Búsqueda frustrada:
GALAXIAS LEJANAS SE ESCONDEN DE LOS TELESCOPIOS
Explican por qué muchos sondeos de galaxias lejanas no detectan el 90% de estos objetos.
(5 Abril, 2010 - ESO - CA) Desde hace tiempo que los astrónomos sabían que, en muchas de sus búsquedas y sondeos del Universo extremadamente distante, donde intentan detectar la luz emitida hace 10 mil millones de años por las proto galaxias, nubes de gas y cuasares, resultaba que una fracción importante no eran detectados. Ahora, gracias a un nuevo método utilizado en un sondeo extremadamente profundo realizado con dos de los cuatro telescopios gigantes de 8,2 metros que conforman el VLT (Very Large Telescope) de la ESO y un filtro especial hecho a medida, un grupo de astrónomos europeos ha logrado demostrar que una gran fracción de las galaxias existentes en aquella época, había pasado inadvertida. El sondeo también ayudó a identificar algunas de las galaxias más tenues que se hayan encontrado jamás en esta etapa del Universo primordial.
Imagen: Campo profundo Goods S. Crédito: ESO.
Para estas exploraciones lejanas los astrónomos buscan detectar una “huella digital” espectroscópica brillante y característica emitida por el hidrógeno, conocida como línea Lyman-alfa. Esta luz, que en un laboratorio de la Tierra resultaría invisible, ya que es emitida en la frecuencia del ultravioleta (UV), con una longitud de onda de 121,6 nm (la luz visible tiene longitudes de onda desde los 380 nm para el violeta hasta los 760 nm para el rojo oscuro) se hace visible debido a que la expansión del Universo estira las ondas de luz UV desplazándolas hacia el violeta, 390 nm.
Esta vez los astrónomos buscaban conocer la cantidad de estrellas formadas en el Universo muy lejano [1]. Para ello buscaron galaxias cuya luz hubiera estado viajando durante 10 mil millones de años (con un desplazamiento hacia el rojo de 2,2 [3]), en un área bien estudiada del cielo conocida como el campo GOODS–Sur.
Sin embargo, desde hace tiempo se especulaba con que muchas galaxias lejanas no eran identificadas en estos sondeos. Los resultados del nuevo sondeo del VLT demuestra por primera vez que esto es exactamente lo que está pasando. Gran parte de la luz Lyman-alfa queda atrapada dentro de la galaxia que la emite, y el 90% de las galaxias no llegan a ser detectadas en los sondeos Lyman-alfa.
“Los astrónomos siempre supieron que les faltaba una fracción de las galaxias en los sondeos Lyman-alfa” explica Matthew Hayes, el autor principal de la investigación, publicada la semana pasada en Nature, “pero ahora por primera vez tenemos una medida concreta. Y la cantidad de galaxias que se estaba perdiendo es enorme”.
Para comprender qué fracción de luminosidad no es detectada, Hayes y su equipo usaron la cámara FORS, para luz visible instalada en el VLT-1 con un filtro de banda estrecha hecho a medida [2] para medir la luz Lyman-alfa, siguiendo la metodología estándar de este tipo de estudios. Luego, usando la nueva cámara HAWK-I, instalada en otra unidad del VLT, exploraron la misma área del cielo en busca de la luz emitida en una longitud de onda diferente, también emitida por el hidrógeno, conocida como la línea H-alfa. Esta luz es emitida en la longitud de onda de 656,3 nm en el rojo.
La cámara HAWK-I detectó la línea H-alfa en 2100 nm, en el rango del infrarrojo.
“Esta es la primera vez que observamos con tanta profundidad una fracción del cielo en luz proveniente del hidrógeno en estas dos longitudes de ondas muy específicas, y esto demostró ser crucial”, dice el miembro del equipo Göran Östlin. El sondeo fue extremadamente profundo y reveló algunas de las galaxias más tenues que se conocen de esta época primordial en la vida del Universo. De este modo, los astrónomos pudieron concluir que los sondeos tradicionales que utilizan la emisión Lyman-alfa sólo ven una pequeña parte del total de la luz que es producida, ya que la mayor parte de los fotones Lyman-alfa son destruidos por la interacción con nubes interestelares de gas y polvo. Este efecto es notoriamente más significativo para la luz Lyman-alfa que para la H-alfa. Como resultado, una cantidad tan significativa como el 90% de las galaxias pasa inadvertida en estos sondeos. “Si vemos diez galaxias, allí podría haber cientos”, dice Hayes.
Diferentes métodos de observación, centrados en la luz emitida a diferentes longitudes de onda, conducirán siempre a una visión del Universo que solo es parcialmente completa. Los resultados de este sondeo constituyen una seria advertencia para los cosmólogos, considerando que a medida que aumenta la distancia, la emisión Lyman-alfa se convierte en uno de los pocos trazadores disponibles para el estudio de las primerísimas galaxias que se formaron en la historia del Universo. “Ahora que sabemos cuánta luz hemos pasado por alto, podemos comenzar a crear modelos del cosmos mucho más precisas, entendiendo mejor la velocidad con que se formaron las estrellas en las diferentes épocas de la vida del Universo”, dice el coautor J. Miguel Mas-Hesse.
