J. Xavier Prochaska, The Conversation

¿Cómo se forma una galaxia como nuestra Vía Láctea? Hasta ahora, la deducción había desempeñado un papel importante a la hora de responder a esta pregunta.

En esencia, la explicación es que el gas se dirige hacia el centro de un halo de materia aproximadamente esférico, donde se acumula. Luego se enfría, se condensa, se fragmenta, y acaba colapsando para formar las estrellas. Las distintas generaciones de estrellas van construyendo la galaxia, y con ello, dan lugar a la producción de los elementos pesados (como el carbono, el oxígeno, etcétera) que pueblan nuestra tabla periódica y componen el mundo físico que conocemos.

Los astrofísicos, yo entre ellos, hemos confeccionado esta imagen en gran parte gracias a la investigación teórica. Hacemos simulaciones numéricas en los mayores superordenadores del mundo para reproducir con un alto grado de fidelidad los procesos que rigen la formación de las galaxias: el colapso gravitatorio, el calentamiento y el enfriamiento por medio de la radiación.

A la hora de estudiar muchos de estos procesos, nos encontrábamos limitados en gran medida a esta clase de pesquisas teóricas debido a que no teníamos la capacidad técnica para observarlos. Pero las cosas han cambiado con la multiplicación que hemos vivido de lo que consideramos grandes observatorios: el Telescopio espacial Hubble de la NASA, los Telescopios gemelos Keck, de 10 metros, situados en Manua Kea (Hawái), y, el más reciente, el Observatorio ALMA (siglas de Atacama Large Millimeter/submillimeter Array) en el norte de Chile. Con estas instalaciones, los astrónomos hemos intentado poner a prueba y pulir los principios de la teoría de la formación de las galaxias, en particular los procesos que gobiernan la constitución de estos conjuntos y la formación de las estrellas.

Los nuevos datos que está publicando nuestro grupo a partir de las observaciones hechas desde ALMA están suponiendo un auténtico cambio con respecto a observaciones anteriores. Gracias a ellos podemos obtener una imagen directa del gas de las galaxias nacientes —lo cual antes era imposible— y, de este modo, verificar nuestras predicciones básicas relativas a la formación de las galaxias.

Simulación numérica del gas correspondiente a la misma región que la imagen principal de la noticia. En las galaxias jóvenes domina el gas, no las estrellas. Proyecto Eagle, Universidad de Durham, CC BY-ND.

El problema físico

Cuando intentamos observar las galaxias lejanas, el principal problema es la debilidad de la señal que llega a la Tierra desde semejantes distancias. La luz de las dos galaxias que estudiamos en nuestra publicación, por ejemplo, ha viajado 12.000 millones de años luz para llegar hasta aquí. Al mismo tiempo, esto supone que se emitió hace 12.000 millones de años, cuando el universo tenía solamente 1.500 millones de años y las galaxias no eran más que unas adolescentes. Además, a mí me interesa en particular el estudio del gas que alimenta la formación de las estrellas, que es especialmente difícil de detectar.

Para afrontar este reto, nuestro grupo, que empezó a trabajar en 1986 —liderado por el ya fallecido Arthur M. Wolfe—, dependía de un método indirecto para estudiar las galaxias lejanas. En vez de centrar nuestra atención en las propias galaxias, registrábamos la luz de los cuásares todavía más alejados de nosotros. Esto nos permitía reconocer el gas de las galaxias que están en primer plano.

Los cuásares son objetos extremadamente brillantes que reciben su energía de los agujeros negros supermasivos. Cuando la luz de un cuásar viaja a través del gas galáctico que en realidad nos interesa, los átomos del gas dispersan una pequeña parte de la luz a unas longitudes de onda muy determinadas. Nosotros nos fijamos en las denominadas huellas de absorción en el espectro del cuásar. El gas imprime su huella en la luz que podemos captar con nuestros telescopios.

Pasamos la luz recogida por el telescopio a través de un espectrómetro, un instrumento que nos permite estudiar el brillo como una función de la longitud de onda. Entonces podemos inferir que, efectivamente, entre nosotros y el cuásar hay presencia de gas, y medir cuantitativamente diversas propiedades de este.

Arthur Wolfe utilizó los espectrómetros en la sala de observación principal de los Observatorios de la Universidad de California, los primeros instrumentos del telescopio Shane 3m del Observatorio Lick, y luego, tras su nombramiento para el puesto, dirigió la investigación con los potentes telescopios Keck. Estos datos proporcionan cálculos referentes a la densidad superficial de gas, al enriquecimiento por elementos pesados, al contenido molecular y a los movimientos dinámicos de la galaxia.
Un rayo de luz que llega a la tierra desde un lejano cuásar atraviesa numerosas nubes intermedias de gas presentes en las galaxias y en el espacio intergaláctico. Estas nubes de hidrógeno primigenio extraen determinados colores del rayo. El “espectro de absorción” resultante, registrado por el Espectrógrafo de Imágenes del Telescopio Espacial Hubble (STIS), se utiliza para establecer la distancia y la composición química de esas nubes invisibles. En la imagen, la emisión del carbono ionizado de una galaxia tomada con el telescopio ALMA (Chile). Estos datos revelan y explican las regiones de formación de las estrellas en el interior de las jóvenes galaxias nacientes.


