Usted puede pegar un termómetro en el espacio, y si es una super-alta tecnología, es posible que le mostrará la temperatura del gas. Pero dado que el medio interestelar (ISM) es tan diluido, un termómetro normal irradiará energía más rápido de lo que puede absorberlo y, por lo tanto, no alcanzará el equilibrio térmico con el gas. Sin embargo, no se enfriará hasta 0 K, ya que la radiación cósmica de fondo de microondas no permitirá que se enfríe más de 2.7 K, como lo describe David Hammen.
El término "temperatura" es una medida de la energía promedio de las partículas de un gas (existen otras definiciones, por ejemplo, para un campo de radiación). Si el gas es muy delgado, pero las partículas se mueven a la misma velocidad promedio que, por ejemplo, en la superficie de la Tierra, todavía se dice que el gas tiene una temperatura de, por ejemplo, 27 ° C, o .300K
El ISM consta de varias fases diferentes, cada una con sus propias características físicas y orígenes. Podría decirse que las tres fases más importantes son (véase, por ejemplo, Ferrière 2001 ):
Nubes moleculares
Las estrellas nacen en densas nubes moleculares con temperaturas de solo 10-20 K. Para que se forme una estrella, el gas debe poder colapsar gravitacionalmente, lo que es imposible si los átomos se mueven demasiado rápido.
El medio neutro cálido
Las nubes moleculares mismas se forman a partir de gas que es neutral, es decir, no ionizado. Como la mayor parte del gas es hidrógeno, esto significa que tiene una temperatura de aproximadamente , por encima del cual el hidrógeno tiende a ionizarse.104 4K
El medio ionizado caliente
El gas que se acumula en la galaxia en sus primeras fases tiende a tener una temperatura mucho mayor, de aproximadamente . Además, la retroalimentación radiativa de las estrellas calientes (O y B) y la energía cinética y radiativa inyectada por las explosiones de supernovas ionizan y calientan las burbujas de gas que se expanden. Este gas comprende el medio ionizado caliente.106 6K
Enfriamiento
La razón por la que el ISM está tan dividido en fases, en lugar de ser simplemente una mezcla suave de partículas de todo tipo de energías, es que el gas se enfría por diversos procesos físicos que tienen una eficiencia bastante específica de la temperatura. "Enfriamiento" significa convertir la energía cinética de las partículas en radiación que puede salir del sistema.
Gas caliente
∼ 106 6K
Gas caliente
104 4K106 6K†
Gas fresco
A temperaturas más bajas, el gas es casi completamente neutro, por lo que las recombinaciones dejan de tener influencia. Las colisiones entre los átomos de hidrógeno se vuelven demasiado débiles para excitar los átomos, pero si hay moléculas o metales presentes, es posible a través de líneas finas / hiperfinas y líneas rotacionales / vibratorias, respectivamente.
El enfriamiento total es la suma de todos estos procesos, pero estará dominado por uno o algunos procesos a una temperatura dada. Las siguientes figuras de Sutherland y Dopita (1993) muestran los principales procesos de enfriamiento (izquierda) y los principales elementos de enfriamiento ( derecha ), en función de la temperatura:
La línea gruesa muestra la velocidad de enfriamiento total. La siguiente figura, del mismo artículo, muestra la velocidad de enfriamiento total para diferentes metalicidades. La metalicidad es una escala logarítmica, por lo que [Fe / H] = 0 significa metalicidad solar, y [Fe / H] = –1 significa 0,1 veces metalicidad solar, mientras que "nulo" es metalicidad cero.
PAGnorteTn T107 7K104 4K103
Entonces, para concluir, el espacio interestelar no es tan frío como puede pensar. Sin embargo, al ser extremadamente diluido, es difícil transferir calor, por lo que si abandonas tu nave espacial, irradiarás energía más rápido de lo que puedes absorberla del gas.
† En astronomía, el término "metal" se refiere a todos los elementos que no son hidrógeno o helio, y "metalicidad" es la fracción de gas que consiste en metales.