medio interestelar

El medio interestelar ( MIE ) es la materia y la radiación que existe en el espacio entre los sistemas estelares de una galaxia . Esta materia incluye gas en forma iónica , atómica y molecular , así como polvo y rayos cósmicos . Llena el espacio interestelar y se mezcla suavemente con el medio intergaláctico circundante . La energía que ocupa el mismo volumen, en forma de radiación electromagnética , es el campo de radiación interestelar . Aunque la densidad de átomos en el MIE suele ser mucho menor que en los mejores vacíos de laboratorio, el camino libre medio entre colisiones es corto en comparación con las longitudes interestelares típicas, por lo que en estas escalas el MIE se comporta como un gas (más precisamente como un plasma , ya que está al menos ligeramente ionizado ) y no como una colección de partículas que no interactúan.

El medio interestelar está compuesto por múltiples fases que se distinguen por si la materia es iónica, atómica o molecular, y por la temperatura y densidad de la materia. El medio interestelar está compuesto principalmente de hidrógeno , seguido de helio con cantidades traza de carbono , oxígeno y nitrógeno . ^{[ 1 ]} Las presiones térmicas de estas fases están en un equilibrio aproximado entre sí. Los campos magnéticos y los movimientos turbulentos también proporcionan presión en el medio interestelar y suelen ser más importantes, dinámicamente , que la presión térmica. En el medio interestelar, la materia se encuentra principalmente en forma molecular y alcanza densidades numéricas de 10 ¹² moléculas por m ³ (1 billón de moléculas por m ³ ). En regiones calientes y difusas, el gas está altamente ionizado y la densidad puede ser tan baja como 100 iones por m ³ . Compárese esto con una densidad numérica de aproximadamente ^10²⁵ moléculas por m³ ^para el aire a nivel del mar, y ^10¹⁶ moléculas por m³ ⁽ 10 cuatrillones de moléculas por m³ ⁾ para una cámara de alto vacío de laboratorio. Dentro de nuestra galaxia, en términos de masa , el 99 % del medio interestelar es gas en cualquier forma, y ​​el 1 % es polvo. ^{[ 2 ]}

Del gas en el medio interestelar (ISM), en número, el 91% de los átomos son hidrógeno y el 8,9% son helio, con un 0,1% de átomos de elementos más pesados ​​que el hidrógeno o el helio, ^{[ 3 ]} conocidos como " metales " en la jerga astronómica . En masa, esto equivale a un 70% de hidrógeno, un 28% de helio y un 1,5% de elementos más pesados. El hidrógeno y el helio son principalmente resultado de la nucleosíntesis primordial , mientras que los elementos más pesados ​​en el ISM son mayormente resultado del enriquecimiento (debido a la nucleosíntesis estelar ) en el proceso de evolución estelar .

El medio interestelar (ISM) desempeña un papel crucial en la astrofísica precisamente por su función intermedia entre las escalas estelar y galáctica. Las estrellas se forman en las regiones más densas del ISM, que en última instancia contribuye a la formación de nubes moleculares y reabastece el ISM con materia y energía a través de nebulosas planetarias , vientos estelares y supernovas . Esta interacción entre las estrellas y el ISM ayuda a determinar la velocidad a la que una galaxia agota su contenido gaseoso y, por lo tanto, su vida útil de formación estelar activa. La Voyager 1 alcanzó el ISM el 25 de agosto de 2012, convirtiéndose en el primer objeto artificial de la Tierra en hacerlo. El plasma y el polvo interestelar se estudiarán hasta la fecha estimada de finalización de la misión en 2025. Su gemela, la Voyager 2, entró en el ISM el 5 de noviembre de 2018. ^{[ 4 ]}

La Tabla 1 muestra un desglose de las propiedades de los componentes del medio interestelar de la Vía Láctea.

