El Lobo Rayado

Blog del astrofísico Ángel R. López-Sánchez
sobre Astronomía, Astrofísica y Ciencia en general.



La ignorancia es la noche de la mente,

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Inicio > Historias > I Zw 18: La galaxia más joven conocida

I Zw 18: La galaxia más joven conocida

Hace unos días, comentaba brevísimamente en esta historia una nueva imagen obtenida con el Telescopio Espacial Hubble (HST) de la galaxia I Zw 18. Ya apuntaba que se trata de una galaxia muy interesante, que es del tema que investigo durante mi tesis (galaxias enanas con mucha formación estelar donde se detectan rasgos de estrellas masivas del tipo Wolf-Rayet).

Contemos primero el porqué de ese nombre tan raro. Durante los años treinta del siglo XX, cuando aún quedaba mucho cielo virgen por descubrir, el astrónomo suizo Fritz Zwicky realizó un catálogo en que compilaba unas 30000 galaxias cercanas a partir de un muestreo fotográfico de todo el cielo del hemisferio norte. El catálogo lo concluyó en los años setenta, produciendo varios volúmenes (siete, creo) con todos los nuevos objetos. De ahí derivan las iniciales Zw (Zwicky) y la I (primer volumen del catálogo). I Zw 18 es, por tanto, la galaxia 18 del primer volumen del catálogo de galaxias de Zwicky. Durante mucho tiempo, se ha sospechado que I Zw 18 era una galaxia muy joven, incluso la más joven de todas las conocidas. ¿Cómo se hace eso? Estudiando el gas que existe en la galaxia.

Galaxias que parecen nebulosas gigantes

Precisamente, observando una muestra de galaxias azules extraídas del catálogo de Zwicky, los astrónomos Sargent y Searle descubrieron, en 1970, una clase de galaxias cuyo espectro en la zona del óptico y del infrarrojo cercano estaba dominado completamente por una población joven y muy azul, consistiendo básicamente en un espectro nebular, esto es, similar al de las nebulosas que se observaban en nuestra Galaxia (como la nebulosa de Orión o la nebulosa Trífida). La nebulosas de emisión se designan en la jerga astrofísica como regiones H II porque el gas (hidrógeno) no se encuentra en estado molecular (H_2, dos átomos de hidrógeno: dos protones y dos electrones unidos por un enlace covalente) ni atómico (H I, un único átomo en estado neutro, un protón y un electrón), sino en estado ionizado (H II, donde un átomo de hidrógeno ha perdido su único electrón: está ionizado). Esto ocurre en las cercanías de las estrellas jóvenes y masivas que han nacido precisamente del gas de la nebulosa. Las estrellas masivas emiten mucha luz en las regiones del ultravioleta, por ese motivo las vemos de color azul. Como la radiación ultravioleta es muy energética, es capaz de lanzar los electrones de los átomos de hidrógeno fuera, ionizando el gas. Pero lo que nosotros detectamos como líneas de emisión es justo lo contrario: un electrón es capturado de nuevo por un átomo de hidrógeno (se recombina), emitiendo luz a unas frecuencias muy concretas (las líneas espectrales).

