¿Cuál es la velocidad del sonido en el espacio?

Question

Dado que el espacio no es un vacío perfecto, ¿cuál es la velocidad del sonido en él? Google no me ayudó mucho en este sentido, ya que la única respuesta que encontré fue $300\,{\rm km}\,{\rm s}^{-1}$ , de Café Astronómico que no es una fuente que esté dispuesta a citar.

Answer 1

Por demanda popular (considerando que dos son populares - gracias @Rod Vance y @Love Learning), voy a ampliar un poco mi comentario a la respuesta de @Kieran Hunt:

Equilibrio térmico

Como dije en el comentario, la noción de sonido en el espacio juega un papel muy importante en la cosmología: Cuando el Universo era muy joven, la materia oscura, la materia normal ("bariónica") y la luz (fotones) estaban en equilibrio térmico, es decir, compartían la misma energía (media) por partícula, o temperatura. Esta temperatura era tan alta que los átomos neutros no podían formarse; cualquier electrón atrapado por un protón pronto sería eliminado por un fotón (u otra partícula). Los propios fotones no podían viajar muy lejos, antes de chocar con un electrón libre.

Velocidad del sonido en la sopa primordial

Todo era muy suave, no se habían formado galaxias ni nada parecido. Sin embargo, las cosas seguían siendo un poco grumosas y los grumos aumentaban de tamaño debido a la gravedad. Pero a medida que un grumo crece, la presión de los bariones y fotones aumenta, contrarrestando el colapso, y empujando a los bariones y fotones hacia fuera, mientras que la materia oscura tiende a quedarse en el centro de la sobredensidad, ya que no le importa la presión. Esto crea oscilaciones, u ondas sonoras con longitudes de onda tremendamente largas.

Para un gas de fotones, la velocidad del sonido es $$ \begin{array}{rcl} c_\mathrm{s} & = & \sqrt{p/\rho} \\ & = & \sqrt{c^2/3} \\ & \simeq & 0.58c, \end{array} $$ donde $c$ es la velocidad de la luz, y $p$ y $\rho$ son la presión y la densidad del gas. En otras palabras, la velocidad del sonido en ese momento era más de la mitad de la velocidad de la luz (para temperaturas elevadas hay una pequeña corrección del orden de $10^{-5}$ ; Partovi 1994 ).

En un medio no relativista, la velocidad del sonido es $c_\mathrm{s} = \sqrt{\partial p / \partial \rho}$ que para un gas ideal se reduce a la fórmula dada por @Kieran Hunt. Aunque en el espacio exterior ambos $p$ y $\rho$ son extremadamente pequeños, hay $are$ partículas y, por tanto, tiene sentido hablar de la velocidad del sonido en el espacio. Dependiendo del entorno, suele evaluarse a muchos kilómetros por segundo (es decir, mucho mayor que en la Tierra, pero mucho, mucho menor que en el Universo primitivo).

Recombinación y desacoplamiento

A medida que el Universo se expandió, se fue enfriando. A una edad de unos 200.000 años había alcanzado una temperatura de ~4000 K, y los protones y electrones empezaron a poder combinarse para formar átomos neutros sin volver a ionizarse inmediatamente. Esto se llama la "Época de Recombinación", aunque antes no se habían combinado.

En ~380.000 años, cuando la temperatura era de ~3000 K, la mayor parte del Universo era neutral. Al desaparecer los electrones libres, los fotones podían ahora fluir libremente, difundiéndose y aliviando la sobredensidad de su presión. Se dice que los fotones desacoplar de los bariones.

Fondo cósmico de microondas

La radiación que se desacopló se ha desplazado al rojo desde entonces debido a la expansión del Universo, y como el Universo se ha expandido ahora ~1100 veces, vemos la luz (llamada fondo cósmico de microondas, o CMB) no con una temperatura de 3000 K (que era la temperatura del Universo en el momento del desacoplamiento), sino con una temperatura de (3000 K)/1100 = 2,73 K, que es la temperatura a la que se refiere @Kieran Hunt en su respuesta.

Oscilaciones acústicas de los bariones

Estas sobredensidades, o oscilaciones acústicas de los bariones (BAO), existen a escalas mucho mayores que las galaxias, pero las galaxias tienden a agruparse en estas escalas, que desde entonces se han ampliado y ahora tienen una escala característica de ~100 $h^{-1}$ Mpc, o 465 millones de años luz. Medir cómo cambia la distancia entre grumos con el tiempo proporciona una forma de entender la historia de la expansión, y la aceleración, del Universo, independientemente de otros métodos como las supernovas y el CMB. Y de forma muy bonita, los métodos están todos de acuerdo .

