientos apoyan la hipótesis de que los desplazamientos hacia el rojo de al menos algunos cuásares son cosmoológicos. Parece probable que los quásares estén realmente muy distantes, con luminosidades enormemente altas. Las variaciones de brillo en escalas de tiempo cortas indican que la fuente de energía central es extremadamente pequeña, comparable en tamaño con nuestro propio sistema solar. Los estudios de quásares seleccionados ópticamente y de radio muestran que los cuásares eran mucho más numerosos y posiblemente más luminosos en el pasado. Sin embargo, se produce una disminución en los cuásares detectados con un desplazamiento hacia el rojo de 3,5. Los límites impuestos a los cuásares distantes por el fondo de rayos X sugieren que esta aparente disminución en los números es real y que el aumento en los números de los cuásares no continúa más allá de z = 3. Estudios muy recientes han sugerido que las misteriosas líneas de absorción de los cuásares tienen múltiples orígenes. Algunos surgen evidentemente en el quásar, algunos en una galaxia circundante,

116 algunas en galaxias intermedias y otras quizás en nubes intergalácticas. Por lo tanto, estas nubes proporcionan una sonda única de densidades y abundancias de gases en una amplia variedad de condiciones y con grandes desplazamientos hacia el rojo. Es posible estudiar desde el suelo los espectros de los cuásares de alto desplazamiento al rojo por debajo del límite de Lyman en 912 L.Durante la década de 1970 y # 039, fue posible realizar estudios similares de las galaxias ordinarias y peculiares mucho más cercanas y las -cuásares de desplazamiento. Primero mediante OAO-B, y luego con más detalle usando IUE, se ha encontrado que entre 1200 y 2000

el espectro de las galaxias ordinarias está dominado por espectros de estrellas calientes. Estas estrellas dan pistas sobre la historia evolutiva de las galaxias. Las observaciones de cohetes e IUE de las galaxias Seyfert han demostrado que las líneas de emisión en la región W tienen intensidades muy diferentes a las predichas por teorías simples. Las observaciones de IUE apoyan la idea de que, en algunos de estos objetos, el polvo interestelar juega un papel importante. En otros Seyferts, al igual que en los quásares, hay poca o ninguna evidencia de polvo a pesar de que las intensidades de las líneas son peculiares. Las observaciones de IUE del cuásar 3C273 de desplazamiento al rojo bajo muestran que las líneas de absorción están ausentes, lo que respalda la opinión de que la mayoría de las líneas de absorción que se ven en los cuásares de desplazamiento al rojo grandes son producidas por galaxias intermedias y nubes de gas. Entre los muchos modelos posibles para cuásares y núcleos galácticos activos, la acumulación de material en agujeros negros con masas entre 106 y 101 ° de masas solares parece ahora ser la más probable. Independientemente de si este modelo específico finalmente resulta ser correcto, sin embargo, ha surgido una conclusión más importante. A pesar de las enormes energías implicadas en algunos de los estallidos observados en los cuásares y las galaxias activas, no hay una razón teórica sólida para dudar de la naturaleza cosmológica de los desplazamientos hacia el rojo observados o para creer que se requiere una "nueva física" para comprender estos objetos.Aún así, el misterio que plantea su energía es uno de los más desafiantes de la astronomía contemporánea. C. Cosmología La investigación reciente en cosmología ha estado dominada por el impacto del descubrimiento de la radiación de fondo de microondas cósmica en 1965. La mayoría de los astrónomos aceptan esta radiación de 3 K como una reliquia de la bola de fuego primigenia creada en el Big Bang. Durante la década de 1970 y # 039, la naturaleza de cuerpo negro de la radiación de microondas se verificó generalmente,

117 aunque tentadoramente pequeñas desviaciones de una curva de cuerpo negro pueden haberse detectado tanto en longitudes de onda largas como cortas. Estas salidas son importantes porque trazan la historia térmica temprana detallada del Universo. Aparentemente se detectó una anisotropía en el fondo debido al movimiento de la Tierra, y la cantidad fue sorprendentemente grande, cerca de 600 km / seg. Esto implica que la presencia del supercúmulo de Virgo es suficiente para frenar la expansión en las proximidades de la Galaxia. Con respecto a la radiación de fondo, la galaxia y el grupo local tienen una velocidad de unos 400 km / mar hacia el centro del supercúmulo de Virgo. La anisotropía a pequeña escala de la radiación de fondo es menor de 10 4 en una escala angular de 10 minutos de arco. La magnitud de la constante de Hubble Ho, que mide la tasa actual de expansión del Universo, sigue siendo una fuente de controversia, y el valor aceptado actualmente es probablemente incierto por un factor de 2. El valor asignado a Hb afecta la luminosidad asumida También establece un límite superior para la edad del Universo y las escalas de tiempo de agrupamiento de las galaxias. Esperamos que los procedimientos clásicos y las técnicas novedosas que se utilizan para evaluar Ho a partir de observaciones cosmológicas conduzcan a un valor único de alta precisión. Las pruebas cosmológicas clásicas se han llevado a un mayor tiempo retrospectivo; la relación de magnitud de desplazamiento hacia el rojo para las galaxias ahora se extiende a los desplazamientos de unidad hacia el rojo. Sin embargo, nuestra creciente comprensión de la evolución de las galaxias deja en claro que tales pruebas son más sensibles a la evolución de las galaxias que a la estructura a gran escala del Universo. Cerca del final de la década se encontró que existe una fuerte correlación entre la intensidad del continuo de los espectros de QSO y la fuerza de la línea C IV. Esto promete proporcionar una técnica para calibrar la luminosidad intrínseca de los quásares. La combinación de observaciones terrestres de cuásares de alto desplazamiento al rojo con observaciones espaciales de cuásares de bajo desplazamiento al rojo podría, en principio, producir un valor firme para el parámetro de desaceleración go. Sin embargo, debido a que no se comprende la causa subyacente de la correlación, es posible que los efectos evolutivos puedan resultar en una distorsión importante del diagrama de Hubble y sesgar el valor derivado de go. Por tanto, todavía no podemos afirmar si el Universo está abierto o cerrado.

