El gas caliente que rodea la Vía Láctea

Estos días estoy intentando recuperar algo de mi tiempo de investigación astrofísica, dado que en los últimos tiempos diversas responsabilidades, que incluyen enseñar a estudiantes a hacer investigación en astrofísica y dar soporte instrumental al Telescopio Anglo-Australiano, han sido una prioridad. En cualquier caso, ya ayer había vísto la última nota de prensa del satélite de rayos X Chandra (NASA) en la que se detallaba un estudio realizado por un equipo internacional de astrónomos del gas caliente que rodea a nuestra Galaxia. Tenía pensado escribir algo sobre ello, pero Francis (th)E mule Science's News se me ha adelantado, y dado que él lo cuenta muy bien en su historia remito a ella para los detalles. A continuación sólo dejaré unos comentarios generales (vale, al final me enrollé).

Ilustración artística que muestra el enorme halo de gas caliente (en azul) alrededor de nuestra Galaxia, y que se extiende hasta un radio de unos 300 000 años luz de la Vía Láctea. Se incluyen la partes ópticas (la componente estelar, principalmente) de la Vía Láctea y las Nubes de Magallanes por comparación. Crédito de la imagen: NASA/CXC/M.Weiss; NASA/CXC/Ohio State/A Gupta et al.

Una galaxia está compuesta básicamente por 4 componentes: estrellas, gas, polvo y materia oscura. Para "pesar" una galaxia tenemos que sumar correctamente la masa de cada una de estas componentes. Las estrellas están sobre todo en el disco espiral y en el bulbo (la parte central) de las galaxias, aunque existen algunas estrellas moviéndose mucho más lejos, formando los cúmulos globulares, e incluso pueden existir estrellas que hayan sido expulsadas por fuerzas de marea en el pasado o son los restos de una galaxia enana satélite que ha engullido la galaxia principal. Buena parte del gas (normalmente frío) se encuentra también en el disco de las galaxias: es así como se van a poder formar estrellas nuevas. El polvo contribuye poco, en este cómputo de masas normalmente se desprecia. Pero lo que sí es muy importante es la contribución de la materia oscura, que aparece de forma natural al examinar el movimiento de rotación de la galaxia. Así, los astrofísicos definieron el halo de una galaxia como todo aquello que está mucho más lejos que la componente estelar. En los últimos años, estamos encontrando en el halo de galaxias cercanas corrientes difusas de estrellas o gas, que nos hablan sobre la historia de formación estelar del sistema. Pero se cree que el halo está compuesto sobre todo de materia oscura, que distinguiremos de la materia "normal" (protones, neutrones, electrones que constituyen gas, estrellas y polvo) y que los científicos denominan bariónica.

De hecho, los modelos cosmológicos actualmente aceptados (materia oscura fría con constante cosmológica, o ΛCDM) predicen que primero se formaron halos de materia oscura, en sus centros las primitivas galaxias comenzaron a formarse, y poco a poco por unión de halos pequeños se fueron haciendo halos y galaxias más y más grandes. Pero a pesar de tener un origen común, la evolución de los halos de materia oscura y la materia bariónica evolucionan de forma diferente, precisamente porque los bariones (la materia normal) está afectada por otros muchos procesos como calentamiento, enfriamiento y turbulencia, que son muy difíciles de modelar. En parte, ésta es la causa de que los astrofísicos nunca hayan podido determinar bien cuánta masa "normal" (bariónica) existe dentro de los halos de las galaxias, dada que una parte importante debería estar calentada a temperaturas muy altas, superiores al millón de grados centígrados.

¿Cómo saben los astrófísicos eso? La pista la dieron las observaciones en rayos X: desde hace más de una década, se sabe que el halo de las galaxias poseen una componente de gas muy caliente que observamos en rayos X. Es más, galaxias más masivas tienen halos más grandes y emisión en rayos X más intensa. La hipótesis de que existe más masa bariónica en las galaxias de la que a priori vemos en estrellas, polvo y gas frío venía también a solventar (o al menos paliar en parte) otro de esos problemas de la Astrofísica de los últimos años: no contamos la misma cantidad de materia bariónica que la predicha por la teoría del Big Bang. Este problema, que recibió el nombre del problema de los bariones perdidos, trae de cabeza a muchos astrónomos desde hace tiempo, y no pocos congresos internacionales se han celebrado en los últimos tiempos para intentar aclararlo.