Este gran avance ha sido posible gracias a la cámara usada, única en su género. HAWK-I, que vio su primera luz en 2007, es un instrumento de última generación. “Sólo hay unas cuantas cámaras con un campo de visión más amplio que HAWK-I, pero operan en telescopios de menos de la mitad del tamaño del VLT. De modo que realmente solo el VLT y HAWK-I son capaces de encontrar eficientemente galaxias tan tenues a estas distancias”, dice el miembro del equipo Daniel Schaerer.
Notas
[1] La luz Lyman–alfa corresponde a la luz emitida por hidrógeno excitado (más específicamente cuando el electrón alrededor del núcleo salta del primer nivel de excitación al nivel fundamental). Esta luz es emitida en el rango ultravioleta a 121,6 nanómetros. La línea Lyman-alfa es la primera de la llamada serie de Lyman, nombrada en honor a su descubridor, Teodore Lyman.
La serie de Balmer, nombrada en honor a Johann Balmer, también corresponde a luz emitida por hidrógeno excitado. En este caso, el electrón cae al primer nivel de excitación. La primera línea en esta serie es la línea H-alfa, emitida a 656,3 nanómetros.
Como la mayoría de los átomos de hidrógeno presentes en la galaxia están en el nivel fundamental, la luz Lyman-alfa es absorbida más eficientemente que la luz H-alfa, la que requiere átomos con un electrón ubicado en el segundo nivel. Como esto es muy poco común en el hidrógeno que constituye el medio interestelar frío en estas galaxias, el gas es casi perfectamente transparente para la luz H-alfa.
[2] Un filtro de banda estrecha es un filtro óptico diseñado para dejar pasar solo un rango de luz muy estrecho, centrado en una longitud de onda específica. Los filtros de banda estrecha tradicionales incluyen aquellos centrados en las líneas de la serie de Balmer, como H-alfa.
[3] Debido a la expansión del Universo, la luz de un objeto distante es desplazada hacia el lado rojo del espectro en una cantidad que depende de su distancia. Esto significa que la luz es estirada hacia longitudes de onda más largas. Un desplazamiento al rojo de 2,2 –que corresponde a galaxias cuya luz ha tardado aproximadamente 10 mil millones de años en alcanzarnos. De este modo la luz Lyman-alfa se ve ahora aproximadamente a 390 nanómetros, cerca del dominio visible, y puede observarse con el instrumento FORS ubicado en el VLT de ESO, mientras que la línea H-alfa se desplaza hasta los 2.100 nm, en el infrarrojo cercano. Por tanto puede ser observada con el instrumento HAWK-I del VLT.
Vistos en infrarrojo:
SONDA PLANCK REVELA POLVO GALÁCTICO
Un telón de polvo frío forma impresionantes estructuras de polvo
a 500 años-luz de nuestro Sol.
(18 Marzo, 2010 - ESA - CA) La última imagen en infrarrojo obtenida por el satélite Planck de la ESA muestra gigantescos filamentos de polvo frío que se extienden a lo largo de nuestra Galaxia. El análisis de estas estructuras podría ayudar a determinar las fuerzas que dan forma a nuestra Galaxia y que provocan la formación de las estrellas.
Planck está diseñado principalmente para estudiar los mayores misterios de la cosmología: ¿Cómo se formó el Universo? ¿Cómo se formaron las galaxias? También incluye la investigación de las estructuras de polvo frío que se extienden por nuestra Galaxia.
Imagen: Estructuras de filamentos a pequeña y gran escala en la Vía Láctea, aunque invisibles a nuestra vista, la visión de luz infrarroja de la sonda Planck pudo revelarlos.
La imagen muestra la estructura de filamentos de polvo que rodean a nuestro Sistema Solar – a una distancia de unos 500 años-luz del Sol y en dirección de las constelaciones de Ofiuco y Sagitario. Los filamentos arrancan del eje de la Vía Láctea, que es la región rosa claro que se extiende horizontal en la parte inferior de la imagen. En esta zona, la radiación procede de mucho más lejos, y se origina en el disco de nuestra Galaxia.
Como nuestra vista no puede ver lo mismo que el Planck, la imagen ha sido codificada con colores especiales para que podemos "ver" las diferencias de temperatura en las estructuras de polvo. Los tonos blanco-rosados marcan el polvo que se encuentra a unas decenas de grados por encima del cero absoluto, mientras que las zonas con colores más oscuros muestran polvo con temperaturas alrededor de los -261°C, tan sólo 12 grados por encima del cero absoluto. El polvo más cálido es el que está concentrado en el plano de la Galaxia, mientras que el polvo en suspensión por encima y por debajo del disco galáctico se encuentra a menor temperatura.