118 3. Astronomía solar Campos magnéticos solares Las primeras investigaciones de Hale sobre los campos magnéticos solares distinguían entre campos magnéticos fuertes relacionados con las manchas solares y un campo magnético general débil del orden de 1 gauss de fuerza. Durante la última década, los magnetogramas de alta resolución y las sofisticadas técnicas de observación han revolucionado nuestro concepto de la estructura del campo magnético solar. Ahora creemos que prácticamente todos los campos magnéticos solares ocurren en regiones de intensidad de campo muy alta (1500 gauss). El campo magnético general de 1 gauss observado por Hale fue el resultado del pequeño factor de llenado de los elementos magnéticos de campo alto. Se desconoce el tamaño real de estos elementos magnéticos, ya que son demasiado pequeños para que los resuelvan incluso los mejores magnetogramas terrestres. Se están realizando intentos teóricos para explicar el origen y la estabilidad de estos tubos de flujo magnético. El estudio de los campos magnéticos del vector solar, resueltos espacialmente y con una sensibilidad sin precedentes, será un objetivo primordial del SOT en el Transbordador Espacial, que está diseñado para lograr una resolución espacial de 0,1 segundos de arco. B. Agujeros coronales y viento solar l Uno de los descubrimientos más destacados de la física solar durante la última década fue el reconocimiento de que las denominadas regiones solares M responsables de las tormentas geomagnéticas no coinciden con regiones de actividad solar sino, al contrario, con regiones extremadamente inactivas en el Sol. Mientras que los campos magnéticos en las regiones solares activas de alto flujo magnético están `` cerrados '', los campos en las regiones solares polares de bajo flujo magnético y en algunas otras regiones no activas del Sol están abiertos, extendiéndose hacia afuera desde el Sol hacia el Tierra y los otros planetas. Por razones que aún no se comprenden completamente, el componente de alta velocidad del viento solar (que se expande a aproximadamente 1000 km / ver) se origina en estas regiones abiertas de campo magnético en la corona solar, lo que da como resultado un plasma coronal de menor densidad y una fácil visibilidad de estos. los denominados "agujeros coronales" como regiones oscuras en las imágenes de rayos X solares. Dado que los agujeros coronales no comparten la rotación diferencial con la latitud solar vista en la fotosfera solar, sino que parecen girar sólidamente, se cree que están anclados en el interior solar. El balance de energía en los agujeros coronales difiere fundamentalmente del de las regiones activas, ya que la expansión del viento coronal es el mecanismo de enfriamiento dominante en los agujeros, mientras que las pérdidas radiativas y la conducción térmica dominan para las regiones activas. El omnipresente


Técnicas teóricas, experimentales y numéricas

1.2 ONDAS DE CHOQUE: DEFINICIÓN Y ALCANCE

Las ondas de choque 2 son ondas mecánicas de amplitudes finitas y surgen cuando la materia se somete a una rápida compresión. En comparación con las ondas acústicas, que son ondas de amplitudes muy pequeñas, casi infinitesimales, las ondas de choque se pueden caracterizar por cuatro propiedades inusuales: (i) una velocidad de propagación supersónica dependiente de la presión (ii) la formación de un frente de onda empinado con abrupto cambio de todas las cantidades termodinámicas (iii) para ondas de choque no planas, una fuerte disminución de la velocidad de propagación al aumentar la distancia desde el centro de origen y (iv) propiedades de superposición no lineal (reflexión e interacción).

Se han observado efectos de ondas de choque en los cuatro estados de la materia y también en medios compuestos por múltiples fases. Ahora se reconoce generalmente que las ondas de choque juegan un papel dominante en la mayoría de los fenómenos mecánicos de alta frecuencia. Las ondas de choque pueden asumir una geometría múltiple y existir en todas las proporciones, desde el régimen microscópico hasta las dimensiones cósmicas. Esto ha llevado a una avalancha de nuevos campos relacionados con las ondas de choque en física, química, ciencia de materiales, ingeniería, tecnología militar, medicina, etc. Incluso antes de la Primera Guerra Mundial, algunas disciplinas nuevas estaban en proceso de establecerse, como la supersónica. , cavitación, detonación, técnica de voladura y explosiones submarinas. En el período entre las dos guerras mundiales, estas disciplinas se ampliaron aún más a la dinámica de gases, la sismología, la combustión a alta velocidad, la física del plasma, la cinética química, la termoquímica, la aerobalística, la acústica no lineal, los flujos transónicos, etc. La mayor expansión de la física de ondas de choque ciertamente ocurrió durante y después de la Segunda Guerra Mundial, que creó nuevas disciplinas como la aerodinámica hipersónica, explosiones nucleares, detonantes, alambres explosivos, dinámica de gases enrarecidos, superaerodinámica, aerotermodinámica, dinámica de magnetofluidos, dinámica de gases cósmicos, reentrada, detonación por láser, implosiones, física de impacto, mecánica de fracturas, dinámica de materiales de alta velocidad, síntesis de choque, fusión láser, litotricia de choque y trabajo con explosivos. Debido a que la literatura está dispersa en muchas disciplinas, se ha vuelto bastante difícil incluso para el especialista obtener una revisión del estado actual de la técnica. Además, muchas investigaciones sobre ondas de choque y detonaciones se clasifican o publican como informes de empresas o institutos y no figuran en los catálogos de bibliotecas públicas.

