Desde joven me perdía con mi rudimentario telescopio reflector de
114 mm de apertura en los interiores del cúmulo de galaxias de Virgo.
Sin embargo, una vez fui físico me di cuenta de que si de verdad quería entender lo que ocurría en las galaxias no me podía centrar únicamente en la visión que me daban mis ojos sobre ellas, sino que tenía que usar todos
los “colores” disponibles en la Naturaleza.
¿A qué me refiero con “color”?
En nuestra vida cotidiana diferenciamos fácilmente los colores del arco iris,
del violeta al rojo. Sin embargo, estas tonalidades corresponden a una parte muy pequeña de todos los otros “colores” que existen.
Más allá del rojo tenemos colores que “no vemos” pero que están ahí:
el infrarrojo. Por el otro lado, moviéndonos a colores “más azules que nuestro violeta” se encuentran los ultravioleta.
La única diferencia entre todos ellos es la frecuencia (o longitud de onda)
de la luz: colores con longitudes de onda más corta tendrán frecuencias
más elevadas.
El conjunto de todos los colores disponibles en la Naturaleza recibe el nombre de “espectro electromagnético”.
Ordenados de mayor a menor frecuencia (menor a mayor longitud de onda) los rangos del espectro electromagnético son: rayos gamma, rayos X, ultravioleta, rango visible (u óptico), infrarrojo y radio.
Todos ellos se suelen subdividir, por ejemplo el infrarrojo se divide en infrarrojo cercano, medio y lejano mientras que las frecuencias de radio
se clasifican en ondas milimétricas, centimétricas y en ondas del orden
de metros.
Pues bien, cada rango del espectro electromagnético proporciona una pequeña pieza de ese rompecabezas que es una galaxia.
Esto es así porque distintos componentes de las galaxias y distintos fenómenos astronómicos emiten su luz predominantemente a distintas frecuencias.
¿Qué información astrofísica proporciona cada rango espectral?
El rango óptico: estrellas y nebulosas
Una parte fundamental de la información que recibimos del Universo nos llega en los colores ópticos que nosotros vemos (entre 3.500 y 7.500 Å).
Esto es así porque la emisión tanto de las estrellas como de las nebulosas domina en el rango visible del espectro electromagnético.
Sólo notando el color real con el que vemos una galaxia podemos decir algunas cosas sobre ella.
Si tiene azul, la población de estrellas dominante es joven.
Las galaxias azules muestran continuamente fenómenos de formación estelar, tienen mucho gas, polvo interestelar y nebulosas.
En cambio, las galaxias de colores rojizos están dominadas por estrellas muy viejas, de varios miles de millones de años de antigüedad.
En ellas no hay fenómenos de formación estelar, no hay gas, no hay polvo interestelar ni nebulosas. Las galaxias azules suelen ser discos espirales como M 51 (objeto que está en interacción con una galaxia enana) mientras que las galaxias rojas siempre muestran formas elípticas, como es el caso de galaxia masiva M 87 en el centro del cúmulo de Virgo.
Existen también algunas galaxias que tienen características de espirales y de elípticas, como es el caso de la galaxia de Centauro A (NGC 5128).
Usaremos las galaxias M 51 y NGC 5128 (ver multimedia relacionado) para ilustrar aquí la visión de dos galaxias típicas usando observaciones
multi-frecuencia.
Las nebulosas destacan especialmente en el rango óptico porque el gas que poseen “brilla” intensamente en colores muy específicos.
Al descomponer la luz de una región de formación estelar en todos sus colores obtenemos una secuencia de líneas brillantes, cifrando cual código de barras la información química y física de estos objetos.
La línea más famosa (pero muchas veces no la más brillante) es la del hidrógeno alfa (H?)a 6563 Å, que traza muy bien las regiones de formación estelar reciente.
Otras líneas pertenecen al helio, oxígeno, nitrógeno, azufre, argón,
neón, hierro...
Estudiando estas líneas es posible estimar la cantidad de “metales”
(que en Astrofísica es todo elemento químico que no sea hidrógeno o helio) y así saber la cantidad de veces que el gas se ha procesado dentro de una galaxia. Efectivamente, galaxias poco evolucionadas (que suelen ser sistemas enanos y mostrar colores azules) tienen un contenido en metales muy bajo, mientras que galaxias más viejas (normalmente galaxias masivas
y dominadas por estrellas viejas de color rojo) tendrán muchos metales, indicando que numerosas generaciones de estrellas se crearon y murieron
en el sistema.
El rango ultravioleta: las estrellas masivas
Las estrellas más calientes (con temperaturas superficiales entre 20.000 y 50.000 K) y masivas (más de 10 veces la masa del Sol), emiten gran parte de su luz en longitudes de onda del ultravioleta (UV, 1.000–3.000 Å, colores
“más azules que nuestro violeta”).