“Todavía no se comprende porqué estas estructuras tienen estas formas tan peculiares”, comenta Jan Tauber, Científico del Proyecto Planck para la ESA. Las zonas más densas se conocen como nubes moleculares, mientras que las más difusas reciben el nombre de ‘cirros’. Ambas están formadas por polvo y por gas, aunque el gas no se puede observar directamente en las imágenes.
Hay muchas fuerzas en acción en nuestra Galaxia, que hacen que las nubes moleculares y los cirros adquieran estas formas de filamento. Por ejemplo, la Galaxia gira a gran escala, lo que da lugar a patrones espirales de estrellas, polvo y gas. La gravedad también ejerce una gran influencia, estirando los cúmulos de polvo y gas. Las emisiones de radiación y de partículas de las estrellas arrastran al polvo y al gas que las rodea. Los campos magnéticos también juegan un papel en estas estructuras, aunque se todavía se desconoce hasta qué punto.
Los puntos más brillantes de la imagen se corresponden con densos cúmulos de materia en los que tiene lugar la formación de estrellas. A medida que los cúmulos se encojen, se vuelven más densos y pueden aislar mejor su interior de la influencia de la luz y de la radiación, lo que provoca que se enfríen más fácilmente y que colapsen más rápido.
Imagen: La Vía Láctea en infrarrojo. La región estudiada por Planck (enmarcada en rojo) está en la dirección de las constelaciones Ofiuco y Sagitario, y pertenecen al Brazo de Carina-Sagitario, al que pertecemos, junto a todas las estrellas que podemos ver a simple vista. Crédito: IRAS.
El telescopio espacial Herschel de la ESA puede ser utilizado para estudiar este tipo de regiones con más detalle, pero sólo Planck es capaz de detectarlas a gran escala, ya que sus detectores barren todo el cielo. Herschel y Planck se lanzaron juntos en Mayo de 2009 y los dos se encuentran estudiando los componentes más fríos del Universo. Planck estudia las grandes estructuras, mientras que Herschel realiza observaciones detalladas de regiones más pequeñas, como los cúmulos cercanos donde se forman las estrellas.
A la vista de estos resultados, surge la pregunta de porqué nuestra Galaxia presenta esta estructura de filamentos tanto a pequeña como a gran escala. “Es una gran pregunta”, concluye Tauber.
La nueva imagen es una combinación de los datos obtenidos por el Instrumento de Alta Frecuencia (HFI) de Planck, en las longitudes de onda comprendidas entre los 540 y los 350 micrómetros, y de una imagen de 100 micrómetros obtenida por el satélite IRAS en el año 1983.
Los datos enviados por HFI han sido obtenidos como parte del primer análisis de Planck de todo el cielo en las longitudes de onda del rango de las microondas. A medida que el satélite gira sobre su eje, sus instrumentos van realizando un barrido del cielo. En cada revolución, cruzan la Vía Láctea dos veces, por lo que durante la misión de Planck de registrar la luminiscencia del Big Bang se podrán obtener mapas de nuestra Galaxia con un nivel exquisito de detalles.
(5 de Diciembre, 2009 
(25 de Noviembre, 2009 
(1 de Mayo 2007 Agencias / ESA / CA) Los vórtices generados por agujeros negros en el corazón de las galaxias no solamente atrapan estrellas, gases y luz, para hacerlas desaparecer: funcionan también como aspersores que riegan las semillas de la vida. Un estudio internacional encabezado por el astrofísico mexicano de la UNAM, Yair Krongold, demostró que parte del gas que fluye hacia el agujero negro puede escapar, si alcanza temperaturas lo suficientemente altas, liberando materia y energía que viajan por las galaxias transportando elementos indispensables para formar materia orgánica.
(23 Nov. 2006 / PSU - CA) Astrónomos que trabajan con el telescopio espacial Swift de la NASA, se tropezaron con la rara visión de dos supernovas una al lado de la otra en una misma galaxia. Generalmente las grandes galaxias, son sede de unas tres supernovas por siglo. Sin embargo la galaxia NGC 1316 ha tenido dos de estas explosiones estelares en menos de cinco meses, y un total de cuatro supernovas in 26 años, según los registros que se tienen. Lo que hace de la NGC 1316 una de las galaxias productoras de supernovas más prodigiosas conocidas.
NGC 1316 se encuentra en los confines de un cercano racimo de galaxias ubicado en la constelación de Fornax. Es una de las elípticas más brillantes de ese cúmulo. También conocida como Fornax A, es una de las más grandes y poderosas fuentes de radioondas del cielo, con lóbulos que se extienden por varios grados (mucho más allá del área de esta imagen del Hubble).