Esta enorme variedad de disciplinas relacionadas con las ondas de choque también ha dado lugar a una gran cantidad de nuevos términos técnicos que dificultan las comunicaciones entre los científicos del choque que durante los pioneros “buenos viejos tiempos” del legendario conocimiento integral. Los aerodinámicos modernos, por ejemplo, acostumbrados a trabajar con gases y a pensar en términos de longitudes de trayectoria libres de medias, efectos de viscosidad, capas límite y de choque, vorticidad, corrientes de deslizamiento, números de Mach y Reynolds, etc. físicos que tratan las ondas de choque en términos de límite elástico Huginiot, precursor elástico, onda plástica, espalación, compresión reticular, polimorfismo de choque, etc. Sin embargo, debe recordarse que las ondas de choque, independientemente del estado de la materia del medio aplicado, tienen una raíz común y se basan en el poderoso principio mecánico de colisión (percusión, impacto), que también se ha convertido en el fundamento de campos tan eminentes de la ciencia como la física del plasma y la física de partículas.

La Cronología en la Sección 1.8, que ilumina la evolución histórica de la física de ondas de choque en términos de hitos, enfatiza la aspectos fenomenológicos. En forma tabular, especifica la afiliación y motivación del colaborador de su investigación, revela trabajos anteriores y conexiones cruzadas con estudios similares en otros lugares, y comenta los logros bajo el presente punto de vista. Este enfoque bastante enciclopédico es ciertamente arbitrario y fue influenciado por los años del autor de diagnosticar una diversidad de fenómenos de ondas de choque en todos los estados de la materia. Se espera que esta forma de presentar hitos históricos pueda ofrecer una mejor revisión que una descripción narrativa extensa para el lector históricamente interesado.

Debido a las limitaciones de espacio, la Cronología omite el comienzo de la investigación de la percusión y no comienza hasta 1759. Este fue aparentemente el año de la primera referencia publicada sobre el reflejo de las posibles propiedades de las ondas de choque, entonces consideradas por Euler como ondas con “perturbaciones”. de gran tamaño ". La Cronología termina en 1945 debido a la magnitud de la investigación relacionada con las ondas de choque que se ha llevado a cabo desde entonces. En los siguientes capítulos de este Manual se hace referencia principalmente a trabajos publicados después de 1945, y esto complementa, aunque se presenta en un estilo diferente, la Cronología. Aquellos que estén interesados ​​en una cronología más extensa la encontrarán en la monografía de Krehl & # x27s. 3


¿Hay ejemplos del efecto de las ondas de choque sobre la evolución química en el medio interestelar o el medio circunestelar? - Astronomía

Para comprender mejor los choques, comenzaremos con una revisión rápida de las ondas sonoras. En un medio fluido con una presión P, podemos definir una perturbación. Usando la ecuación de onda

vemos que la perturbación produce ondas que viajan a una velocidad c. Por la termodinámica sabemos que la velocidad del sonido está relacionada con la temperatura y la densidad.

A temperaturas y presiones terrestres, la velocidad del sonido tiende a ser una fracción de kilómetro por segundo. Sin embargo, en el espacio, las temperaturas pueden ser muy altas y las densidades muy bajas. Por tanto, una velocidad típica del sonido interestelar es del orden de 10 km / s.


Los choques comienzan a ocurrir en el límite donde no es pequeño. Si imaginamos un tubo lleno de líquido con un pistón en un extremo. A medida que el pistón se mueve hacia el líquido, el líquido comienza a comprimirse. La información sobre este aumento de presión se propaga desde el pistón a la velocidad del sonido del fluido. Si la velocidad del pistón es mayor que la velocidad del sonido, entonces la presión continúa acumulándose frente al pistón y el gradiente de presión se vuelve cada vez más pronunciado. Una buena analogía con esto es un quitanieves que empuja una masa de nieve cada vez más larga frente a él.

El borde de la joroba de presión (el amortiguador) desciende por el tubo a gran velocidad. Podemos definir el número de Mach como

En el lenguaje de la física del choque, diferentes números de mach corresponden a diferentes regímenes. Para M & lt0.3, tenemos un flujo incompresible. Este es el límite donde. 0.3 & ltM & lt0.8 se denomina subsónico. 0.8 & ltM & lt1.5 es transónico mientras que 1.5 & ltM & lt5.0 es supersónico. Cualquier cosa más alta es hipersónica.

El choque básico


Para facilitar las cosas, consideraremos los choques desde su propio marco. En esta imagen, el material no impactado se mueve desde la izquierda y se encuentra con el impacto estacionario. El conjunto de ecuaciones que relacionan las condiciones a cada lado de este choque son las ecuaciones de Rankine-Hugenoit o las condiciones de salto y se caracterizan por tres cantidades conservadas.

Estas condiciones pueden manipularse para informarnos sobre las condiciones relativas antes y después del choque.

Si asumimos que la temperatura inicial es cero, la temperatura final se puede relacionar con la velocidad por

Draine y McKee tienen una buena descripción gráfica de las condiciones cercanas a un choque.

También podemos hablar de choques isotérmicos que se diferencian de los choques adiabáticos discutidos anteriormente en que la velocidad del sonido es menor y las condiciones de salto son diferentes. Todos los choques de la vida real son un compromiso entre choques adiabáticos e isotérmicos.

  • Choque rápido / lento - más o menos como suena.
  • Choque no radiativo - La radiación que se ve en un choque depende de las poblaciones de átomos y moléculas en el medio posterior al choque. Si la temperatura es demasiado alta, estas transiciones pueden no ocurrir con gran frecuencia, por lo tanto, un choque no radiativo. Estos son ineficaces para enfriar.
  • Precursor radiativo - material de pre-choque calentado e ionizado. Este es el aumento de densidad y temperatura que se produce en el borde de ataque de un frente de choque.
  • Congelación de flujo - Las colecciones de iones de colisión de locomotoras a baja temperatura pueden transportar campos magnéticos con ellas. Este efecto acopla el campo a la masa. Relacionado con las ondas de Alfven.
  • Choque sin colisión - Cuando el camino libre medio de las partículas es más largo que el ancho del choque, se debe confiar en los efectos MHD para soportar el choque.
  • Choques incompletos / completos - Los choques jóvenes no desarrollados que no muestran los espectros esperados son Truncados o Incompletos. Se refiere al tiempo de enfriamiento.