Bien, entonces, ¿de qué va la nota de prensa de Chandra? Un grupo de astrofísicos han usado observaciones en rayos X, no sólo empleando Chandra (NASA) sino también los satélites XMM-Newton (ESA) y Suzaku (JAXA, la Agencia Espacial Japonesa) para investigar el espectro de rayos X de galaxias no muy lejanas (pocos cientos de millones de años luz) pero brillantes a esas frecuencias (suelen ser Núcleos Activos de Galaxias o AGNs). El experimento es entonces buscar rasgos muy concretos (las líneas de iones O VII y O VIII, que indican átomos de oxígeno que han perdido 7 u 8 electrones, respectivamente, lo que sugiere que se mueven dentro de un gas extremadamente caliente) producidos por el halo de la Vía Láctea.

Con estas observaciones, han podido encontrar que el gas caliente del halo está a unas temperaturas de entre 1 y 2.5 millones de grados centígrados, y que la masa bariónica de dicho gas es de entre 10 mil y 60 mil millones de soles, quizá incluso algo más. El problema de determinar bien este número proviene de varias incertidumbres, como conocer bien la abundancia química de oxígeno dentro del halo. Como conté hace poco, el oxígeno es un elemento clave en la evolución del Universo, no sólo porque es fundamental para la vida y para nosotros, sino porque determina de forma fundamental cómo viven y mueren estrellas y galaxias. Por eso muchos astrofísicos nos peleamos mucho con los datos (=lo que decía que estoy intentando hacer estos días de investigación astrofísica) para saber mejor cuántos átomos de hidrógeno hay por cada átomo de oxígeno en nebulosas, estrellas y galaxias. A este número se le llama abundancia de oxígeno, en el caso del Sol, tenemos aproximadamente 1 átomo de oxígeno por unos 2000 átomos de hidrógeno. ¡Pero en muchas galaxias la proporción es mucho mayor, como 1 átomo de oxígeno por 50000 átomos de hidrógeno! Estos números marcan la evolución química de estrellas y galaxias y deben tenerse en cuenta en los modelos.

Finalmente, los autores del estudio también avisan de que, aunque sí parece que al menos parte de esos "bariones perdidos" se encuentran en efecto en el halo caliente de las galaxias, la densidad de tales halos es tan baja que es muy difícil de detectar en otras galaxias más lejanas, a pesar de que observemos la emisión cierta emisión en rayos X. Como bien concluye Francis, en realidad hacen falta más estudios de estos halos calientes para llegar a una solución clara al problema.

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1

De: Fer Fecha: 2012-09-25 18:12

Interesante artículo, porque es bastante didáctico para "novatos" como yo. Me gustaría hacerte una pregunta... ¿cuál es la diferencia entre "materia oscura" y "energía oscura"? ¿O más bien son dos modos distintos de hablar de lo mismo? Por otra parte, comentas que "...pueden existir estrellas que hayan sido expulsadas por fuerzas de marea en el pasado..." No hace mucho, ví a medias en un hotel un reportaje acerca del cosmos, donde -si mi mediocre nivel de inglés no me jugó ua mala pasada- entendí que eso mismo ya pasó en nuestro sistema solar con un planeta... e incluso algo entendí de la existencia de "un quinto planeta gigante". Sé que no te sobra el tiempo, pero podrías decirme si entendí bien? Muy agradecido por el tiempo que nos dedicas, y un saludo.

2

De: angelrls, El Lobo Rayado Fecha: 2012-09-25 18:21

Fer, sobre materia oscura y energía oscura son cosas MUY distintas. En el enlace que dejo arriba explico ambas. Bueno, mejor quizá lee el último artículo de divulgación que dejo en este enlace. También mira este genial artículo de mi colega astrofísico Miguel Santander. Sobre la expulsiones de objetos por fuerzas de marea, suceden continuamente, tanto en planetas como en galaxias. Échale un ojeo a este artículo. Mañana te dejo más enlaces.

