Objetos extendidos
Nubes moleculares
Una nube
molecular es una región extensa en el interior de una galaxia en la que la
densidad de materia es suficientemente alta, y la temperatura suficientemente
baja, para que exista hidrógeno molecular (H2). Por su carencia de dipolo eléctrico,
el H2 frío no es observable directamente, pero otras moléculas que existen en
las nubes moleculares sí lo son. La más abundante después del H2 es el monóxido
de carbono (CO), que es fácilmente observable en ondas milimétricas. Cientos
de otras moléculas han sido observadas en nubes moleculares.
Las nubes moleculares son especialmente importantes en formación estelar. El
nacimiento de las estrellas ocurre cuando regiones de una nube molecular sufren
una inestabilidad gravitacional que les lleva a contraerse. Generalmente las
nubes moleculares son tan extensas y masivas que se fragmentán hasta formar un
elevado número de protoestrellas.
Actualmente son las estructuras galácticas conocidas de mayor tamaño.
Regiones H I
Una región H I es una
nube formada por hidrógeno atómico frío, poco denso y no ionizado con
temperaturas de alrededor de 100 K. En jerga astronómica HI es hidrógeno atómico
neutro, mientras que HII es hidrógeno ionizado y H2 hidrógeno molecular. Las
regiones HI no emiten radiación en el rango visual, sino solo en la región de
radio. La emisión está concentrada en una línea espectral procedente de la
transición superfina de hidrógeno (entre estados en que el espín del electrón
y el protón es paralelo y antiparalelo) centrada en 1.42 GHz. Esta línea del
hidrógeno también es conocida como la línea de 21 cm y es muy útil para
estudiar la dinámica de galaxias. El método de Tully-Fischer usa el ancho de
esa línea para estimar la luminosidad de una galaxia (lo que junto con una
medición de su brillo permite estimar su distancia).
Regiones H II
En astronomía una región HII es una nebulosa de
emisión formada principalmente por gas hidrógeno ionizado a temperaturas
mayores de 5.000 kelvins.
Estas estructuras tienen fuertes líneas de emisión producidas por un mecanismo
llamado equilibrio de fotorecombinación.
Esencialmente es el equilibrio que se produce cuando una fuente de radiación,
como los son las estrellas OB, produce suficiente energía para mantener
ionizada una región del espacio, de manera constante, y a su vez, existan las
suficientes recombinaciones para mantener una población de elementos que pueden
ser nuevamente ionizados.
Radiación de fondo de microondas
La radiación de fondo de microondas es una forma de radiación electromagnética
descubierta en 1965 que llena el Universo por completo. También se denomina
radiación cósmica de microondas o radiación del fondo cósmico. Tiene
características de radiación de cuerpo negro a una temperatura de 2,725 K y su
frecuencia pertenece al rango de las microondas con una frecuencia de 160,2 GHz,
correspondiéndose con una longitud de onda de 1,9 mm. Muchos cosmólogos
consideran esta radiación como la prueba principal del modelo cosmológico del
Big Bang del Universo.
Relación con el Big Bang. El modelo estándar caliente del
Big Bang del Universo requiere que las condiciones iniciales para el Universo
son un campo gaussiano casi invariente o espectro de Harrison-Zel'dovich. Esto
es, por ejemplo, una predicción del modelo de inflación cósmica. Esto
significa que el estado inicial del Universo es aleatorio, pero de una forma
claramente especificada en que la amplitud de las inhomogeneidades vírgenes es
10-5. Por tanto, los postulados sobre las inhomogeneidades en el Universo
necesitan ser estadísticas por naturaleza. Esto lleva a la varianza cósmica en
que las incertidumbres en la varianza de las fluctuaciones de las escalas
mayores observadas en el Universo tienen dificultades para compararse de manera
precisa a la teoría.
Materia oscura
En astrofísica y cosmología física se denomina materia oscura a la materia hipotética de composición desconocida, que no emite o refleja suficiente radiación electromagnética para ser observada directamente con los medios técnicos actuales pero su existencia puede inferirse a partir de los efectos gravitacionales que causan en la materia visible tales como las estrellas o las galaxias, así como en las anisotropías del fondo cósmico de microondas.
