Quão frio é o espaço interestelar?

A vastidão do espaço me traz uma sensação de frio, mesmo que eu nunca tenha experimentado, apesar de desejar. Quão frio é o espaço interestelar (em média)? Como isso é medido? Quero dizer, você não pode simplesmente colocar um termômetro no espaço, certo?

Você pode colocar um termômetro no espaço e, se for de alta tecnologia, poderá mostrar a temperatura do gás. Mas como o meio interestelar (ISM) é tão diluído, um termômetro normal irradia energia mais rapidamente do que pode absorvê-lo e, portanto, não alcança o equilíbrio térmico com o gás. Porém, ele não esfria até 0 K, já que a radiação cósmica de fundo no microondas não permite que esfrie mais que 2,7 K, como descrito por David Hammen.

O termo "temperatura" é uma medida da energia média das partículas de um gás (existem outras definições, por exemplo, para um campo de radiação). Se o gás é muito fino, mas as partículas se movem na mesma velocidade média que, digamos, na superfície da Terra, ainda se diz que o gás tem uma temperatura de, digamos, 27º C, ou .$300\,\mathrm{K}$

O ISM consiste em várias fases diferentes, cada uma com suas próprias características e origens físicas. Indiscutivelmente, as três fases mais importantes são (ver, por exemplo, Ferrière 2001 ):

As estrelas nascem em densas nuvens moleculares com temperaturas de apenas 10 a 20 K. Para que uma estrela se forme, o gás deve poder entrar em colapso gravitacional, o que é impossível se os átomos se moverem muito rápido.

As próprias nuvens moleculares se formam a partir de gás neutro, ou seja, não ionizado. Como a maior parte do gás é hidrogênio, isso significa que ele tem uma temperatura de aproximadamente , acima da qual o hidrogênio tende a ficar ionizado.$10^4\,\mathrm{K}$

O gás que se acumula na galáxia em suas fases iniciais tende a ter uma temperatura muito maior, de aproximadamente . Além disso, o feedback radiativo das estrelas quentes (O e B) e a energia cinética e radiativa injetada pelas explosões de supernovas ionizam e aquecem bolhas de gás que se expandem. Este gás compreende o meio ionizado quente.$10^6\,\mathrm{K}$

A razão pela qual o ISM é tão nitidamente dividido em fases, em vez de ser apenas uma mistura suave de partículas de todos os tipos de energias, é que o gás esfria por vários processos físicos que têm uma eficiência bastante específica da temperatura. "Resfriamento" significa converter a energia cinética das partículas em radiação capaz de deixar o sistema.

O gás muito quente é totalmente ionizado por colisão e, portanto, esfria principalmente através do Bremsstrahlung emissor de elétrons livre. Esse mecanismo se torna ineficiente abaixo de .$\sim10^6\,\mathrm{K}$

Entre e , recombinações (ou seja, elétrons sendo capturados por íons) e excitação colisional e subsequente desexcitação levam à emissão, removendo energia do sistema. Aqui a metalicidade da do gás é importante, uma vez que vários elementos têm diferentes níveis de energia.10 $10^4\,\mathrm{K}$$10^6\,\mathrm{K}$$^\dagger$

Em temperaturas mais baixas, o gás é quase totalmente neutro, de modo que as recombinações deixam de ter qualquer influência. As colisões entre átomos de hidrogênio se tornam fracas demais para excitar os átomos, mas se moléculas ou metais estão presentes, é possível através de linhas finas / hiperfinas e linhas de rotação / vibração, respectivamente.

O resfriamento total é a soma de todos esses processos, mas será dominado por um ou alguns processos a uma determinada temperatura. As figuras abaixo de Sutherland e Dopita (1993) mostram os principais processos de resfriamento (à esquerda) e os principais elementos de resfriamento (à direita ), em função da temperatura:

A linha grossa mostra a taxa de resfriamento total. A figura abaixo, do mesmo artigo, mostra a taxa total de resfriamento para diferentes metalidades. A metalicidade é uma escala logarítmica, então [Fe / H] = 0 significa metalicidade solar e [Fe / H] = –1 significa 0,1 vezes metalicidade solar, enquanto "nulo" é zero metalicidade.

Como esses processos não cobrem igualmente toda a faixa de temperatura, o gás tenderá a atingir certos "platôs" em temperaturas, ou seja, tenderá a ocupar certas temperaturas específicas. Quando o gás esfria, ele se contrai. A partir da lei do gás ideal, sabemos que a pressão é proporcional ao produto da densidade ea temperatura . Se houver equilíbrio de pressão no ISM (o que nem sempre é, mas em muitos casos é uma boa suposição), então é constante e, portanto, se um pacote de gás ionizado quente esfria de a , ele deve se contrair para aumentar sua densidade em um fatorn T n T 10 $P$$n$$T$$nT$10 $10^7\,\mathrm{K}$10 $10^4\,\mathrm{K}$$10^3$. Assim, as nuvens mais frias são menores e mais densas e, dessa forma, o ISM é dividido em suas várias fases.