El medio interestelar en diferentes tipos de galaxias

La mayor parte de la discusión sobre el medio interestelar (ISM) se centra en galaxias espirales como la Vía Láctea , en la que casi toda la masa del ISM se encuentra confinada a un disco relativamente delgado , típicamente con una altura de escala de unos 100 pársecs (300 años luz ), lo que se puede comparar con un diámetro de disco típico de 30 000 pársecs. El gas y las estrellas en el disco orbitan el centro galáctico con velocidades orbitales típicas de 200  km/s. Esto es mucho más rápido que los movimientos aleatorios de los átomos en el ISM, pero dado que el movimiento orbital del gas es coherente, el movimiento promedio no afecta directamente la estructura del ISM. La altura de escala vertical del ISM se establece aproximadamente de la misma manera que la atmósfera terrestre, como un equilibrio entre el campo gravitatorio local (dominado por las estrellas en el disco) y la presión. Más lejos del plano del disco, el ISM se encuentra principalmente en las fases cálida y coronal de baja densidad, que se extienden al menos varios miles de pársecs lejos del plano del disco. Este halo o "corona" galáctica también contiene un campo magnético significativo y una alta densidad de energía de rayos cósmicos.

La rotación de los discos galácticos influye en las estructuras del medio interestelar (ISM) de varias maneras. Dado que la velocidad angular disminuye con la distancia al centro, cualquier característica del ISM, como nubes moleculares gigantes o líneas de campo magnético, que se extiendan a lo largo de un rango de radio, se ve afectada por la rotación diferencial y, por lo tanto, tiende a estirarse en la dirección tangencial; esta tendencia se contrarresta con la turbulencia interestelar (véase más adelante), que tiende a aleatorizar las estructuras. Los brazos espirales se deben a perturbaciones en las órbitas del disco, esencialmente ondulaciones en el disco, que hacen que las órbitas converjan y diverjan alternativamente, comprimiendo y luego expandiendo el ISM local. Los brazos espirales visibles son las regiones de máxima densidad, y la compresión a menudo desencadena la formación estelar en nubes moleculares, lo que da lugar a una abundancia de  regiones H II a lo largo de los brazos. La fuerza de Coriolis también influye en las grandes estructuras del ISM.

Las galaxias irregulares, como las Nubes de Magallanes, poseen medios interestelares similares a los de las espirales, pero menos organizados. En las galaxias elípticas, el medio interestelar se encuentra casi en su totalidad en la fase coronal, dado que no existe un movimiento coherente del disco que sostenga el gas frío lejos del centro; en cambio, la altura de escala del medio interestelar debe ser comparable al radio de la galaxia. Esto concuerda con la observación de que hay pocos indicios de formación estelar actual en las galaxias elípticas. Algunas galaxias elípticas sí muestran evidencia de un pequeño componente de disco, con un medio interestelar similar al de las espirales, enterrado cerca de sus centros. El medio interestelar de las galaxias lenticulares , al igual que sus otras propiedades, parece intermedio entre el de las espirales y el de las elípticas.

Muy cerca del centro de la mayoría de las galaxias (a unos pocos cientos de años luz como máximo), el medio interestelar (MI) se ve profundamente modificado por el agujero negro supermasivo central : véase Centro Galáctico para la Vía Láctea y Núcleo Galáctico Activo para ejemplos extremos en otras galaxias. El resto de este artículo se centrará en el MI en el plano del disco de las galaxias espirales, lejos del centro galáctico.

Estructuras

Los astrónomos describen el medio interestelar (ISM) como turbulento , lo que significa que el gas presenta movimientos cuasi aleatorios coherentes en una amplia gama de escalas espaciales. A diferencia de la turbulencia normal, en la que los movimientos del fluido son altamente subsónicos , los movimientos generales del ISM suelen ser mayores que la velocidad del sonido . Las colisiones supersónicas entre nubes de gas provocan ondas de choque que comprimen y calientan el gas, aumentando la velocidad del sonido de modo que el flujo es localmente subsónico; por lo tanto, la turbulencia supersónica se ha descrito como "una caja de ondas de choque" y está inevitablemente asociada con una compleja estructura de densidad y temperatura. En el ISM, esto se complica aún más por el campo magnético, que proporciona modos de onda como las ondas de Alfvén , que a menudo son más rápidas que las ondas sonoras puras: si las velocidades turbulentas son supersónicas pero inferiores a la velocidad de las ondas de Alfvén, el comportamiento se asemeja más a la turbulencia subsónica.