Answer 2

Sólo quiero señalar que la mayoría de las respuestas parecen considerar que el "espacio" es un medio uniforme. Sin embargo, incluso dentro de nuestra propia galaxia, las condiciones varían mucho. He aquí los entornos más comunes en la Vía Láctea:

• Nubes moleculares, $\rho\sim 10^4\,{\rm atom}/{\rm cm}^3$ , $T\sim 10\,{\rm K}$
• Medio neutro frío, $\rho\sim 20\,{\rm atom}/{\rm cm}^3$ , $T\sim 100\,{\rm K}$
• Caliente Neutral Medio, $\rho\sim 0.5\,{\rm atom}/{\rm cm}^3$ , $T\sim 10^4\,{\rm K}$
• Medio ionizado cálido, $\rho\sim 0.5\,{\rm atom}/{\rm cm}^3$ , $T\sim 8000\,{\rm K}$
• Región HII, $\rho\sim 1000\,{\rm atom}/{\rm cm}^3$ , $T\sim 8000\,{\rm K}$
• Medio ionizado caliente, $\rho\sim 10^{-3}\,{\rm atom}/{\rm cm}^3$ , $T\sim \;{>}10^6\,{\rm K}$

La velocidad del sonido es proporcional a $\sqrt{T}$ . Dado que la temperatura varía en unos 7 órdenes de magnitud (el máximo es aproximadamente $10^7\,{\rm K}$ , mínimo en torno a $3\,{\rm K}$ ), la velocidad del sonido varía al menos en un factor de $1000$ . La velocidad del sonido en una región cálida es del orden de $10\,{\rm km}/{\rm s}$ .

Curiosidad: la velocidad del sonido desempeña un papel crucial en muchos procesos astrofísicos. Esta velocidad define el tiempo que tarda una onda de presión en propagarse a una distancia determinada. Un lugar en el que esta es una escala de tiempo clave es en el colapso gravitacional. Si el tiempo de paso del sonido por una nube de gas supera el tiempo de caída libre gravitatoria (tiempo de propagación de una perturbación impulsada por la gravedad), la presión no puede resistir el colapso gravitatorio y la nube se dirige hacia la creación de un objeto más compacto (una nube más densa o, si las condiciones son adecuadas, una estrella).

Más curiosidades: el espacio es un portador (no portador) muy pobre de sonidos de alta frecuencia porque la onda de presión de mayor frecuencia que puede transmitirse tiene una longitud de onda de aproximadamente el recorrido libre medio (MFP) de las partículas de gas. El MFP en el espacio es grande, por lo que el límite de frecuencia es bajo .

Answer 3

Desde el ley de los gases ideales Lo sabemos: $$ v_\textrm{sound} = \sqrt{\frac{\gamma k_\textrm{B} T}{m}} $$ Suponiendo que el espacio interestelar se calienta uniformemente por el CMB tendrá una temperatura de $2.73\ \mathrm{K}$ . Sabemos que la mayor parte de este medio comprende protones y átomos neutros de hidrógeno a una densidad de aproximadamente 1 átomo/cm 3 . Esto significa que $\gamma = 5/3$ y $m = 1.66\times 10^{-27}\ \mathrm{kg}$ , dando un valor para $v_\textrm{sound}$ de $192\ \mathrm{m\ s^{-1}}$ .

Sin embargo, esto no se propaga eficazmente en el vacío. En el altísimo vacío del espacio exterior, la trayectoria libre media es de millones de kilómetros por lo que cualquier partícula que tenga la suerte* de estar en contacto con el objeto que produce el sonido tendría que viajar segundos de luz antes de poder impartir esa información en una colisión secundaria.

*Que para la densidad dada, sólo serían unos 50 átomos de hidrógeno si se aplaudiera, ¡una potencia sonora muy baja!

-Edición- Como bien se ha señalado en los comentarios, el medio interestelar no es tan frío. En este momento, nuestro sistema solar se mueve a través de una nube de gas a aproximadamente 6000 K . A esta temperatura, la velocidad del sonido sería aproximadamente $9000\ \mathrm{m\ s^{-1}}$ .

Ver la respuesta de Kyle para una tabla de valores para $v_\textrm{sound}$ que se pueden encontrar en diferentes entornos en el espacio, o las pelas para obtener información sobre cómo las ondas sonoras del universo primitivo se convirtieron en responsables de la estructura a gran escala actual.

Answer 4

Hay que tener en cuenta que el espacio está lleno de un plasma tenue, que se comporta de forma ligeramente diferente a un gas ideal. En primer lugar, los electrones transportarán el sonido a una velocidad diferente a la de los protones más pesados, pero además, los electrones y los protones están acoplados a través del campo eléctrico. Ver: Velocidad (del sonido) en el plasma

La velocidad del sonido en el viento solar se estima en unos 58 km/s, según la ecuación de la respuesta dada por Kieran Hunt. Sin embargo, la temperatura del viento solar es más bien $T = 1.2 \times 10^5K$ ( ref )

Answer 5

Dada la baja densidad del gas, la velocidad del sonido sería una función directa de la temperatura del gas, es decir, de la velocidad de las moléculas/átomos. Dado que ésta varía desde unos 2,7K hasta millones de grados cerca de algunas estrellas, la velocidad del sonido puede cambiar bastante.