Otro es el boom sónico que escuchamos de los aviones de alto rendimiento. Simplificadas como son, estas máquinas actúan de la misma manera que el pistón en nuestro tubo y crean un frente de choque. La forma exacta y la separación del frente de choque y las superficies de ataque de la aeronave dependen de la velocidad y las sutilezas de la forma. En el caso de choques muy fuertes, como los producidos por una nave espacial hipersónica que regresa a la Tierra, el choque puede ser tan fuerte que se produzca la ionización del aire. Este manto de ionización provoca el famoso apagón de radio que experimentan los astronautas.

En la materia condensada, pueden producirse ondas de choque durante terremotos, impactos de meteoritos, pruebas de bombas atómicas y explosiones mineras. Se cree que en las regiones donde la ley de los gases ideales REALMENTE no se aplica, los choques pasan por tres etapas. Primero está el período de fuerte impacto en el que y. El siguiente es un período de transición en el que la onda de choque esférica se convierte en una onda de sonido. Finalmente está el período de decaimiento acústico donde y. Se ha teorizado que los cráteres están relacionados con el radio en el que ocurre la transición de supersónico a subsónico.

Una aplicación interesante de los choques en una aplicación terrestre es la de los motores ramjet y aceleradores ram. En el caso de un ramjet, el motor tiene la forma de un simple tubo con un cuerpo cónico colgado en su interior. El combustible se inyecta en la corriente de aire por delante del motor. El cuerpo cónico provoca una serie de ondas de choque que comprimen y encienden el combustible. El empuje luego empuja la parte posterior del cono empujando el motor hacia adelante.

Un acelerador de ariete funciona de manera similar, excepto que es el proyectil cónico el que se mueve dentro de un tubo de combustible y oxidante. Los aceleradores de ariete son más eficientes que las pistolas de gas convencionales porque el empuje se mantiene en el proyectil en lugar de al principio del cañón. Los aceleradores de ariete actuales pueden alcanzar velocidades de salida de 4 km / s. Esta tecnología presenta un área de investigación prometedora para el lanzamiento espacial.

Además de las ondas sonoras, los fluidos magnetohidrodinámicos (MHD) son compatibles con las ondas Alfven o Magnetosónicas. Dado que el flujo magnético está fuertemente acoplado a iones pesados ​​en el gas, la situación es muy parecida a las masas en las cuerdas. Los choques MHD son similares a los choques adiabáticos examinados anteriormente, pero con la adición de un término de campo magnético y una cantidad más conservada.


También hay numerosos ejemplos de choques cósmicos. La tierra y otros planetas tienen campos magnéticos. Las partículas del viento solar (en su mayoría protones y electrones) del sol llegan a velocidades de 400 km / sy encuentran un choque MHD en el Bow Shock de la tierra, después de lo cual fluyen alrededor del campo magnético terrestre. Este fuerte flujo de partículas también causa otro impacto, el de la heliopausa donde las partículas del sol fluyen hacia el medio interestelar. El sol no produce tanto shock heliopáusico. Pero otras estrellas mucho más grandes tienen vientos más densos que producen choques mucho más sustanciales.

Un ejemplo asombroso de observación de un choque cósmico es la clase de objetos Herbig-Haro. Se cree que estos objetos son protoestelares con fuertes chorros bipolares. Los chorros están compuestos de partículas de alta velocidad que provocan ondas de choque al interactuar con el material interestelar. Este es solo un ejemplo de choques causados ​​por chorros. De hecho, los chorros vienen en todos los tamaños, desde los relativamente pequeños Objetos HH hasta los de núcleos galácticos activos (AGN) que producen chorros a escala galáctica.

Las nubes que chocan en el espacio interestelar producen choques poco espectaculares pero muy importantes, por lo general solo ligeramente supersónicos. Aún así, estos choques provocan la mezcla de materiales procesados ​​y no procesados ​​de las estrellas y sirven para calentar el material. También pueden convertirse en el catalizador que condensa las nubes antes de la formación de estrellas.

Relacionadas con las nubes en colisión están las tremendas ondas de choque resultantes de las supernovas. Después de que una estrella explota, el impacto pasa por tres fases distintas. Primero está la fase de expansión libre en la que la onda expansiva se aleja del remanente estelar a una velocidad constante de aproximadamente 5000 km / s barriendo material. Después de haber acumulado una masa de material aproximadamente igual a la masa de la eyección original (alrededor de 700 años), entra en la fase adiabática / Sedov. En esta fase, que dura otros 40.000 años, el material se enfría por expansión. El impacto comienza a disminuir a medida que y. Finalmente, la temperatura desciende lo suficiente como para permitir que una radiación de línea significativa enfríe el material impactado. Esta es la fase isotérmica y durará hasta que la velocidad del impacto caiga por debajo de la velocidad del sonido ambiental, unos cientos de miles de años o más. Durante esta fase, la temperatura permanece constante en K y.

Estas ondas de choque se hacen espectacularmente visibles para los observadores en forma de remanentes de supernova. Los SNR jóvenes se caracterizan por una capa esférica lisa de gas caliente que se expande hacia afuera. Lo que vemos es un anillo (la profundidad óptica es mayor a través de los bordes del caparazón con las líneas de visión más largas). A medida que estas conchas se expanden, enfrían y envejecen, la Inestabilidad de Wardle comienza a desempeñar un papel importante en la distorsión de la superficie lisa en protuberancias y ondulaciones. Los volúmenes de diferente densidad harán que el impacto se desacelere a diferentes velocidades y terminemos con una estructura filamentosa retorcida y anudada.Los filamentos que se ven son probablemente solo las partes del frente de choque visto de canto desde nuestra línea de visión.

Los choques agregan velocidades aleatorias y movimiento masivo al ISM. Esto contribuye en gran medida a la energía cinética y al calentamiento de la galaxia y es, por así decirlo, una especie de labranza del suelo cósmico. El material enriquecido se dispersa a partir de supernovas y moléculas de nubes. Sin este tipo de mezcla, la vida en la tierra, sin duda, nunca habría llegado.