Portanto, para concluir, o espaço interestelar não é tão frio quanto você imagina. No entanto, sendo extremamente diluído, é difícil transferir calor; portanto, se você deixar sua nave espacial, você irradiará a energia mais rapidamente do que pode absorvê-la do gás.

$^\dagger$ _{Na astronomia, o termo "metal" refere-se a todos os elementos que não são hidrogênio ou hélio, e "metalicidade" é a fração de gás que consiste em metais.}

O título da pergunta pergunta sobre o espaço interestelar, mas o corpo pergunta sobre o meio interestelar. Essas são duas perguntas muito diferentes. A temperatura do meio interestelar varia muito, de alguns kelvins a mais de dez milhões de kelvins. Segundo todos os relatos, a grande maioria do meio interestelar é pelo menos "quente", onde "quente" significa vários milhares de Kelvins.

Quero dizer, você não pode simplesmente colocar um termômetro no espaço, certo?

Você pode se tiver a tecnologia Star Trek ou Star Wars . Supondo que um termômetro de bulbo à moda antiga lançado em um local distante de uma estrela, a temperatura desse termômetro caísse rapidamente, eventualmente estabilizando em cerca de 2,7 kelvin.

Com relação a um objeto macroscópico, como um termômetro à moda antiga ou um ser humano em um traje espacial, há uma grande diferença entre a temperatura do espaço interestelar e a temperatura do meio interestelar. Mesmo se o meio interestelar local estiver na casa dos milhões de kelvins, esse objeto macroscópico ainda esfriará para cerca de 2,7 kelvin, porque não há substância nesse meio interestelar quente. A densidade do meio interestelar é tão, muito baixa que as perdas de radiação dominam completamente a condução do meio. O meio interestelar pode estar muito quente precisamente porque é um gás (os gases são um pouco estranhos) e porque é extremamente tênue (gases extremamente tênues são mais do que estranhos).

Apenas mais uma complicação. É possível instalar "geladeiras" no espaço interestelar. São situações que são efetivamente o oposto dos masers - os níveis de energia do material envolvido (neste caso, formaldeído) podem acabar se comportando como se fossem mais frios que o ambiente. Como resultado, você pode ver o formaldeído na absorção contra o fundo cósmico de microondas.

Apenas mais um exemplo do fato de que, nas baixas densidades do espaço interestelar, você precisa observar os detalhes de como os átomos e moléculas estão se comportando, porque eles estão apenas mal ligados por colisões com os arredores. E isso cria alguns efeitos interessantes.

Esta é uma questão historicamente importante e acho que vale a pena acrescentar um pouco dessa história às excelentes respostas dadas acima. A história ilustra o significado físico de " temperatura do espaço ". Em 1940, McKellar (PASP, vol 52. p187) identificou algumas linhas interestelares estranhas, vistas anteriormente por Adams em 1939 no espectro de uma estrela, como linhas devido à rotação das moléculas de CN e CH. Essas linhas eram únicas na época.

Suas intensidades relativas só poderiam ser entendidas se a rotação (ou seja, rotação) fosse devida às colisões das moléculas com os fótons a uma temperatura de 2,7K. Um ano depois, ele revisou para 2,3K. Por razões óbvias, ele se referiu a isso como " temperatura da rotação ": a temperatura derivada das moléculas giratórias. Nenhuma outra fonte se sugeriu, e foi somente em 1966, após a descoberta da radiação cósmica de fundo, que a interpretação de McKellar estava ligada à radiação cósmica de fundo em 2.725K. McKellar havia encontrado um " termômetro no espaço ".

Ironicamente, Hoyle, em 1950, criticou a visão de Gamow de um big bang quente de 1949, dizendo que a teoria de Gamow proporcionaria uma temperatura ao espaço mais alta do que o permitido pela análise de McKellar.

O fundo cósmico dos neutrinos está a uma temperatura de ~ 1,95K, abaixo da dos fótons do fundo cósmico em 2,7K. Não há inconsistência aqui porque esses neutrinos estavam em equilíbrio com os fótons pouco antes de os fótons serem aquecidos pelos elétrons aniquiladores (~ 1 segundo após o big bang). A perda de elétrons fez com que os neutrinos se dissociassem dos fótons naquele ponto e não estavam mais em equilíbrio.

Portanto, a "temperatura do espaço" depende se você cita a temperatura do fóton ou do neutrino, e o que você mede depende do tipo de termômetro usado. A curvatura do espaço-tempo também pode ser associada a uma temperatura, mas isso é outra história.