Las observaciones en el rango UV trazan muy bien la población de estrellas jóvenes de las galaxias. Sin embargo, es sólo accesible desde el espacio.
Para estudiar el Universo en colores UV se lanzó el satélite GALEX
(Galaxy Evolution Explorer) en 2003, siendo uno de sus principales objetivos el estudio de galaxias cercanas.
La imagen en UV de M 51 muestra claramente el disco espiral de la galaxia principal, pero la galaxia secundaria al norte no aparece en estas frecuencias: apenas tiene formación estelar.
Centauro A revela una de sus características más inusuales en colores del UV: dentro de la esfera rojiza de estrellas viejas aparece una especie de barra
o disco proyectado de estrellas muy jóvenes que brillan mucho en UV.
El rango infrarrojo cercano: las estrellas más viejas
Por otro lado, moviéndonos a colores “más rojos que nuestro rojo” llegamos a frecuencias del infrarrojo cercano (NIR por sus siglas en inglés,
entre 10.000 y 25.000 Å, equivalente a entre 1 y 2,5 micras).
A diferencia de lo que ocurre en el rango óptico, la luz no es absorbida en gran medida por el polvo interestelar en frecuencias del rango NIR.
Por lo tanto, observaciones en infrarrojo cercano permiten observar las zonas normalmente oscurecidas por el polvo interestelar, como las regiones más densas de las nebulosas o el propio centro de la Vía Láctea.
Así, la luz en infrarrojo cercano se usa tanto para conocer mejor la morfología de las galaxias como para “pesar” la masa de la componente estelar de las galaxias, dado que las estrellas viejas y poco masivas (las estrellas dominantes de la mayoría de las galaxias) emiten mayoritariamente luz
en NIR. Un ejemplo evidente es la imagen NIR de M 51, donde destacan los brazos espirales de la galaxia principal y la gran cantidad de estrellas viejas
de la galaxia secundaria al norte.
Muchos de los datos en NIR de galaxias provienen del cartografiado 2MASS (Two Micron All-Sky Survey), que ha detectando millón y medio de galaxias.
El rango infrarrojo medio y lejano: el polvo interestelar
Otros rangos espectrales inaccesibles desde la superficie terrestre son el infrarrojo medio (MIR, entre 3 y 25 micras) y lejano
(FIR, entre 25 y 350 micras).
Mientras que en el infrarrojo cercano observamos las estrellas más frías y viejas, las gigantes rojas y enanas marrones (objetos con temperaturas entre 3.500 y 700 K), en infrarrojo medio y lejano nos movemos en el rango de temperaturas entre 20 y 140 K (250–130 grados bajo cero en la escala Celsius), lo que permite el estudio de la radiación térmica del polvo frío.
En FIR penetramos en las regiones más densas de gas y polvo, completamente opacas en el óptico, obteniendo una visión única de las regiones de formación estelar, desde sistemas planetarios constituyéndose a discos de galaxias espirales y centros galácticos. M 51 ilustra perfectamente este caso.
Las imágenes en MIR conseguidas con el Telescopio Espacial Spitzer (NASA) muestran en rojo las líneas de polvo dentro del disco espiral de la galaxia principal de M 51 y en azul la luz proveniente de las estrellas viejas (que brillan en el rango azul del infrarrojo, esto es, en infrarrojo cercano)
dominante en la galaxia enana compañera.
La galaxia del Centauro también revela en rojo el disco de polvo asociado
a las zonas de formación estelar que brillan en UV. Para estudiar el infrarrojo lejano contamos desde 2009 con el Telescopio Espacial Herschel (ESA),
que está proporcionando vistas únicas del Universo en este rango espectral y abriendo caminos al estudio de la química del medio interestelar
en las galaxias.
El rango milimétrico: las moléculas
Las zonas más frías y densas de las regiones de formación estelar son las nubes moleculares, objetos ricos en moléculas como CO, H2, NH3 o HCN. Aunque H2 es la más abundante, su observación es muy difícil porque es una molécula estable y simétrica, por lo que apenas “vibra”.
Así, se suele usar el monóxido de carbono (CO, molécula muy asimétrica) para trazar la componente molecular de las nebulosas y galaxias.
A pesar de las gélidas temperaturas que dominan dichas nubes (10 K, 263 grados bajo cero en escala Celsius), esta molécula vibra emitiendo radiación en ondas milimétricas, destacando su emisión a 2,6 mm.
El gas molecular traza las regiones de formación estelar más densas asociadas a los brazos espirales. De hecho, comparando los datos en óptico y en CO,
se observa claramente cómo las bandas oscuras de polvo y gas de las galaxias (incluida la nuestra) emiten prácticamente toda la radiación de CO.
