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,

pero una noche sin luna y sin estrellas.
Confucio

Si las estrellas aparecieran tan
sólo una vez cada mil años
¡Como las adorarían los hombres!


Ralph Waldo Emersson

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Inicio > Historias > El gas neutro en las galaxias cercanas

El gas neutro en las galaxias cercanas

Hoy me he propuesto contar alguna cosa de Astronomía por aquí, que ya va siendo hora y quiero recuperar el ritmo de meses pasados. Estaba pensando en mirar las últimas notas de prensa del European Southern Observatory (ESO, Observatorio Europeo Austral) o del Telescopio Espacial Hubble (HST), pero luego he pensado que, al haber impartido un seminario de Astrofísica en el Instituto de Astrofísica de Canarias sobre parte de mi trabajo en Australia Telescope National Facility (ATNF), ¿por qué no hablar de ello en el blog? Así que allá voy.

¿Qué es el hidrógeno neutro?

El título de este proyecto es The Local Volume HI Survey (LVHIS, se pronuncia como Elvis, y significa en castellano Cartografiado en HI del Volumen Local). Está liderado por la astrofísica alemana Bärbel Koribalski (CSIRO /ATNF). HI es la notación que recibe en Astrofísica el hidrógeno neutro, gas compuesto básicamente de átomos de hidrógeno (protón + electrón) creados en el Big Bang. En general, es la componente más extensa de las galaxias, porque este gas es la semilla para la formación de las estrellas. Se condensa en las regiones más frías y densas del medio interestelar, las nubes moleculares, donde se forma el hidrógeno molecular (nubes de H2 en el argot astrofísico, dos protones compartiendo una envoltura común con dos electrones), que son las zonas más frías de las galaxias donde nacen las estrellas. En presencia de estrellas masivas (nacidas de ese mismo gas) el hidrógeno se ioniza, creando las estructuras tan llamativas que son las nebulosas de emisión ricas de gas ionizado, donde protones y electrones están independientes, emitiéndose luz en unas determinadas frecuencias (como la línea de H&alpha) cuando un protón se recombina con un electrón que estaba libre en el gas. Sólo este tema daría para un artículo largo, por eso ahora me centraré sólo en el hidrógeno neutro de las galaxias.



Imitadores de Elvis Presley con el
radiotelescopio de 64m de Parkes (NSW, Australia), perteneciente al ATNF. Al parecer, se reunen por allí una vez al año, y sirvió de inspiración para el nombre del Cartografiado en HI del Volumen Local (LVHIS, Local Volume HI Survey), liderado por Bärbel Koribalski (CSIRO/ATNF). Crédito Barbel Koribalki

La observación de este gas frío y difuso sólo se puede realizar usando radiotelescopios, puesto que la emisión que detectamos se produce a unas frecuencias de 1.4 GHz (se lee giga-hercios, quiere decir que la onda de luz vibra 1 400 000 000 veces por segundo; la luz visible lo hace a unos 500 THz = 5x10^14 Hz, ó 5 000 000 000 000 000 veces por segundo) o equivalente a longitudes de onda de 21 cm. Corresponde a una transición hiperfina del átomo de hidrógeno (cambio en la orientación de los espines del protón y del electrón). Pese a que la probabilidad de este cambio en el átomo de hidrógeno es tan baja (deberíamos esperar unos 10 millones de años para observarla en un solo átomo), dada la gran cantidad de átomos de hidrógeno en el Universo (el 75% de todos los átomos existentes) es muy fácil observarla en las galaxias.

El Volumen Local

Por supuesto, no podemos resolver de igual manera el gas (o las estrellas) de una galaxia cercana como la Galaxia de Andrómeda que una galaxia localizada muy lejos, a distancias cosmológicas por ejemplo. Así, los astrónomos han definido una región cercana alrededor de la Vía Láctea, denominada El Volumen Local, que tiene un radio de unos 10 Mpc (unos 32.6 millones de años-luz, o velocidades de recesión inferiores a 550 km/s). La peculiaridad del Volumen Local es que, con las técnicas actuales, se puede calcular la distancia a las galaxias de forma bastante precisa y usando distintas técnicas, permitiendo además análisis detallados en todos los rangos espectrales (ultravioleta, visible, infrarrojo y radio). Dentro de este volumen existen unas 500 galaxias, la mayoría objetos difusos, enanos e irregulares, cuya detección se ha realizado en algunos casos mediante radiotelescopios puesto que la componente estelar es muy débil. Además de las galaxias del Grupo Local (M33, Andrómeda, las Nubes de Magallanes...) destacan otros grupos de galaxias famosos (M81, M83, Centauro A y el Grupo del Sculptor, por ejemplo). Así, el proyecto LVHIS está realizando un cartografiado sistemático de todas esas galaxias en hidrógeno atómico (gas HI).