Las ondas de choque provocan la creación y destrucción de especies químicas en el ISM. A través de los efectos de condensación de un choque débil, el material se vuelve lo suficientemente denso como para enfriarse y formar moléculas. Choques ligeramente más fuertes ionizarán ciertas especies facilitando las vías de iones neutros para la formación de moléculas. Este material más denso a mayor escala también conduce al colapso gravitacional y la formación de estrellas. Extendiendo la analogía un poco más, esta es la plantación de semillas cósmicas.

Los choques más fuertes, por supuesto, rompen las moléculas y causan ionización y radiación de fondo en todo el espectro (algunos de los cuales causarán más daño). Al rastrear la evolución química de una densa nube molecular, vemos que las condiciones actuales coinciden con las predichas para una edad de aproximadamente 100.000 años, pero no más. Si la nube se sorprende con ese período, restablecerá la evolución para que nunca veamos etapas evolutivas más antiguas. Este es el equivalente cosmológico de escardar y podar.

Por lo tanto, Cosmic Gardeners parece un título apropiado para los shocks, por antropomórfico que sea. Son parcialmente responsables de todas las etapas y escalas de desarrollo dentro del ISM.

Los argumentos de la línea de comando fueron:
latex2html shock.tex.

La traducción fue iniciada por Charles Danforth el viernes 15 de mayo a las 11:19:40 EDT de 1998


Técnicas teóricas, experimentales y numéricas

Una onda de choque es una superficie de discontinuidad que se propaga en un gas en el que la densidad y la velocidad experimentan cambios abruptos. Uno puede imaginar dos tipos de ondas de choque: choques de compresión (positivos) que se propagan en la dirección donde la densidad del gas es mínima., y ondas de enrarecimiento (negativas) que se propagan en la dirección de densidad máxima. 1

Universidad Gyözy Zemplén de Budapest 1905


Las galaxias enanas más débiles

Joshua D. Simon
Vol. 57, 2019

Resumen

Las galaxias satélite de la Vía Láctea de menor luminosidad (L) representan el límite inferior extremo de la función de luminosidad de las galaxias. Estas enanas ultra débiles son los sistemas estelares más antiguos, más dominados por la materia oscura, más pobres en metales y menos evolucionados químicamente. Lee mas

Materiales suplementarios

Figura 1: Censo de las galaxias satélite de la Vía Láctea en función del tiempo. Los objetos que se muestran aquí incluyen todas las galaxias enanas confirmadas espectroscópicamente, así como las que se sospecha son enanas basadas en l.

Figura 2: Distribución de los satélites de la Vía Láctea en magnitud absoluta () y radio de media luz. Las galaxias enanas confirmadas se muestran como círculos rellenos de azul oscuro y los objetos que se sospecha son galones enanos.

Figura 3: Dispersiones de velocidad en la línea de visión de satélites ultra débiles de la Vía Láctea en función de la magnitud absoluta. Las mediciones y las incertidumbres se muestran como puntos azules con barras de error y 90% c.

Figura 4: (a) Masas dinámicas de satélites ultra débiles de la Vía Láctea en función de la luminosidad. (b) Relaciones de masa a luz dentro del radio de media luz para satélites ultra débiles de la Vía Láctea en función.

Figura 5: Metalicidades estelares medias de los satélites de la Vía Láctea en función de la magnitud absoluta. Las galaxias enanas confirmadas se muestran como círculos rellenos de azul oscuro y los objetos que se sospecha son enanos.

Figura 6: Función de distribución de la metalicidad de las estrellas en enanas ultra débiles. Las referencias para las metalicidades que se muestran aquí se enumeran en la Tabla complementaria 1. Observamos que estos datos son bastante heterogéneos.

Figura 7: Patrones de abundancia química de estrellas en UFD. Aquí se muestran las relaciones (a) [C / Fe], (b) [Mg / Fe] y (c) [Ba / Fe] como funciones de la metalicidad, respectivamente. Las estrellas UFD se trazan como diámetros de colores.

Figura 8: Detectabilidad de sistemas estelares débiles como funciones de distancia, magnitud absoluta y profundidad del levantamiento. La curva roja muestra el brillo de la vigésima estrella más brillante en un objeto como función.

Figura 9: (a) Diagrama color-magnitud de Segue 1 (fotometría de Muñoz et al. 2018). Las regiones de magnitud sombreadas en azul y rosa indican la profundidad aproximada que se puede alcanzar con el medio existente.


Las galaxias enanas más débiles

Joshua D. Simon
Vol. 57, 2019

Resumen

Las galaxias satélite de la Vía Láctea de menor luminosidad (L) representan el límite inferior extremo de la función de luminosidad de las galaxias. Estas enanas ultra débiles son los sistemas estelares más antiguos, más dominados por la materia oscura, más pobres en metales y menos evolucionados químicamente. Lee mas

Materiales suplementarios

Figura 1: Censo de las galaxias satélite de la Vía Láctea en función del tiempo. Los objetos que se muestran aquí incluyen todas las galaxias enanas confirmadas espectroscópicamente, así como las que se sospecha son enanas basadas en l.

Figura 2: Distribución de los satélites de la Vía Láctea en magnitud absoluta () y radio de media luz. Las galaxias enanas confirmadas se muestran como círculos rellenos de azul oscuro y los objetos que se sospecha son galones enanos.

Figura 3: Dispersiones de velocidad en la línea de visión de satélites ultra débiles de la Vía Láctea en función de la magnitud absoluta. Las mediciones y las incertidumbres se muestran como puntos azules con barras de error y 90% c.

Figura 4: (a) Masas dinámicas de satélites ultra débiles de la Vía Láctea en función de la luminosidad. (b) Relaciones de masa a luz dentro del radio de media luz para satélites ultra débiles de la Vía Láctea en función.

Figura 5: Metalicidades estelares medias de los satélites de la Vía Láctea en función de la magnitud absoluta. Las galaxias enanas confirmadas se muestran como círculos rellenos de azul oscuro y los objetos que se sospecha son enanos.