Un rayo de luz que llega a la tierra desde un lejano cuásar atraviesa numerosas nubes intermedias de gas presentes en las galaxias y en el espacio intergaláctico. Estas nubes de hidrógeno primigenio extraen determinados colores del rayo. El “espectro de absorción” resultante, registrado por el Espectrógrafo de Imágenes del Telescopio Espacial Hubble (STIS), se utiliza para establecer la distancia y la composición química de esas nubes invisibles. En la imagen, la emisión del carbono ionizado de una galaxia tomada con el telescopio ALMA (Chile). Estos datos revelan y explican las regiones de formación de las estrellas en el interior de las jóvenes galaxias nacientes. Neeleman et al. Dai: 10.1126/science.aal1737, CC BY-ND

Sin embargo, este experimento observacional es limitado. Ofrece poca información sobre la masa, el tamaño o la formación de estrellas de la galaxia, todas ellas propiedades fundamentales para su constitución. Medirlas es crucial para comprender la historia de la formación de galaxias como nuestra Vía Láctea.
La siguiente generación de observaciones

En 2003 publicamos que el futuro, en aquel momento, telescopio ALMA supondría un auténtico punto de inflexión al permitirnos obtener una imagen directa del gas que hay en el interior de las galaxias nacientes. Hubo que esperar más de un década (mientras se construía el telescopio) para poner manos a la obra, así que tuvimos tiempo de sobra para identificar cuidadosamente los objetivos óptimos y perfeccionar nuestras estrategias de observación.

Toda esa espera y esa planificación han valido la pena. Marcel Neeleman, el último doctorando de Wolfe, acaba de publicar nuestros primeros resultados con ALMA y los datos son espectaculares. A diferencia de nuestros trabajos anteriores, en este caso medimos la luz procedente del gas de la propia galaxia, lo cual revela el tamaño y la forma de las zonas en las que se originan las estrellas. Y lo que hemos visto no ha sido lo que esperábamos.

ALMA capta la luz a longitudes de onda invisibles para el ojo humano. Hemos centrado nuestra atención en dos fuentes presentes en las galaxias objeto de nuestro estudio: el carbono ionizado y el polvo cálido. Ambos rodean las zonas en las que nacen las nuevas estrellas. Hemos conseguido crear mapas basados en la luz emitida por el carbono ionizado del interior de una galaxia que antes detectábamos en absorción mediante nuestra antigua técnica.

Imagen espectrográfica de la luz de una galaxia. El eje horizontal representa el tamaño de la galaxia, y el vertical el movimiento del gas. El análisis de la imagen muestra que el gas es un disco en rotación, igual que nuestra galaxia espiral.

Curiosamente, el gas galáctico denso que forma las estrellas está muy separado (unos 100.000 años luz o 30 kiloparsecs, aproximadamente) del hidrógeno descubierto en un principio por el espectro del cuásar. Esta distancia demuestra que las galaxias jóvenes están rodeadas de un enorme depósito de gas neutro no ionizado. Además, sugerimos que es probable que el gas detectado en absorción crezca por agregación hacia la galaxia y alimente futuras generaciones de estrellas.

Así pues, los datos de ALMA únicamente resuelven los movimientos internos del gas de la galaxia. Nuestro análisis de la dinámica indica que el gas presenta la forma de una enorme disco —similar a la Vía Láctea— y que gira a una velocidad de 120 kilómetros por segundo aproximadamente. Esta velocidad es característica de las predicciones de la teoría para los progenitores de este tipo de galaxia.

Por último, hemos detectado las emisiones procedentes del polvo cálido de la galaxia. (Por supuesto, lo de cálido es relativo. En este caso se trata tan solo de unos 30 grados centígrados sobre el cero absoluto). Creemos que lo que calienta el polvo son las jóvenes estrellas masivas, y calculamos que la galaxia forma estrellas al prodigioso y precoz ritmo de 100 soles al año.

Estos datos demuestran el poder y las posibilidades de ALMA para descubrir y analizar al detalle los progenitores de galaxias como la nuestra. Su valor para perfeccionar nuestro conocimiento —en el espacio y en el tiempo— de la formación de las galaxias será incalculable.

Aunque muchos integrantes de la comunidad científica teníamos ciertas reservas sobre ALMA (debido a su enorme coste), hoy en día veo con claridad que sus beneficios serán extraordinarios. Las investigaciones con el telescopio ya han dado fruto con el descubrimiento de los discos protoplanetarios a partir de los cuales se originan los planetas y han desvelado los secretos ocultos del proceso de formación de las estrellas. ALMA, además, seguirá haciendo avanzar enormemente nuestro conocimiento del proceso de formación de galaxias como la Vía Láctea.

J. Xavier Prochaska, catedrático de Astronomía y Astrofísica de la Universidad de California en Santa Cruz.

Cláusula de divulgación:

J. Xavier Prochaska recibe financiación de la Fundación Nacional para la Ciencia.

Este artículo fue publicado originalmente en inglés en la web The Conversation.

Traducción de News Clips.


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