3	De: TiXolO Fecha: 2012-09-25 19:30
Usease q observamos las emisiones en X de otras galaxias para ver cuanto O hay en nuestro halo, luego extrapolamos la cantidad de O en comparación a otros elementos q hay en nuestra galaxia e voilá todo solucionado... no?

4	De: Arkot Fecha: 2012-09-25 21:05
Cuando se habla de la abundancia de oxígeno, ¿La proporción de 1/2000 del sol no debería ser mayor que la de 1/50000 de las galaxias? O es porque se refiere a galaxias y no a estrellas? En todo caso interesante articulo como ya han dicho antes.

5

De: angelrls, El Lobo Rayado Fecha: 2012-09-26 08:11

TiXolO, el problema es que las líneas de absorción producidas por los iones O VII y O VIII soy MUY débiles. Para verlas bien, necesitas que en el fondo haya una fuente que "emita mucha luz". Como la longitud de onda donde se producen estas líneas está en el rango de los rayos X (orden de Angstroms), los astrónomos necesitamos observaciones de objetos lejanos que emitan mucha luz en esas frecuencias. Los mejores casos serían justo este tipo de galaxias activas (AGN). Sobre la luz emitida por estos objetos en rayos X vemos unas líneas de absorción débiles, que están casi en la longitud de onda en reposo (esto es, las líneas de absorción se producen en torno a la Vía Láctea), y ajustando modelos físicos con la intensidad y anchura de las líneas de absorción se puede estimar tanto la densidad y la temperatura electrónica del gas como su abundancia química. El problema, como apuntas, es conocer exactamente la relación entre la cantidad de oxígeno y la cantidad de hidrógeno en el halo. ¡Esto es algo muy difícil! Con esto también respondo a Arkot: una galaxia espiral como la Vía Láctea (y esto es tema para otra entrada) posee un gradiente de abundancias químicas: el centro de la Galaxia es muy rico químicamente (digamos, 1 átomo de oxígeno por cada 1000 de hidrógeno), la vecindad solar (a unos 8 kpc = 26 mil años luz) tiene un número intermedio (1 átomo de oxígeno por cada 2000 de hidrógeno) y las partes externas de las galaxias un número muy bajo (1 átomo de oxígeno por 5000 de hidrógeno), que indica que estas regiones han evolucionado poco químicamente. Otras galaxias, sobre todo las poco evolucionadas y enanas, tienen abundancias de oxígeno aún menores (1 átomo de oxígeno por 20000 - 50000 de hidrógeno). ¡Pero insisto esos números son muy difíciles de estimar con cierta seguridad, y al final muchas veces nos movemos más por órdenes de magnitud!

6	De: Fer Fecha: 2012-09-26 09:16
OK Lobo, gracias una vez más. Lo mejor de todo es que eres capaz de "ponerte a mi nivel" para explicar las cosas. Se agradece un montón (no todo el mundo lo hace). Un saludo.

7

De: angelrls, El Lobo Rayado Fecha: 2012-09-26 09:34

Fer, lo que es una verdadera alegría es recibir comentarios como el tuyo. ¡Gracias de verdad por tus palabras! A veces los científicos empezamos a poner un concepto tan otro, y estamos tan acostumbrados a ellos que creemos que los saben y dominan todo el mundo. Esta entrada es un ejemplo de que ciertamente hay muchos "detallitos" detrás del resultado que se presenta. En particular, como tú muy bien preguntas, la distinción entre materia oscura, energía oscura y todo lo demás. Espero que los artículos a los que te referenciaba antes (aquí al final para materia oscura y este para la energía oscura. Ambos están muy relacionados con el descubrimiento de la expansión acelerada del Universo, que se llevó el Nobel de Física de 2011.

8	De: TixolO Fecha: 2012-09-26 15:48
OK, muchas gracias por la respuesta! verás cuando saque el tema en el vermouth del sábado ;)

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