Pero no sólo existe hidrógeno en estas nubes, sino también helio y elementos metálicos (ya dije por ahí que los astrofísicos designamos como metal todo aquello que no sea ni hidrógeno ni helio): oxígeno, nitrógeno, neón, azufre, argón, hierro. Las rayas que vemos en los espectros provenientes de los iones de elementos metálicos no se forman igual que las líneas de recombinación de hidrógeno y helio. En verdad, cuando se comenzó a analizar la luz de las nebulosas resultó un problema gordo porque no se sabían explicar, incluso se llegó a inventar el elemento químico nebulio, sólo presente en las nebulosas, como responsable de esas líneas espectrales. Gracias a la Física Cuántica, se pudieron interpretar. Lo que ocurre es lo siguiente: la estrella (normalmente del tipo O ó B, las más luminosas y calientes) emite mucha energía en forma de radiación ultravioleta. Estos fotones energéticos, al chocar con los átomos neutro de hidrógeno, lo ionizan (hacen que el electrón se separe completamente del protón). Tenemos, por lo tanto, una ingente cantidad de electrones a distintas velocidades que rondan por la nebulosa (tal es así que se define una temperatura electrónica que da cuenta de la energía cinética media de los electrones del gas). Algunos electrones son absorbidos de nuevo por los átomos de hidrógeno y helio, recombinándose y emitiendo un fotón en las longitudes de onda características de estos iones. Pero otros electrones chocan, y aquí está la clave, con los átomos metálicos, liberando también de ellos algunos electrones. El átomo metálico queda ionizado (por ejemplo, el oxígeno, O, pasa a O+ porque ha perdido un electrón o a O++ si pierde dos electrones). Cuando estos iones recuperan los electrones perdidos por los choques, el fotón que se libera lo hace a frecuencias tales que no provocará en la nebulosa ninguna nueva ionización: se trata de frecuencias prohibidas por primer orden de Mecánica Cuántica. Estos fotones se escapan de la nebulosa, enfriándola, y son los que detectamos en los espectros de emisión. A estas líneas se las designa como líneas metálicas prohibidas. Aunque la cantidad de iones de elementos metálicos es muy pequeña en comparación con el número de átomos de hidrógeno, este mecanismo hace que las líneas espectrales sean tan intensas o más que ellas, porque las líneas de recombinación de hidrógeno y helio que nosotros vemos en las nebulosas sólo provienen de la fina capa exterior: los que se emiten dentro vuelven a absorberse y reemitirse por el gas.

En verdad, todo este rollo ya lo conté en mis primeras historias

La evolución química de las Galaxias

Por lo tanto, estudiando las líneas de elementos metálicos podemos conocer la cantidad de cada uno de ellos en el gas (en la notación astrofísica, las abundancias químicas). Esto nos ayudará a entender la historia de cada galaxia. ¿Cómo? Sabemos que en el Big Bang sólo se produce hidrógeno y helio (y una cantidad pequeña de deuterio (un isótopo del hidrógeno que consta de un protón y un neutrón en su núcleo), litio, berilio y algo de boro. El resto de los elementos químicos se producen en las estrellas. Aquí recuerdo la famosa cita de Carl Sagan: las estrellas son gigantescas cocinas cósmicas que sintetizan átomos ligeros en átomos más pesados. Como las estrellas, al morir, liberan el material al medio interestelar, analizando este gas podemos saber cómo de evolucionado está, porque nos encontramos en un ciclo irreversible: las estrellas se crean de las nebulosas, consumen hidrógeno y helio creando oxígeno, carbono y nitrógeno, que liberan al morir, por lo que nuevas estrellas creadas de ese gas serán más ricas en elementos metálicos.

En verdad, en todo esto hay muchas sutilezas, como cabría esperar. De una misma nebulosa nacen miles de estrellas, siendo las más masivas las más rápidas en evolucionar y en morir. Una estrella de 10 veces la masa del Sol agotará su combustible en menos de 10 millones de años, explotando como una supernova de tipo II. En estas titánicas explosiones se crean los elementos más pesados que el hierro (oro, plata, uranio, mercurio, zinc...), pero sobre todo contaminan el medio interestelar con oxígeno. Las estrellas de masa baja o intermedia, como el Sol, tardan mucho tiempo en evolucionar: el Sol tiene una vida de unos 10 000 millones de años. Cuando muera, formará una nebulosa planetaria que contendrá grandes cantidades de oxígeno, nitrógeno y carbono. Por otro lado, muchas estrellas de masa baja o intermedia quedan ligadas gravitatoriamente, formando sistemas binarios de estrellas. Al pasar miles de millones de años, la más masiva del par morirá, quedando convertida en enana blanca. Cuando la compañera se convierta en una gigante roja, la enana blanca comenzará a comérsela, llegando un momento en el que se produce una combustión explosiva del hidrógeno, una supernova de tipo I. En estos eventos, gran parte del material del sistema se convertirá en hierro.

