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28 de Octubre de 2020
Astrofísica

Se mide un ingrediente clave de la formación de las galaxias

Las mediciones de una débil emisión de radio de galaxias distantes ha descubierto la naturaleza de los gases con que se alimentó la época de máxima formación galáctica; además, da a entender por qué el ritmo de formación de las estrellas ha descendido desde entonces.

Se ha medido en promedio la línea de 21 centímetros del oxígeno de un conjunto de galaxias lejanas. SKA, una red interferométrica formada por múltiples antenas y estaciones en distintas localizaciones y cuya construcción debería empezar pronto (su núcleo central se representa aquí artísticamente), podrá captar esa línea en el espectro de galaxias individuales [SPDO/TDP/DRAO/Swinburne Astronomy Productions].

En mi primer día de estudios de doctorado, hace casi 40 años, mi director de tesis me preguntó: «¿qué es la formación de galaxias?». Una respuesta, tópica entre los cósmologos, sería esta: «la agregación, impulsada por la gravedad, de la materia oscura a lo largo del tiempo cósmico», donde la materia oscura es la materia invisible y misteriosa de la que se cree que suma la mayor parte de la masa del universo. La materia «bariónica» normal (el hidrógeno, el helio y cantidades de orden menor de elementos más pesados) es solo un componente de traza de la masa que se monta a lomos de la gravedad mientras se produce la coalescencia de las galaxias. La respuesta que mi director le dio a su asustado estudiante de doctorado fue esta otra: «la acreción de gas en los halos de materia oscura y su conversión en estrellas». Es que para los astrónomos observacionales, como él (o como yo hoy), lo bueno empieza solo cuando la materia bariónica representa su papel. Aditya Chowdhury, del Centro Nacional de Radioastrofísica y del Instituto Tata de investigación Fundamental, en Pune, India, y sus colaboradores han dado ahora a conocer en Nature unos hallazgos que rellenan un vacío crucial en nuestro conocimiento de lo bueno de la formación de las galaxias.

En las últimas décadas, tras unos estudios realizados con el Telescopio Espacial Hubble, la observación muy profunda de sectores escogidos del cielo ha creado una revolución en nuestro conocimiento de la formación de las galaxias. Las observaciones de este tipo han aportado mediciones cuantitativas de las estrellas y de la formación de estrellas en las galaxias desde el tiempo presente hasta las primeras galaxias del universo, solo unos cientos de millones de años tras la gran explosión. Los resultados muestran que la densidad del ritmo de formación cósmica de estrellas, es decir, el ritmo a que se forman estrellas por unidad de volumen del universo, llegó a su máximo entre 2500 y 4500 millones de años tras la gran explosión. Aproximadamente la mitad de las estrellas del universo se formaron durante esa época cumbre del ensamblado de las galaxias. La densidad del ritmo de formación de estrellas ha disminuido a lo largo de los 10.000 millones de años que han pasado desde entonces.

La determinación de la historia de la formación de estrellas en el universo es uno de los grandes éxitos de la astronomía observacional moderna, pero las estrellas revelan solo la mitad de la historia de la formación de las galaxias. La otra mitad es lo que le ocurre al gas que alimenta la formación de las estrellas. Se cree que el gas caliente procedente del medio intergaláctico (el material que hay en el espacio entre las galaxias)  se asienta, como resultado de la atracción gravitatoria de la materia oscura, en regiones donde esta se concentra densamente. Se piensa que el gas se enfría y forma nubes difusas de átomos de hidrógeno neutro, que siguen enfriándose y se condensan en densas nubes de moléculas de hidrógeno (H2), y es en estas donde se forman las estrellas. Por desgracia, los detalles relativos al hidrógeno atómico neutro siguen siendo rudimentarios más allá de lo que se ha observado en las galaxias de nuestro entorno local en el universo.

Chowdhury y sus colaboradores presentan ahora una medición directa de las emisiones del hidrógeno atómico neutro de galaxias de un período cercano a la época en que el ensamblaje de galaxias conoció su máximo. Los autores usaron el Radiotelescopio Gigante de las Ondas de un Metro, que está cerca de Pune, para observar un rasgo característico del espectro de emisión del hidrógeno neutro, la línea de 21 centímetros de la estructura hiperfina (o, más brevemente, la emisión de 21 cm de H I). Se suele usar este rasgo como trazador del contenido de hidrógeno neutro de las galaxias, pero es muy débil. Detectar la emisión de 21 cm de H I en el espectro de galaxias individuales a largas distancias, como las observadas en el estudio de Chowdhury y sus colaboradores, es problemático aun con los mayores radiotelescopios del mundo. 

<a href="https://iopscience.iop.org/article/10.3847/1538-4357/aad557" target="_blank"><strong>El trío de galaxias M81</strong></a>. Las estrellas de estas galaxias modernas aparecen en tonos rojiblancos; se trata de unas imágenes en color verdadero, obtenidas combinando imágenes ópticas multicolores del Sondeo Digital de los Cielos Sloan (en Nuevo México). Las nubes de gas formadas por hidrógeno atómico neutro aparecen en blancoazulado y se tomaron con la Red Muy Grande, un radioobservatorio de Nuevo México también, midiendo la emisión de 21 centímetros de la estructura hiperfina (una línea caracterísica del espectro de emisión del hidrógeno neutro a la que se llama más brevemente emisión de 21 cm de H I). <a href="https://iopscience.iop.org/article/10.1086/657638" target="_blank">La razón</a> entre la masa total del hidrógeno neutro y la masa estelar de este sistema es <a href="https://iopscience.iop.org/article/10.1088/0004-6256/136/6/2563" target="_blank">de menos del 10 por ciento</a>. Chowdhury y sus colaboradores han medido la emisión de 21 cm de H I de galaxias de la época en que la formación cósmica de estrellas alcanzó su máximo, hará unos 8500 millones de años, y vieron que esa razón era alrededor de dos veces y media mayor en promedio que en galaxias de hoy, como M81 [Erwin de Blok].