Observaciones en ATCA

La primera fase de este proyecto está casi finalizada en cuanto a observaciones se refiere. Usando el interferómetro Australia Telescope Compact Array (NSW, Australia) hemos observado ya más de 70 galaxias, combinando al menos 3 distintas configuraciones del interferómetro, y empleando 12 horas de observación por cada una de ellas. Como siempre se dice que es mejor una imagen que mil palabras, y dado que me estoy empezando a extender por clarificar conceptos básicos, he aquí un ejemplo de lo que estamos haciendo en el el proyecto LVHIS:



Póster sobre algunas de las galaxias ya observadas en el el proyecto LVHIS y presentado en el congreso Galaxias en el Universo Local, celebrado en Sydney en julio de 2007. Cada pareja de figuras muestra, en falso color, la distribución de gas neutro (izquierda) y la cinemática del gas (derecha). Las antenas de fondo corresponden al Australia Telescope Compact Array. Pincha en la imagen para verla a más resolución y ver el nombre de las galaxias, destacando M 83 y Circinus (en el centro). Crédito: A.R.L-S. & LVHIS team.

En esta imagen se muestran algunas de las galaxias ya observadas, comparando tanto la distribución de gas atómico ( =gas neutro = HI) como su cinemática. Porque aquí está la magia de la interferometría: el resultado de las observaciones NO SON IMÁGENES, sino CUBOS DE DATOS, donde tenemos por un lado las direcciones espaciales (Ascensión Recta y Declinación, las longitud y latitud celestes) y perpendicular a ambas la dirección espectral o velocidad a la que se observa el gas, que varía de punto a punto en cada objeto. Normalmente, lo que tenemos es un campo de rotación, observándose un gradiente de velocidades entre una zona y la opuesta en cada galaxia (en la imagen superior, observar el gradiente azul-rojo en todas las figuras de la derecha; azul indica velocidades menores). Pero otras muchas veces no se detecta una rotación clara, sino que aparecen distorsiones, asimetrías y colas, que nos enseñan ya no sólo las distorsiones morfológicas del gas por interacciones entre galaxias o por los propios fenómenos de formación estelar en objetos de baja masa, sino también distorsiones en los patrones de rotación, signos adicionales de interacciones entre galaxias.

La cinemática del gas neutro y la masa de las galaxias

Por supuesto, todo esto es un mundo, y para entender el movimiento y la distribución del gas en cada galaxia se necesita un modelado que nos proporcione unos números básicos (velocidad de rotación, ángulo de inclinación, ángulo de posición, residuos del modelo, necesidad de múltiples componentes del gas...) para comparar. Pero esto ya es otra historia. Sólo concluiré que, mientras con la cantidad de luz detectada en hidrógeno neutro se determina muy bien la masa de hidrógeno atómico de las galaxias, mediante el análisis de las curvas de rotación del hidrógeno neutro se puede estimar la cantidad de materia dinámica (la necesaria para que el gas de las galaxias se muevan como observamos). Y es aquí cuando aparece esa cosa esotérica de la materia oscura, algo que no vemos porque no emite luz y aún no sabemos lo que es, pero que es necesaria para explicar la dinámica de las galaxias porque la materia bariónica (=protones + neutrones + electrones) es insuficiente para hacerlo.

Por lo tanto, el objetivo básico del proyecto LVHIS es obtener imágenes profundas del gas neutro en las galaxias del Volumen Local, para entender la distribución del hidrógeno atómico, en ambiente entre las galaxias, comprender la cinemática y la dinámica de las mismas, estimar la cantidad de materia ordinaria (bariónica) y oscura (no-bariónica) y los procesos de formación estelar que, en definitiva, son los responsables de que nazcan nuevas estrellas. No es más que un intento adicional de la búsqueda de nuestros orígenes, puesto que el Sol y los planetas se formaron a partir de una gran nube de hidrógeno que condensó, hace unos 4500 millones de años, en la periferia de una galaxia mediana que denominamos Vía Láctea.

| Publicado 2008-10-14 , 18:42 | ¡ Comenta esta historia ! | 3 Comentarios | Enlace | In English using Google Translate |
| Categorías : Observatorios, Investigacion, Galaxias, Astronomía |

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Comentarios

1
De: ADal. Fecha: 2008-10-14 19:32

Chacho!!No te pongas a mirar lo de IC10, si no a escribir en el blog. Lo que hay que ver.jajajaj
Yo sigo aquí con mi charlita.

Hasta mañana



2
De: angelrls, El Lobo Rayado Fecha: 2008-10-14 19:38

Sí, tienes razón... es que me dije, "voy a poner algo nuevo y rápido" y al final... aquí llevo un par de horas con esto...

Lo de IC 10 está controlado, no te preocupes ;)



3
De: astroyorch Fecha: 2008-10-15 06:38

Anyu, como cuando vaya a buscar a Adal al aeropuerto el viernes, salga diciendo: "beeeeee" te las vas a tener que ver conmigo, eh? jejeje ;)
Ya me contarás que tal con IC10
Un abrazo



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