¿Y este rollo para qué? Para explicar que, estudiando las relaciones existentes entre los elementos químicos del medio interestelar podemos conocer la historia química de las galaxias. Las primeras galaxias apenas tendrán oxígeno, pero será lo primero que produzcan en cuanto mueran sus estrellas masivas. La relación entre el oxígeno y el hierro, por ejemplo, será mucho mayor en estos casos, hasta que, al pasar miles de millones de años, se produzca la contaminación del medio interestelar por el hierro liberado de las supernovas del tipo I. Podemos así clasificar las galaxias en más jóvenes y más viejas, químicamente hablando. El mejor indicador es el oxígeno, puesto que se trata de un elemento bastante abundante sus y líneas espectrales son intensas. El oxígeno puede definirse como un reloj químico.

¿Por qué es tan especial I Zw 18?

Volvamos a I Zw 18. ¿Qué la hace tan especial? Porque se trata del objeto conocido con menor abundancia de oxígeno, esto es, el menor evolucionado que se conoce. Si pensamos que las galaxias se formaron a partir de gigantescas nubes de gas hidrógeno y helio primordial, y que posteriormente comenzaron a formar estrellas, hace unos 12 000 millones de años (un par de miles de millones de años después de la Creación), ahora no deberían quedar galaxias de este tipo, mucho menos cuando los modelos jerárquicos de formación de galaxias predicen que las galaxias enanas se fusionaron para formar entes más grandes. Pero la galaxia enana I Zw 18 parece que no empezó a formar estrellas hasta hace unos 500 millones de años. Este tiempo, enorme para nosotros, no es nada comparado con la escala de tiempo del Universo. Se trata, por lo tanto, de la galaxia más joven conocida. Debe ser muy parecida a lo que se cree fueron los embriones de las galaxias. De ahí su gran importancia: tenemos en nuestro entorno local (I Zw 18 está a sólo 45 millones de años luz) un objeto como se cree que eran las protogalaxias hace 12 000 millones de años, sistemas que se encuentran totalmente fuera de nuestro alcance.

El último estudio ha sido realizado por los astrofísicos Yuri Izotov (Observatorio de Kiev, Ucrania) y Trinh Thuan (Universidad de Virginia, EE.UU.) y presentado en la edición del 1 de diciembre de la prestigiosa revista Astrophysical Journal. Para ello, usaron la Cámara Avanzada de Muestreo (Advanced Camera for Surveys, ACS) del Telescopio Espacial Hubble (HST), para obtener imágenes muy profundas de I Zw 18 en distintos filtros. La exposición total de estas imágenes requirió de 25 órbitas del telescopio (en cristiano, 12.1 horas para la imagen en el filtro V y 6.8 horas para la imagen en el filtro I). El objetivo era encontrar (o no) estrellas viejas (gigantes rojas muy débiles), dentro de la galaxia. La presencia de dichas estrellas indicaría que la galaxia habría formado estrellas hace miles de millones de años, como las demás galaxias, pero que por alguna causa habían perdido el gas rico en metales. Si no encontraban esas estrellas viejas, se tendría una nueva prueba observacional de bastante peso que apoyaría la teoría de que se trata de una galaxia muy joven.

Analizando las poblaciones estelares de I Zw 18



Imagen en falso color de la galaxia enana azul I Zw 18, obtenida al combinar imágenes del Telescopio Espacial Hubble en distintos filtros. Se observan los dos nódulos principales del objeto, enormes regiones de formación estelar, inmersos en filamentos de gas ionizado por las estrellas masivas y en expasión por los vientos estelares de éstas. Los objetos rojos son galaxias de fondo. También aparece una galaxia enana compañera sobre la esquina superior derecha.