Las estrellas nacen en el interior de grandes complejos de nubes moleculares , generalmente de unos pocos pársecs de tamaño. Durante su vida y su muerte, las estrellas interactúan físicamente con el medio interestelar.

Los vientos estelares procedentes de cúmulos estelares jóvenes (a menudo rodeados de regiones HII gigantes o supergigantes ) y las ondas de choque generadas por supernovas inyectan enormes cantidades de energía en su entorno, lo que produce turbulencia hipersónica. Las estructuras resultantes, de diversos tamaños, pueden observarse, como burbujas de viento estelar y superburbujas de gas caliente, detectadas por telescopios satelitales de rayos X, o flujos turbulentos observados en mapas de radiotelescopios .

Una vez formadas, las estrellas y los planetas no se ven afectados por las fuerzas de presión del medio interestelar (ISM), por lo que no participan en los movimientos turbulentos, aunque las estrellas formadas en nubes moleculares en un disco galáctico comparten su movimiento orbital general alrededor del centro de la galaxia. Por lo tanto, las estrellas suelen estar en movimiento con respecto al ISM que las rodea. Actualmente, el Sol viaja a través de la Nube Interestelar Local , un cúmulo irregular de medio neutro cálido de unos pocos pársecs de diámetro, dentro de la Burbuja Local de baja densidad , una región de gas coronal de 100 pársecs de radio.

En octubre de 2020, los astrónomos informaron de un aumento significativo e inesperado de la densidad en el espacio más allá del Sistema Solar , detectado por las sondas espaciales Voyager 1 y Voyager 2. Según los investigadores, esto implica que "el gradiente de densidad es una característica a gran escala del VLISM (medio interestelar muy local) en la dirección general de la nariz heliosférica ". ^{[ 6 ] [ 7 ]}

El medio interestelar (ISM) suele estar lejos del equilibrio termodinámico . Las colisiones establecen una distribución de velocidades de Maxwell-Boltzmann , y la "temperatura" que normalmente se usa para describir el gas interestelar es la "temperatura cinética", que describe la temperatura a la que las partículas tendrían la distribución de velocidad de Maxwell-Boltzmann observada en equilibrio termodinámico. Sin embargo, el campo de radiación interestelar suele ser mucho más débil que un medio en equilibrio termodinámico; con mayor frecuencia es aproximadamente el de una estrella A (temperatura superficial de ~10 000 K) altamente diluida. Por lo tanto, los niveles ligados dentro de un átomo o molécula en el ISM rara vez se pueblan según la fórmula de Boltzmann ( Spitzer 1978 , § 2.4) .

En función de la temperatura, la densidad y el estado de ionización de una porción del medio interestelar, diferentes mecanismos de calentamiento y enfriamiento determinan la temperatura del gas.

A pesar de su densidad extremadamente baja, los fotones generados en el medio interestelar son prominentes en casi todas las bandas del espectro electromagnético. De hecho, la banda óptica, en la que los astrónomos se basaron hasta bien entrado el siglo XX, es aquella en la que el medio interestelar es menos evidente.