No se debe confundir la materia oscura con la energía oscura.
La composición de la materia oscura se desconoce, pero puede incluir neutrinos
ordinarios y pesados, recientemente postulada como una partícula elemental como
los WIMPs y los axiones, los cuerpos astronómicos como las estrellas enanas y
los planetas (colectivamente llamados MACHOs) y las nubes de gases no luminosos.
El componente de materia oscura tiene bastante más masa que
el componente "visible" del Universo. En el presente, la densidad de
bariones ordinarios y la radiación en el Universo se estima que son
equivalentes aproximadamente a un átomo de hidrógeno por metro cúbico de
espacio. Sólo aproximadamente el 5% de la densidad de energía total en el
Universo (inferido de los efectos gravitacionales) se puede observar
directamente. Se piensa que entorno al 23% está compuesto de materia oscura. El
72% restante se piensa que consiste de energía oscura, un componente incluso más
extraño, distribuido difusamente en el espacio. Alguna materia bariónica difícil
de detectar realiza una contribución a la materia oscura, aunque algunos
autores defienden que constituye sólo una pequeña porción. Aun así, hay que
tener en cuenta que del 5% de materia bariónica estimada, la mitad de ella
todavía no se ha encontrado, por lo que se puede considerar materia oscura bariónica:
Todas las estrellas, galaxias y gas observable forman menos de la mitad de los
bariones que se supone debería haber y se cree que toda esta materia puede
estar distribuida en filamentos gaseosos de baja densidad formando una red por
todo el universo y en cuyos nodos se encuentran los diversos cúmulos de
galaxias. Recientemente(mayo 2008) el telescopio XMM-Newton de la agencia
espacial europea ha encontrado pruebas de la existencia de dicha red de
filamentos.
La determinación de la naturaleza de esta masa ausente es
uno de los problemas más importantes de la cosmología moderna y la física de
partículas. Se ha puesto de manifiesto que los nombres "materia
oscura" y la "energía oscura" sirven principalmente como
expresiones de nuestra ignorancia, casi como los primeros mapas etiquetados como
"Terra Incognita"
En astrofísica se
denominan MACHOs(de su acrónimo en inglés: Massive astrophysical compact halo
object) u objetos masivos compactos del halo a cualquiera de los tipos de
cuerpos astronómicos que puedan utilizarse para explicar la presencia de
materia oscura en los halos galácticos, es decir, es una forma general de
llamar a objetos másivos difíciles de detectar.
Un MACHO es un objeto pequeño de materia bariónica que se
mueve por el espacio interestelar de manera aislada(no se encuentra asociado a
ningún sistema solar) y que emite muy poca o ninguna radiación. El hecho de no
emitir luz propia los hace muy difíciles de detectar. Mientras cumplan estas
características, dentro de la categoría de MACHOs pueden entrar diferentes
tipos de objetos, desde agujeros negros o estrellas de neutrones a enanas
marrones o planetas aislados, incluso se han propuesto como MACHOs enanas
blancas y enanas rojas muy débiles.
Es un tipo de materia oscura propuesta en la teoría del big
bang que ayudaría a explicar el comportamiento gravitatorio de las galaxias,
tanto a escala individual como en el interior de cúmulos.
La principal forma de detección de MACHOs es mediante
microlentes gravitacionales, es decir al captar variaciones en tamaños de
objetos brillantes situados detrás. Aunque según algunos autores en la via
lactea podrían representar el 20% de toda la materia,[1] las observaciones
realizadas indican que este tipo de objetos no pueden explicar en su totalidad
el problema cosmológico de la ausencia de materia.
En astrofísica, WIMP (weakly-interacting massive particles) son las hipotéticas partículas que sirven como posible solución al problema de la materia oscura. Estas partículas interactúan debido a la interacción nuclear débil y la gravedad y, posiblemente, a través de otras interacciones no más fuertes que la nuclear. No se pueden ver directamente, ya que no interactúan con el electromagnetismo y tampoco reaccionan enérgicamente con el núcleo del átomo debido a que no interactúan con la fuerza nuclear fuerte.