Figura 6: Función de distribución de la metalicidad de las estrellas en enanas ultra débiles. Las referencias para las metalicidades que se muestran aquí se enumeran en la Tabla complementaria 1. Observamos que estos datos son bastante heterogéneos.

Figura 7: Patrones de abundancia química de estrellas en UFD. Aquí se muestran las relaciones (a) [C / Fe], (b) [Mg / Fe] y (c) [Ba / Fe] como funciones de la metalicidad, respectivamente. Las estrellas UFD se trazan como diámetros de colores.

Figura 8: Detectabilidad de sistemas estelares débiles como funciones de distancia, magnitud absoluta y profundidad del levantamiento. La curva roja muestra el brillo de la vigésima estrella más brillante en un objeto como función.

Figura 9: (a) Diagrama color-magnitud de Segue 1 (fotometría de Muñoz et al. 2018). Las regiones de magnitud sombreadas en azul y rosa indican la profundidad aproximada que se puede alcanzar con el medio existente.


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El primer objeto HH fue observado a fines del siglo XIX por Sherburne Wesley Burnham, cuando observó la estrella T Tauri con el telescopio refractor de 36 pulgadas (910 mm) en el Observatorio Lick y notó un pequeño parche de nebulosidad cerca. [1] Se pensó que era una nebulosa de emisión, que luego se conoció como Nebulosa de Burnham, y no fue reconocida como una clase distinta de objeto. [2] Se descubrió que T Tauri es una estrella muy joven y variable, y es el prototipo de la clase de objetos similares conocidos como estrellas T Tauri que aún no han alcanzado un estado de equilibrio hidrostático entre el colapso gravitacional y la generación de energía a través de la fusión nuclear. en sus centros. [3] Cincuenta años después del descubrimiento de Burnham, se descubrieron varias nebulosas similares con apariencia casi de estrella. Tanto Haro como Herbig hicieron observaciones independientes de varios de estos objetos en la Nebulosa de Orión durante la década de 1940. Herbig también miró la nebulosa de Burnham y descubrió que mostraba un espectro electromagnético inusual, con líneas de emisión prominentes de hidrógeno, azufre y oxígeno. Haro descubrió que todos los objetos de este tipo eran invisibles en luz infrarroja. [2]

Tras sus descubrimientos independientes, Herbig y Haro se conocieron en una conferencia de astronomía en Tucson, Arizona, en diciembre de 1949. Inicialmente, Herbig había prestado poca atención a los objetos que había descubierto, y estaba principalmente preocupado por las estrellas cercanas, pero al escuchar los hallazgos de Haro, estudios más detallados de ellos. El astrónomo soviético Viktor Ambartsumian dio a los objetos su nombre (objetos Herbig-Haro, normalmente abreviado como objetos HH) y, basándose en su aparición cerca de estrellas jóvenes (unos cientos de miles de años), sugirió que podrían representar una etapa temprana en la formación. de las estrellas T Tauri. [2] Los estudios de los objetos HH mostraron que estaban altamente ionizados, y los primeros teóricos especularon que eran nebulosas de reflexión que contenían estrellas calientes de baja luminosidad en su interior. Pero la ausencia de radiación infrarroja de las nebulosas significaba que no podía haber estrellas dentro de ellas, ya que estas habrían emitido abundante luz infrarroja. En 1975, el astrónomo estadounidense R. D. Schwartz teorizó que los vientos de las estrellas T Tauri producen choques en el medio ambiente en el encuentro, lo que resulta en la generación de luz visible. [2] Con el descubrimiento del primer chorro proto-estelar en HH 46/47, quedó claro que los objetos HH son, de hecho, fenómenos inducidos por choques con choques impulsados ​​por un chorro colimado de protoestrellas. [2] [4]

Las estrellas se forman por el colapso gravitacional de las nubes de gas interestelares. A medida que el colapso aumenta la densidad, la pérdida de energía radiativa disminuye debido al aumento de la opacidad. Esto eleva la temperatura de la nube lo que evita un mayor colapso y se establece un equilibrio hidrostático. El gas continúa cayendo hacia el núcleo en un disco giratorio. El núcleo de este sistema se llama protoestrella. [5] Parte del material de acumulación se expulsa a lo largo del eje de rotación de la estrella en dos chorros de gas parcialmente ionizado (plasma). [6] El mecanismo para producir estos chorros bipolares colimados no se comprende del todo, pero se cree que la interacción entre el disco de acreción y el campo magnético estelar acelera parte del material de acreción desde unas pocas unidades astronómicas de la estrella lejos del disco. avión. A estas distancias, el flujo de salida es divergente, extendiéndose en un ángulo en el rango de 10-30 °, pero se vuelve cada vez más colimado a distancias de decenas a cientos de unidades astronómicas de la fuente, ya que su expansión está restringida. [7] [8] Los chorros también se llevan el exceso de momento angular resultante de la acumulación de material en la estrella, lo que de otro modo haría que la estrella rote demasiado rápido y se desintegre. [8] Cuando estos chorros chocan con el medio interestelar, dan lugar a pequeños parches de emisión brillante que comprenden los objetos HH. [9]