• El gas ionizado irradia en un amplio rango de energías mediante bremsstrahlung . Para el gas en la fase caliente (10⁴ ^K  ), esto se detecta principalmente en microondas, mientras que el bremsstrahlung del gas coronal de un millón de kelvin es prominente en rayos X blandos. Además, se producen muchas líneas espectrales , incluidas las significativas para el enfriamiento mencionadas en la sección anterior. Una de ellas, una línea prohibida del oxígeno doblemente ionizado, da a muchas nebulosas su aparente color verde en las observaciones visuales, y alguna vez se pensó que era un nuevo elemento, el nebulio . Las líneas espectrales de estados altamente excitados del hidrógeno son detectables en el infrarrojo y longitudes de onda más largas, hasta las líneas de recombinación de radio que, a diferencia de las líneas ópticas, no son absorbidas por el polvo y, por lo tanto, pueden trazar regiones ionizadas en todo el disco de la Galaxia. El gas coronal emite un conjunto diferente de líneas, ya que los átomos están despojados de una fracción mayor de sus electrones a su alta temperatura.
• El medio neutro cálido produce la mayor parte de la emisión de la línea de 21 cm del hidrógeno detectada por los radiotelescopios, aunque el hidrógeno atómico en el medio neutro frío también contribuye, tanto en emisión como por absorción de fotones del gas caliente de fondo (  autoabsorción de H I, HISA). Si bien no es importante para el enfriamiento, la línea de 21 cm es fácilmente observable con alta resolución espectral y angular, lo que nos brinda la visión más detallada del medio neutro cálido. ^{[ 12 ] [ 13 ]}
• Las nubes moleculares se detectan mediante líneas espectrales producidas por cambios en el estado cuántico rotacional de moléculas pequeñas, especialmente monóxido de carbono (CO). La línea más utilizada se encuentra a 115  GHz, correspondiente al cambio de 1 a 0 cuantos de momento angular . Se han detectado cientos de otras moléculas , cada una con múltiples líneas, lo que permite rastrear con cierto detalle los procesos físicos y químicos en las nubes moleculares. Estas líneas son más comunes en longitudes de onda milimétricas y submilimétricas. La molécula más común en las nubes moleculares, el H₂ _, generalmente no es directamente observable, ya que permanece en su estado fundamental excepto cuando es excitada por eventos raros como ondas de choque interestelares. Existe cierto "gas oscuro", regiones donde el hidrógeno se encuentra en forma molecular y, por lo tanto, no emite la línea de 21 cm, pero las moléculas de CO están fragmentadas, por lo que las líneas de CO tampoco están presentes. Estas regiones se infieren a partir de la presencia de granos de polvo sin emisión de línea correspondiente del gas. ^{[ 14 ]}
• Los granos de polvo interestelar reemiten la energía que absorben de la luz estelar como emisión cuasi-de cuerpo negro en el infrarrojo lejano, correspondiente a temperaturas típicas de los granos de polvo de 20 a 100  K. Los granos muy pequeños, esencialmente fragmentos de grafeno unidos a átomos de hidrógeno en sus bordes ( hidrocarburos aromáticos policíclicos , HAP), emiten numerosas líneas espectrales en el infrarrojo medio, en longitudes de onda de alrededor de 10  micras. Los granos de tamaño nanométrico pueden girar hasta rotar a frecuencias de GHz mediante una colisión con un solo fotón ultravioleta, y se cree que la radiación dipolar de dichos granos giratorios es la fuente de la emisión anómala de microondas .
• Los rayos cósmicos generan fotones gamma al colisionar con los núcleos atómicos en las nubes del medio interestelar. Los electrones de las partículas de rayos cósmicos colisionan con una pequeña fracción de fotones en el campo de radiación interestelar y el fondo cósmico de microondas , elevando la energía de los fotones a rayos X y rayos gamma mediante la dispersión Compton inversa . Debido al campo magnético galáctico, las partículas cargadas siguen trayectorias espirales, y en el caso de los electrones de rayos cósmicos, este movimiento espiral genera radiación sincrotrón , que es muy brillante a bajas frecuencias de radio.