El mapa de CO de la galaxia M 51, conseguido al combinar los datos de la antena de 30 m de Pico Veleta (Sierra Nevada, España) con los proporcionados por el interferómetro OVRO (Owens Valley Radio Observatory, Estados Unidos), permitió determinar la cantidad de turbulencia en los brazos espirales de esta galaxia. Desde el año pasado, está en funcionamiento el interferómetro ALMA (Atacama Large Millimetre/Submillimetre Array, Chile). Las galaxias de las Antenas (ver multimedia relacionado) han sido uno de los primeros objetos astronómicos en observarse con las antenas de ALMA, que ya están disponibles para trazar el gas molecular de esta galaxia en interacción. Al observar en el rango milimétrico como nunca antes se ha hecho, ALMA revolucionará nuestro conocimiento de los fenómenos de formación estelar tanto en la Vía Láctea como en lejanas galaxias.
El rango centimétrico: línea de 21 cm del hidrógeno neutro
Mucho de nuestro conocimiento actual de las galaxias se ha conseguido a través de estudios del gas atómico en la línea de 21 cm del hidrógeno neutro. Estos análisis son fundamentales para conocer los procesos que dirigen la formación estelar, la dinámica y estructura del medio interestelar y la distribución de materia (ordinaria y oscura) en las galaxias, incluida la Vía Láctea. El hidrógeno atómico es generalmente muy abundante en las galaxias y no sufre de la extinción por el polvo.
Aunque las primeras observaciones se realizaron con radiotelescopios de una única antena, actualmente se emplean complejos que combinan la luz de varios radiotelescopios: los radiointerferómetros.
Los más conocidos en funcionamiento son VLA (Very Large Array, Estados Unidos), ATCA (Australia Telescope Compact Array, Australia), WSRT (Westerbork Synthesis Radio Telescope, Holanda) y GMRT
(Giant Metrewave Radio Telescope, India).
Los interferómetros han permitido ampliar la resolución angular de las observaciones en hidrógeno neutro a 21 cm hasta hacerlas más o menos comparables con las obtenidas en otras frecuencias.
Las observaciones en hidrógeno neutro a 21 cm no sólo proporcionan la cantidad de gas disponible en las galaxias para formar nuevas estrellas, sino que permiten un análisis detallado de la dinámica de cada sistema.
Gracias este estudio se confirmó que cada galaxia posee un extenso halo de materia oscura. Si no se incluye esta componente de las galaxias, no se puede explicar cómo gira el gas neutro.
Además, las interacciones entre galaxias se observan muy bien en mapas interferométricos a 21 cm porque el gas atómico suele estar más extendido que la componente estelar y así es perturbado más fácilmente.
Estos mapas de hidrógeno neutro han revelado estructuras complejas que poco tienen que ver con lo que se observa en otras frecuencias.
Los ejemplos más impactantes son la Corriente Magallánica (una nube alargada de gas neutro que envuelve las Nubes de Magallanes y se extiende por más de 100° en el cielo, alrededor de la Vía Láctea e interaccionando con ella) o la enorme nube de gas atómico que envuelve al grupo de galaxias
de M 81 y M 82 y revela las interacciones
que han sufrido las galaxias principales.
Los datos en radio a 21 cm proporcionados por VLA también revelaron una extensa cola de marea de gas atómico en M 51, originada sin duda por la interacción entre las dos galaxias.
Pese a ser un objeto dominado por estrellas viejas, NGC 5128 también posee gas atómico. En este caso, el gas proviene de una galaxia espiral
que interaccionó hace pocos miles de millones de años con NGC 5128,
siendo finalmente engullida por ésta.
Parece que esta fusión de galaxias explica otras muchas anomalías
en NGC 5128.
Los estudios en la línea de 21 cm del hidrógeno atómico se verán completados con los cartografiados que realizarán ASKAP (Australia SKA Pathfinder, Australia) y MeerKAT (Karoo Array Telescope, Sudáfrica) en los próximos años. Para la siguiente década se espera que esté en funcionamiento el gran interferómetro SKA (Square Kilometre Array, Sudáfrica y Australia),
con una sensibilidad cien veces superior a la de los interferómetros actuales
y que permitirá indagar en el Universo temprano, cuando se encendieron
las primeras estrellas y galaxias.
El rango centimétrico: el continuo de radio,
los campos magnéticos
Aún dentro de longitudes de onda de radio, las emisiones del gas neutro
a 21 cm o del gas molecular en milimétricas no dejan de ser líneas de emisión a frecuencias determinadas. En realidad, la radiaciónemitida en ondas de radio en una galaxia (continuo de radio) es, básicamente, radiación sincrotrón de electrones energéticos moviéndose a lo largo del sistema, acelerados y calentados por los campos magnéticos.