La emisión electromagnética de los objetos HH se produce cuando sus ondas de choque asociadas chocan con el medio interestelar, creando lo que se denomina "superficies de trabajo terminales". [10] El espectro es continuo, pero también tiene líneas de emisión intensas de especies neutras e ionizadas. [6] Las observaciones espectroscópicas de los cambios Doppler de los objetos HH indican velocidades de varios cientos de kilómetros por segundo, pero las líneas de emisión en esos espectros son más débiles de lo que se esperaría de tales colisiones de alta velocidad. Esto sugiere que parte del material con el que chocan también se mueve a lo largo del rayo, aunque a menor velocidad. [11] [12] Las observaciones espectroscópicas de objetos HH muestran que se están alejando de las estrellas fuente a velocidades de varios cientos de kilómetros por segundo. [2] [13] En años recientes, la alta resolución óptica del Telescopio Espacial Hubble ha revelado el movimiento adecuado (movimiento a lo largo del plano del cielo) de muchos objetos HH en observaciones espaciadas con varios años de diferencia. [14] [15] A medida que se alejan de la estrella madre, los objetos HH evolucionan significativamente, variando en brillo en escalas de tiempo de unos pocos años. Los nudos o grupos compactos individuales dentro de un objeto pueden iluminarse y desvanecerse o desaparecer por completo, mientras que se ha observado la aparición de nuevos nudos. [8] [10] Estos surgen probablemente debido a la precesión de sus chorros, [16] [17] junto con las erupciones intermitentes y pulsantes de sus estrellas madre. [9] Los chorros más rápidos alcanzan a los chorros más lentos anteriores, creando las llamadas "superficies de trabajo internas", donde las corrientes de gas chocan y generan ondas de choque y las consiguientes emisiones. [18]

Se estima que la masa total expulsada por las estrellas para formar objetos HH típicos es del orden de 10 −8 a 10 −6 M por año, [16] una cantidad muy pequeña de material en comparación con la masa de las propias estrellas [19] pero que asciende aproximadamente al 1–10% de la masa total acumulada por las estrellas fuente en un año. [20] La pérdida de masa tiende a disminuir con la edad de la fuente. [21] Las temperaturas observadas en los objetos HH son típicamente entre 9.000 y 12.000 K, [22] similares a las que se encuentran en otras nebulosas ionizadas como las regiones H II y las nebulosas planetarias. [23] Las densidades, por otro lado, son más altas que en otras nebulosas, oscilando entre algunos miles y algunas decenas de miles de partículas por cm 3, [22] en comparación con unos pocos miles de partículas por cm 3 en la mayoría de H II regiones y nebulosas planetarias. [23]

Las densidades también disminuyen a medida que la fuente evoluciona con el tiempo. [21] Los objetos de HH consisten principalmente en hidrógeno y helio, que representan aproximadamente el 75% y el 24% de su masa, respectivamente. Alrededor del 1% de la masa de los objetos HH está formada por elementos químicos más pesados, como oxígeno, azufre, nitrógeno, hierro, calcio y magnesio. Las abundancias de estos elementos, determinadas a partir de las líneas de emisión de los iones respectivos, son generalmente similares a sus abundancias cósmicas. [19] Se cree que muchos compuestos químicos que se encuentran en el medio interestelar circundante, pero que no están presentes en el material de origen, como los hidruros metálicos, han sido producidos por reacciones químicas inducidas por el choque. [7] Alrededor del 20-30% del gas en los objetos HH se ioniza cerca de la estrella fuente, pero esta proporción disminuye a distancias crecientes. Esto implica que el material se ioniza en el chorro polar y se recombina a medida que se aleja de la estrella, en lugar de ser ionizado por colisiones posteriores. [22] Una descarga al final del chorro puede re-ionizar algo de material, dando lugar a "tapas" brillantes. [6]

Los objetos HH se nombran aproximadamente en orden de identificación, siendo HH 1/2 los primeros objetos de este tipo en ser identificados. [24] Actualmente se conocen más de mil objetos individuales. [7] Siempre están presentes en las regiones H II de formación de estrellas y, a menudo, se encuentran en grandes grupos. [9] Por lo general, se observan cerca de los glóbulos de Bok (nebulosas oscuras que contienen estrellas muy jóvenes) y, a menudo, emanan de ellos. Se han visto varios objetos HH cerca de una sola fuente de energía, formando una cadena de objetos a lo largo de la línea del eje polar de la estrella madre. [7] El número de objetos HH conocidos ha aumentado rápidamente en los últimos años, pero esa es una proporción muy pequeña de los hasta 150.000 estimados en la Vía Láctea, [25] la gran mayoría de los cuales están demasiado lejos para ser resuelto. La mayoría de los objetos HH se encuentran aproximadamente a un pársec de su estrella madre. Muchos, sin embargo, se ven a varios pársecs de distancia. [21] [22]

HH 46/47 se encuentra a unos 450 parsecs (1.500 años luz) del Sol y funciona con una protoestrella binaria de clase I. El chorro bipolar se estrella contra el medio circundante a una velocidad de 300 kilómetros por segundo, produciendo dos casquetes de emisión con una separación de aproximadamente 2,6 parsecs (8,5 años luz). El flujo de salida del chorro está acompañado por un flujo de salida de gas molecular de 0,3 parsecs (0,98 años luz) de largo que es arrastrado por el propio chorro. [7] Los estudios infrarrojos realizados por el Telescopio Espacial Spitzer han revelado una variedad de compuestos químicos en el flujo de salida molecular, que incluyen agua (hielo), metanol, metano, dióxido de carbono (hielo seco) y varios silicatos. [7] [26] Ubicado a unos 460 parsecs (1.500 años luz) de distancia en la nube molecular Orión A, el HH 34 es producido por un chorro bipolar altamente colimado impulsado por una protoestrella de clase I. La materia en el chorro se mueve a unos 220 kilómetros por segundo. Dos choques de arco brillantes, separados por aproximadamente 0,44 parsecs (1,4 años luz), están presentes en los lados opuestos de la fuente, seguidos de una serie de más débiles a distancias más grandes, lo que hace que todo el complejo sea de unos 3 parsecs (9,8 años luz). largo. El chorro está rodeado por un flujo de salida molecular débil de 0,3 parsecs (0,98 años luz) cerca de la fuente. [7] [27]

Las estrellas de las que se emiten los chorros de HH son todas estrellas muy jóvenes, de unas pocas decenas de miles a aproximadamente un millón de años. Las más jóvenes de ellas siguen siendo protoestrellas en proceso de recolección de los gases circundantes. Los astrónomos dividen estas estrellas en clases 0, I, II y III, de acuerdo con la cantidad de radiación infrarroja que emiten las estrellas. [28] Una mayor cantidad de radiación infrarroja implica una mayor cantidad de material más frío que rodea a la estrella, lo que indica que aún se está fusionando. La numeración de las clases surge porque los objetos de clase 0 (los más jóvenes) no se descubrieron hasta que ya se habían definido las clases I, II y III. [29] [28]