Las ondas de radio se ven afectadas por las propiedades del plasma del medio interestelar (ISM). Las ondas de radio de menor frecuencia, por debajo de ≈ 0,1  MHz, no pueden propagarse a través del ISM, ya que están por debajo de su frecuencia de plasma . A frecuencias más altas, el plasma tiene un índice de refracción significativo, que disminuye con el aumento de la frecuencia y también depende de la densidad de electrones libres. Las variaciones aleatorias en la densidad de electrones causan centelleo interestelar , lo que amplía el tamaño aparente de las fuentes de radio distantes vistas a través del ISM, y esta ampliación disminuye con el cuadrado de la frecuencia. La variación del índice de refracción con la frecuencia provoca que los tiempos de llegada de los pulsos de los púlsares y las ráfagas de radio rápidas se retrasen a frecuencias más bajas (dispersión). La magnitud del retraso es proporcional a la densidad de columna de electrones libres (medida de dispersión, DM), que es útil tanto para mapear la distribución del gas ionizado en la Galaxia como para estimar las distancias a los púlsares (los más distantes tienen una DM mayor). ^{[ 15 ]}

Un segundo efecto de propagación es la rotación de Faraday , que afecta a las ondas de radio polarizadas linealmente , como las producidas por la radiación sincrotrón , una de las fuentes más comunes de emisión de radio en astrofísica. La rotación de Faraday depende tanto de la densidad electrónica como de la intensidad del campo magnético, por lo que se utiliza como sonda del campo magnético interestelar.

El medio interestelar (ISM) es generalmente muy transparente a las ondas de radio, lo que permite observaciones sin obstáculos a través del disco de la Galaxia. Existen algunas excepciones a esta regla. Las líneas espectrales más intensas en el espectro de radio pueden volverse opacas, de modo que solo la superficie de la nube emisora ​​de la línea es visible. Esto afecta principalmente a las líneas de monóxido de carbono en longitudes de onda milimétricas que se utilizan para rastrear nubes moleculares, pero la línea de 21 cm del hidrógeno neutro puede volverse opaca en el medio neutro frío. Dicha absorción solo afecta a los fotones en las frecuencias de la línea: las nubes son transparentes en otros aspectos. El otro proceso de absorción significativo ocurre en regiones ionizadas densas. Estas emiten fotones, incluidas ondas de radio, a través de la radiación de frenado térmica . En longitudes de onda cortas, típicamente microondas , son bastante transparentes, pero su brillo se acerca al límite del cuerpo negro a medida que${\displaystyle \propto \lambda ^{2.1}}$y en longitudes de onda lo suficientemente largas como para alcanzar este límite, se vuelven opacas. Así, las observaciones en longitudes de onda métricas muestran  las regiones H II como puntos fríos que bloquean la brillante emisión de fondo de la radiación sincrotrón galáctica, mientras que en decámetros se absorbe todo el plano galáctico, y las ondas de radio más largas observadas, de 1  km, solo pueden propagarse entre 10 y 50 pársecs a través de la Burbuja Local. ^{[ 16 ]} La frecuencia a la que una nebulosa en particular se vuelve ópticamente gruesa depende de su medida de emisión.$${\displaystyle EM=\int n_{e}^{2}\,dl,}$$ La densidad de columna de la densidad numérica de electrones al cuadrado. Las nebulosas excepcionalmente densas pueden volverse ópticamente gruesas en longitudes de onda centimétricas: estas se acaban de formar y, por lo tanto, son raras y pequeñas (regiones H II ultracompactas  ).

La transparencia general del medio interestelar a las ondas de radio, especialmente a las microondas, puede resultar sorprendente, ya que las ondas de radio con frecuencias superiores a 10  GHz se atenúan significativamente en la atmósfera terrestre (como se observa en la figura). Sin embargo, la densidad de columna a través de la atmósfera es muchísimo mayor que la densidad de columna a través de toda la galaxia, debido a la densidad extremadamente baja del medio interestelar.