Esta radiación no-térmica está asociada a fenómenos violentos como explosiones de supernova o núcleos activos de galaxias.
En galaxias con formación estelar se encontró una correlación muy evidente entre la formación estelar y su flujo en continuo de radio que, además,
está relacionada con el flujo en infrarrojo. Así el mapa en continuo de radio
de una galaxia como M 51 muestra también su estructura espiral, pero
con regiones puntuales que señalan las supernovas más recientes.
Las radiogalaxias son un tipo de galaxias activas que muestran sorprendentes estructuras en radio continuo. Suelen destacar unas regiones dobles (denominadas lóbulos), aproximadamente elipsoidales y ocasionalmente simétricas situadas a cada lado del núcleo activo de la galaxia, o chorros de material expulsado que interacciona con el medio circundante.
La galaxia de Centauro A es uno de los ejemplos más sobresalientes de radiogalaxias. Se encuentra a sólo 13,4 millones de años luz y alberga el agujero negro supermasivo más cercano a la Vía Láctea.
Desde finales del siglo pasado se sabe que posee alta emisión en radio continuo; es famosa la imagen obtenida con VLA mostrando los dos lóbulos principales perpendiculares al disco de polvo, como muestra el multimedia.
Sin embargo, éstos representan menos del 1% de toda la emisión, que se detecta hasta una distancia de 5° desde el centro de la galaxia.
El rango en rayos X: gas muy caliente y fenómenos violentos.
Algunas radiogalaxias también emiten considerable cantidad de rayos X como consecuencia de los choques de las partículas expulsadas a gran velocidad con el medio circundante, calentando el gas a millones de grados.
Los rayos X, situados en el extremo opuesto a las ondas de radio en el espectro electromagnético, nos informan de los lugares más violentos del Universo: vientos de estrellas masivas (especialmente, de tipo Wolf-Rayet), estrellas de neutrones, acrecimiento de material en agujeros negros supermasivos y choques de galaxias que desatan una intensa
formación estelar.
El rango de los rayos X tampoco es accesible desde la superficie terrestre, por lo que de nuevo es imprescindible el uso de satélites artificiales, como Chandra (NASA) y XMM-Newton (NASA/ESA). La emisión en rayos X de M 51 proviene principalmente de los centros de las dos galaxias, pero también destaca una radiación difusa de las nubes calentadas por la presencia del agujero negro supermasivo en el centro de la galaxia principal.
En general, se encuentra buena correspondencia entre la emisión de rayos X
y los brazos espirales en una galaxia, así como con las regiones de formación estelar y el continuo de radio.
En algunos casos también es coincidente con el gas atómico.
Por otro lado, en Centauro A destacan especialmente los lóbulos que veíamos en frecuencias de radiocontinuo, sobre todo los chorros emitidos por el agujero negro supermasivo y las zonas de choque en las partes externas de los lóbulos principales.
Las fuentes puntuales que se observan en rayos X dentro de las galaxias son estrellas de neutrones y agujeros negros, los restos de las explosiones de supernova. Observaciones detalladas en rayos X permiten analizar la química de los elementos pesados creados en estas titánicas explosiones o existentes en las estrellas masivas antes de su muerte.
Uniendo las piezas del puzle de las galaxias
Como vemos, si los astrofísicos queremos llegar a resolver ese gran puzle que son las galaxias, necesitamos componerlo a partir de piezas que vienen de todos los rangos del espectro electromagnético.
Una pieza principal es la que nos da el rango óptico, que nos informa tanto de la distribución de estrellas como de nebulosas.
Pero los otros rangos espectroscópicos nos proporcionarán
las piezas que faltan.
La componente más joven de las galaxias viene trazada por colores ultravioleta, mientras que la más vieja se observa en infrarrojo cercano.
La pieza del polvo interestelar es dada por observaciones en infrarrojo medio y lejano. Las moléculas y las regiones más densas del medio interestelar son trazadas por observaciones en ondas milimétricas.
Si queremos encontrar la pieza que corresponde al gas, y que en muchas galaxias es más importante que lo que vemos en estrellas, debemos usar observaciones en radio a 21 cm. Y si queremos completar el puzle con las piezas que nos informan sobre las regiones más activas y violentas
de las galaxias, debemos usar observaciones en radiocontinuo y en rayos X.
Varios proyectos internacionales se están desarrollando en la actualidad para obtener estas piezas en galaxias cercanas, pero aún existen muchos detalles y relaciones entre observaciones a distintas frecuencias que desconocemos.
Éste sigue siendo el reto de los astrofísicos actuales, porque sólo así podremos finalmente encontrar una teoría física aceptable de cómo se forman
y evolucionan galaxias como la Vía Láctea.