¿Qué hacen los astrónomos con las imágenes en distintos filtros? Primero, obviamente como todos, las admiran. Aquí está una combinación de estas imágenes para deleite de todos. Pero, claro, hay que analizarlas con detalle. Como las imágenes del Hubble alcanzaban magnitud ¡¡¡¡ 29 !!!!, se pudo sacar el diagrama color-magnitud (magnitud en filtro I frente a color V-I ) y analizarlo. Se encontraron estrellas brillantes azules de la secuencia principal (edad menor de 30 millones de años), supergigantes rojas y azules (edades entre 10 y 100 millones de años) y estrellas evolucionadas del brazo asintótico de las gigantes (AGB) (edades entre 100 y 500 millones de años). Pero, a pesar de la excelente calidad de las imágenes, no aparecieron rasgos de estrellas más viejas. Concluyen Izotov y Thuan, por tanto, que I Zw 18 es realmente una galaxia muy joven, que ha comenzado a formar estrellas hace 500 millones de años, y que han ocurrido dos o tres brotes de formación estelar desde entonces, siendo el último hace escasos 4 - 5 millones de años al detectar los rasgos de estrellas Wolf-Rayet.

Ahora cabe preguntarse el porqué a I Zw 18 le llevó tanto tiempo (casi toda al edad del Universo) comenzar a formar estrellas, si el resto de las galaxias comenzaron a hacerlo hace 12 000 millones de años. Como siempre pasa en Ciencia, un nuevo descubrimiento abre nuevas preguntas.

No obstante, en honor a la verdad, el caso no está totalmente cerrado. Otro equipo, liderado por Goran Östlin (Observatorio de Estocolmo) ha usado la cámara NICMOS (Cámara del Infrarrojo cercano y espectrómetro multi-objeto) del Hubble para estudiar también esta galaxia. Al parecer, ellos sí encuentran una población importante de estrellas rojas y frías que son algo más viejas que las observadas por Thuan e Izotov con ACS. Así, la edad de I Zw 18 sería de unos mil millones de años, el doble de lo estimado por el primer equipo, pero aún muy joven. El estudio de Östlin aún no se ha publicado, por lo que no podemos adelantar nada más de él.

Ah, por cierto, como apuntaba antes, los rasgos de estrellas Wolf-Rayet también se han detectado en esta galaxia. Por ese motivo, aunque no entra directamente como una de mis galaxias de tesis, sus especiales características la hacen de obligada mención y comparación en mi cada vez más cercana (¡socorro!) tesis doctoral: Mecanismos de formación estelar masiva en galaxias Wolf-Rayet enanas.

| Publicado 2004-12-21 , 01:00 | ¡ Comenta esta historia ! | 6 Comentarios | Enlace | In English using Google Translate |
| Categorías : Galaxias, Nebulosas, Astronomía |

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Comentarios

1
De: Brunhilda Fecha: 2004-12-21 23:55

Necsitas darle un nombre molón a I Zw 18, como Gregor (por el protagonista de La Metamorfosis de Kafka)



2
De: angelrls, El Lobo Rayado Fecha: 2004-12-22 15:58

A mí me gusta ese nombre, Brunhilda. Supongo que será porque me he acostumbrado a él. Luego están UM 420, Mrk 1199, Haro 15, VII Zw 19, He 2-10... el abuso de los tecnicismos, para variar.



3
De: Mizar Fecha: 2004-12-22 19:42

Interesante artículo. Enhorabuena.

El nebulio fue una aportación de Huggins, también contaba yo esa historia en un artículo de hace unos meses http://mizar.blogalia.com/historias/21046



4
De: angelrls, El Lobo Rayado Fecha: 2005-01-14 12:54

Enlace a la noticia en Infoastro:

http://www.infoastro.com/200501/14galaxia_joven.html



5
De: natalia Fecha: 2005-11-01 18:14

que por q no tienen mas informacion!



6
De: angelrls, El Lobo Rayado Fecha: 2005-11-02 11:37

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    CSIRO Astronomy & Space Science / Australia Telescope National Facility

    National Radio Astronomy Observatory

    Australian Astronomical Observatory

    Research School of Astronomy and Astrophysics

    Observatorio Hispano-Alemán de Calar Alto

    Observatorio Europeo Austral (ESO)

    Heavens Above

    Ciencia@NASA

    Sondas Espaciales

    Wikipedia
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