La palabra «interestelar» (entre las estrellas) fue acuñada por Francis Bacon en el contexto de la antigua teoría de una esfera literal de estrellas fijas . ^{[ 18 ]} Más tarde, en el siglo XVII, cuando se popularizó la idea de que las estrellas estaban dispersas por el espacio infinito, se debatió si ese espacio era un verdadero vacío ^{[ 19 ]} o si estaba lleno de un fluido hipotético, a veces llamado éter , como en la teoría del vórtice de René Descartes sobre los movimientos planetarios. Si bien la teoría del vórtice no sobrevivió al éxito de la física newtoniana , un éter luminífero invisible fue reintroducido a principios del siglo XIX como el medio para transportar ondas de luz; por ejemplo, en 1862 un periodista escribió: «este flujo ocasiona una vibración, o movimiento vibratorio, en el éter que llena los espacios interestelares». ^{[ 20 ]}

En 1864, William Huggins utilizó la espectroscopia para determinar que una nebulosa está compuesta de gas. ^{[ 21 ]} Huggins tenía un observatorio privado con un telescopio de 8 pulgadas, con una lente de Alvan Clark ; pero estaba equipado para espectroscopia, lo que permitió realizar observaciones revolucionarias. ^{[ 22 ]}

Desde alrededor de 1889, Edward Barnard fue pionero en la fotografía profunda del cielo, encontrando muchos "agujeros en la Vía Láctea". Al principio los comparó con manchas solares , pero en 1899 estaba dispuesto a escribir: "Uno difícilmente puede concebir un vacío con agujeros, a menos que haya materia nebulosa cubriendo estos lugares aparentemente vacíos en los que podrían ocurrir agujeros". ^{[ 23 ]} Estos agujeros ahora se conocen como nebulosas oscuras , nubes moleculares polvorientas que se recortan contra el campo estelar de fondo de la galaxia; las más prominentes se enumeran en su Catálogo Barnard . La primera detección directa de materia fría difusa en el espacio interestelar se produjo en 1904, cuando Johannes Hartmann observó la estrella binaria Mintaka (Delta Orionis) con el Gran Refractor de Potsdam . ^{[ 24 ] [ 25 ]} Hartmann informó ^{[ 26 ]} que la absorción de la línea "K" del calcio parecía "extraordinariamente débil, pero casi perfectamente nítida" y también informó el "resultado bastante sorprendente de que la línea de calcio a 393,4  nanómetros no participa en los desplazamientos periódicos de las líneas causados ​​por el movimiento orbital de la estrella binaria espectroscópica ". La naturaleza estacionaria de la línea llevó a Hartmann a concluir que el gas responsable de la absorción no estaba presente en la atmósfera de la estrella, sino que se encontraba dentro de una nube aislada de materia ubicada en algún lugar a lo largo de la línea de visión hacia esta estrella. Este descubrimiento impulsó el estudio del medio interestelar.

Slipher confirmó la presencia de gas interestelar en 1909, y posteriormente, en 1912, la de polvo interestelar. ^{[ 27 ]} Mary Lea Heger detectó sodio interestelar en 1919 mediante la observación de la absorción estacionaria de las líneas "D" del átomo a 589,0 y 589,6 nanómetros en dirección a Delta Orionis y Beta Scorpii . ^{[ 28 ]}

En la serie de investigaciones, Viktor Ambartsumian introdujo la noción ahora comúnmente aceptada de que la materia interestelar se presenta en forma de nubes. ^{[ 29 ]}

Observaciones posteriores de las líneas "H" y "K" del calcio realizadas por Beals (1936) revelaron perfiles dobles y asimétricos en los espectros de Epsilon y Zeta Orionis . Estos fueron los primeros pasos en el estudio de la compleja línea de visión interestelar hacia Orión . Los perfiles asimétricos de las líneas de absorción son el resultado de la superposición de múltiples líneas de absorción, cada una correspondiente a la misma transición atómica (por ejemplo, la línea "K" del calcio), pero que ocurren en nubes interestelares con diferentes velocidades radiales . Debido a que cada nube tiene una velocidad diferente (ya sea hacia el observador/Tierra o alejándose de él), las líneas de absorción que ocurren dentro de cada nube se desplazan hacia el azul o hacia el rojo (respectivamente) con respecto a la longitud de onda en reposo de las líneas debido al efecto Doppler . Estas observaciones, que confirmaron que la materia no se distribuye homogéneamente, fueron la primera evidencia de múltiples nubes discretas dentro del medio interestelar.