Para superar el problema de la sensibilidad, los autores se valieron de un método llamado «análisis de apilado». Seleccionaron 7653 galaxias cuyas distancias a la Tierra se conocen gracias a las mediciones con telescopios ópticos de sus desplazamientos al rojo. El desplazamiento al rojo es una medida del cambio de la longitud de onda de una línea conocida del espectro de un objeto astronómico que se produce como consecuencia de la expansión del universo. El desplazamiento al rojo aumenta con la distancia a la Tierra y ofrece no solo una medida de esa distancia, sino de cuánto se retrocede en el tiempo: el transcurrido entre la emisión de la luz por la fuente y su detección en la Tierra.

La luz de las galaxias seleccionadas por Chowdhury y su colaboradores se emitió entre hace 4400 millones y 7100 millones de años tras la gran explosión, hacia el final de la cola del pico del ensamblaje de galaxias. Los autores apilaron los espectros de radio individuales de todas las galaxias y alinearon las fuentes en tres dimensiones (dos correspondientes a la posición en el cielo, la tercera, al desplazamiento al rojo) para obtener el espectro medio del hidrógeno neutro para ese conjunto de galaxias. Haciéndolo así, lograron una sensibilidad que es más o menos 90 veces mejor que la que habrían conseguido con una galaxia suelta.

Chowdhury y sus colaboradores pudieron determinar de ese modo el promedio de la masa de hidrógeno neutro en las galaxias de hacia finales del periodo de la máxima formación de estrellas, hará unos 8000 millones de años. Encontraron que las galaxias de esos tiempos  tenían  un contenido de ese gas unas 2,5 veces mayor, relativamente a sus masas estelares, que el de las galaxias actuales. Dado que el hidrógeno atómico es un ingrediente clave en la receta de la formación de estrellas, el descubrimiento de un exceso de ese gas en las galaxias lejanas sirve para explicar el elevado ritmo de formación estelar de aquellos tiempos remotos.

Además, los autores encontraron que la formación de estrellas habría consumido el hidrógeno neutro en un lapso hasta cierto punto corto (entre mil y dos mil millones de años): habría hecho falta una acreción continua de gas procedente del medio intergaláctico para mantener el alto ritmo de formación de estrellas. En otras palabras, la merma de la formación de estrellas que se observa tras la época del máximo se produjo en parte, probablemente, porque el suministro de hidrógeno neutro del medio intergaláctico no bastó para alimentar un ritmo de formación alto.

El contenido de gas del universo lejano no era completamente desconocido antes del estudio de Chowdhury y sus coautores. Investigaciones anteriores (como esta, esta y esta) de las galaxias distantes, efectuadas con la última generación de radiotelescopios, lograron las primeras observaciones de la evolución de la cantidad de H2 a lo largo del tiempo cósmico. De manera parecida, estudios de una línea del espectro de emisión ultravioleta del hidrógeno atómico (la línea Lyman-α) han valido para determinar el contenido de hidrógeno neutro a distancias aún mayores que las abordadas en el trabajo de Chowdhury y sus colaboradores. Pero la línea Lyman-α que emitieron las galaxias durante las épocas estudiadas por Chowdhury y los coautores no se puede observar desde el suelo: el corrimiento al rojo la traslada a una parte del espectro electromagnético para la que la atmósfera terrestre es opaca. Al valerse de la línea de 21 cm del H I, los autores han rellenado por fin un hueco en nuestro conocimiento de la formación de galaxias en momentos cercanos a la crucial época del máximo. 

El análisis por apilamiento que emplearon tiene algunas limitaciones: no proporciona información sobre la «demografía» del gas. Por ejemplo, los resultados no pueden decirnos si el hidrógeno neutro estaba sobre todo en las galaxias de gran masa o si se distribuía por igual entre las galaxias de masa grande y pequeña. Tampoco puede decirnos si el gas se extiende en cada galaxia mucho más allá de las estrellas o si rota en el campo gravitatorio de cada una de ellas en vez de fluir hacia los centros galácticos.

Se está diseñando un radiotelescopio que se llamará Red del Kilómetro Cuadrado; será el mayor del mundo. El objetivo que persigue es la detección de la línea de 21 cm de H I procedente de galaxias individuales situadas a grandes distancias cosmológicas. Solo instrumentos con esa capacidad podrán abordar las preguntas detalladas sobre la demografía y la morfología del gas caso a caso. Los resultados de Chowdhury y sus colaboradores dan a entender que cabe esperar mucho de los estudios de la emisión de 21 cm de H I.

La detección de los autores, aun siendo una media estadística, de la línea de 21 cm de H I de las galaxias durante un período crucial de la formación de las estrellas marca una divisoria en nuestro conocimiento del modo en que las galaxias captan y usan la materia bariónica. Les señala además a las investigaciones un claro camino que guiará los estudios que en el futuro se harán con la Red del Kilómetro Cuadrado.

Chris L. Carilli / Nature News

Artículo traducido y adaptado por Investigación y Ciencia con permiso de Nature Research Group.

Referencia: «H I 21-centimetre emission from an ensemble of galaxies at an average redshift of one», de Aditya Chowdhury et al., en Nature 586págs. 369372 (2020).

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