Los objetos de clase 0 tienen solo unos pocos miles de años y son tan jóvenes que aún no están experimentando reacciones de fusión nuclear en sus centros. En cambio, están alimentados solo por la energía potencial gravitacional liberada cuando el material cae sobre ellos. [30] En su mayoría contienen salidas moleculares con velocidades bajas (menos de cien kilómetros por segundo) y emisiones débiles en las salidas. [17] La ​​fusión nuclear ha comenzado en los núcleos de los objetos de Clase I, pero el gas y el polvo siguen cayendo sobre sus superficies desde la nebulosa circundante, y la mayor parte de su luminosidad se debe a la energía gravitacional. Por lo general, todavía están envueltos en densas nubes de polvo y gas, que oscurecen toda su luz visible y, como resultado, solo se pueden observar en longitudes de onda infrarroja y de radio. [31] Los flujos de salida de esta clase están dominados por especies ionizadas y las velocidades pueden variar hasta 400 kilómetros por segundo. [17] La ​​caída de gas y polvo ha terminado en gran medida en los objetos de Clase II (estrellas clásicas T Tauri), pero todavía están rodeados por discos de polvo y gas, y producen débiles salidas de baja luminosidad. [17] Los objetos de clase III (estrellas T Tauri de línea débil) solo tienen vestigios de su disco de acreción original. [28]

Aproximadamente el 80% de las estrellas que dan lugar a objetos HH son sistemas binarios o múltiples (dos o más estrellas orbitando entre sí), que es una proporción mucho mayor que la encontrada para las estrellas de baja masa en la secuencia principal. Esto puede indicar que es más probable que los sistemas binarios generen los chorros que dan lugar a los objetos HH, y la evidencia sugiere que las mayores salidas de HH podrían formarse cuando los sistemas de estrellas múltiples se desintegran. [32] Se cree que la mayoría de las estrellas se originan en múltiples sistemas estelares, pero que una fracción considerable de estos sistemas se interrumpe antes de que sus estrellas alcancen la secuencia principal debido a interacciones gravitacionales con estrellas cercanas y densas nubes de gas. [32] [33]

El primer y único objeto Herbig-Haro a gran escala (hasta mayo de 2017) alrededor de una enana proto-marrón es HH 1165, que está conectado a la enana proto-marrón Mayrit 1701117. HH 1165 tiene una longitud de 0,8 años luz (0,26 parsec) y se encuentra en las proximidades del cúmulo sigma Orionis. Anteriormente, solo se encontraron pequeños mini-chorros (≤0.03 parsec) alrededor de las enanas proto-marrones.[34] [35]

Los objetos HH asociados con estrellas muy jóvenes o protoestrellas muy masivas a menudo quedan ocultos a la vista en longitudes de onda ópticas por la nube de gas y polvo a partir de la cual se forman. El material que interviene puede disminuir la magnitud visual en factores de decenas o incluso cientos en longitudes de onda ópticas. Estos objetos profundamente incrustados solo pueden observarse en longitudes de onda de radio o infrarrojos, [36] generalmente en las frecuencias de emisión de hidrógeno molecular caliente o de monóxido de carbono caliente. [37] En los últimos años, las imágenes infrarrojas han revelado docenas de ejemplos de "objetos HH infrarrojos". La mayoría se parecen a las ondas de proa (similares a las olas en la cabeza de un barco), por lo que generalmente se las conoce como "choques de proa" moleculares. La física de los choques de arco infrarrojos se puede entender de la misma manera que la de los objetos HH, ya que estos objetos son esencialmente los mismos: choques supersónicos impulsados ​​por chorros colimados de los polos opuestos de una protoestrella. [38] Son solo las condiciones en el chorro y la nube circundante las que son diferentes, lo que provoca la emisión infrarroja de moléculas en lugar de la emisión óptica de átomos e iones. [39] En 2009 el acrónimo "MHO", para Objeto de línea de emisión de hidrógeno molecular, fue aprobado para tales objetos, detectados en el infrarrojo cercano, por el Grupo de Trabajo de Designaciones de la Unión Astronómica Internacional, y se ha incluido en su Referencia en línea Diccionario de nomenclatura de objetos celestes. [38] El catálogo MHO contiene más de 2000 objetos.


5 Observaciones finales y perspectivas

La astroquímica parece un área de investigación floreciente, con una cantidad tan increíble de artículos publicados en los últimos años, que traen nuevas moléculas, nuevas ideas y nuevos caminos para la investigación futura, por lo que tuvimos que tomar decisiones en nuestra presentación. Posiblemente, nuestro interés por la radioastronomía y, en particular, por las posibilidades del interferómetro ALMA tuvo alguna influencia. La mayoría de los autores del presente trabajo están involucrados, directa o indirectamente, en el proyecto LLAMA Argentino & # x02013Brazilian para construir un radiotelescopio sub-mm de 12 & # x000a0m en los Andes (Figura 10), a 4800 & # x000a0m de altitud. La primera luz tendrá lugar en 2022, y los dos primeros receptores funcionarán en las bandas 5 (163 & # x02013211 & # x000a0GHz) y banda 9 (602 & # x02013720 & # x000a0GHz) & # x02014ALMA. Los receptores refrigerados están listos y esperando en los Laboratorios NOVA en Groningen (NL). Estas bandas de frecuencia son muy ricas en líneas moleculares y, ciertamente, una buena fracción del tiempo de observación se dedicará a la astroquímica. Este grupo se complace en comprobar que no faltarán ideas para el uso competitivo del LLAMA. La asociación de la astroquímica con la dinámica galáctica será una fuente adicional de ideas originales e importantes contribuciones a la ciencia.