La creciente evidencia de material interestelar llevó a Pickering (1912) a comentar: "Si bien el medio absorbente interestelar puede ser simplemente el éter, el carácter de su absorción selectiva, como indicó Kapteyn , es característico de un gas, y ciertamente hay moléculas gaseosas libres, ya que probablemente son expulsadas constantemente por el Sol y las estrellas".

Ese mismo año, el descubrimiento de los rayos cósmicos por Victor Hess , partículas cargadas de alta energía que caen sobre la Tierra desde el espacio, llevó a otros a especular si también impregnaban el espacio interestelar. Al año siguiente, el explorador y físico noruego Kristian Birkeland escribió: «Parece una consecuencia natural de nuestros puntos de vista suponer que todo el espacio está lleno de electrones e iones eléctricos voladores de todo tipo. Hemos supuesto que cada sistema estelar en evolución expulsa corpúsculos eléctricos al espacio. Por lo tanto, no parece descabellado pensar que la mayor parte de las masas materiales del universo se encuentran, no en los sistemas solares o nebulosas , sino en el espacio "vacío"» ( Birkeland 1913 ) .

Thorndike (1930) señaló que «difícilmente se podría haber creído que los enormes espacios entre las estrellas estuvieran completamente vacíos. Es muy probable que las auroras terrestres sean excitadas por partículas cargadas emitidas por el Sol. Si los millones de otras estrellas también expulsan iones, como sin duda es cierto, no puede existir un vacío absoluto dentro de la galaxia».

En septiembre de 2012, científicos de la NASA informaron que los hidrocarburos aromáticos policíclicos (HAP) , sometidos a las condiciones del medio interestelar (ISM) , se transforman, mediante hidrogenación , oxigenación e hidroxilación , en compuestos orgánicos más complejos , "un paso en el camino hacia los aminoácidos y nucleótidos , las materias primas de las proteínas y el ADN , respectivamente". ^{[ 31 ] [ 32 ]} Además, como resultado de estas transformaciones, los HAP pierden su firma espectroscópica , lo que podría ser una de las razones "de la falta de detección de HAP en los granos de hielo interestelar , particularmente en las regiones exteriores de nubes frías y densas o en las capas moleculares superiores de los discos protoplanetarios ". ^{[ 31 ] [ 32 ]}

En febrero de 2014, la NASA anunció una base de datos considerablemente mejorada ^{[ 33 ]} para el seguimiento de hidrocarburos aromáticos policíclicos (HAP) en el universo. Según los científicos, más del 20 % del carbono del universo podría estar asociado con HAP, posibles materiales de partida para la formación de la vida . Los HAP parecen haberse formado poco después del Big Bang , están ampliamente distribuidos por todo el universo y se asocian con estrellas jóvenes y exoplanetas . ^{[ 34 ]}

En abril de 2019, científicos que trabajaban con el Telescopio Espacial Hubble informaron de la detección confirmada de moléculas ionizadas grandes y complejas de buckminsterfullereno (C ₆₀ ) (también conocidas como "buckybolas") en los espacios del medio interestelar entre las estrellas. ^{[ 35 ] [ 36 ]}

En septiembre de 2020, se presentaron pruebas de la presencia de agua en estado sólido en el medio interestelar, y en particular, de hielo de agua mezclado con granos de silicato en granos de polvo cósmico. ^{[ 37 ]}

• Vídeo gratuito «La química del espacio interestelar», de William Klemperer, Universidad de Harvard. Una conferencia de la Royal Institution organizada por Vega Science Trust.
• El medio interestelar: un tutorial en línea