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El Universo Obscurecido
Miguel Chávez y David Hughes
Las entidades obscuras del Universo
La palabra oscuro u oscurecido aparece esencialmente en tres diferentes contextos
astronómicos que conciernen a tres tópicos completamente distintos y que guardan un
cierto orden cronológico. En primera instancia tenemos a las denominadas nubes o
nebulosas oscuras, en segundo esta la llamada materia oscura y en tercero la energía
obscura. Estos tres temas, con la adición de aquel relativo a los hoyos negros, son
precisamente el contenido de la sesión sobre el universo invisible de esta conferencia.
Es fácil asignar un contexto cronológico a las nubes, materia y energía obscuras.
Realizando una búsqueda en el Sistema de Datos Astrofísicos de la NASA (ADS, por sus
siglas en inglés) se pueden rastrear los primeros artículos que incluyen en sus títulos a
estas designaciones. El concepto nube oscura (dark cloud) aparece por primera vez en el
artículo de Harold Weaver (1949, ApJ, 110), materia oscura en aquel de Mark Bailey
(1982, MNRAS, 201) y finalmente Saul Perlmutter y colaboradores (1999, PhysRevL,
83) son los primeros en utilizar el término energía obscura. Desde luego estos artículos
no reflejan las fechas reales en las que se empezó a especular sobre la naturaleza de estos
temas, pero refleja bien la secuencia en la que aparecieron en la jerga astronómica.
Si bien el tema de este artículo es el Universo oscurecido y que por ende está mas
asociado a la oscuridad nebular, consideramos oportuno, por motivos de completitud,
mencionar brevemente las definiciones de materia y energía oscuras, dejando su
descripción detallada a los artículos relativos que se publican en este volumen.
Materia Oscura. El concepto de materia obscura emerge como resultado del estudio
dinámico de sistemas estelares incluida nuestra galaxia, La Vía Láctea. En los análisis
tempranos de las curvas de rotación en galaxias cercanas, -curvas que muestran la
correlación entre la velocidad circular de estrellas y gas- se encontró que las velocidades
a grandes distancias del centro de las galaxias eran mayores que las que se esperarían si
los efectos gravitatorios fueran únicamente debidos a la materia luminosa, por ejemplo,
en el caso de galaxias espirales, solo debido a la radiación que emerge de las estrellas y
gas que componen el disco (con sus brazos espirales) y a la región central o bulbo. Con el
objetivo de poder aplanar a estar curvas de rotación fue necesario introducir una cantidad
significativa de materia invisible que rodea a la materia luminosa. Han habido una
multitud de propuestas para explicar la naturaleza de esta materia, entre los que destacan
los denominados MACHOs (Massive Astrophysical Compact Halo Objects) que
corresponden básicamente a objetos compactos como estrellas enanas marrón y a
remanentes estelares en las etapas tardías de la evolución de estrellas (enanas blancas,
Hoyos negros y estrellas de neutrones). Más recientemente se han propuesto las
partículas elementales masivas de interacción débil o WIMPs, por sus siglas en ingles. A
pesar de los enormes esfuerzos por identificar la naturaleza de la materia obscura, este
tema es aun objeto de acalorado debate.
La energía obscura, por su parte, está asociada con el reciente hallazgo de que el
universo no solo se expande sino que lo hace de manera acelerada. Este descubrimiento
se hizo a través de la determinación de distancias extragalácticas utilizando como
estándares las curvas de luz de las Supernonvas tipo Ia (SNIa). Los eventos SNIa son
explosiones de estrellas enanas blancas que, aunque aisladamente no cumplen con el
límite de masa para que se provoque el colapso ulterior de la remanente compacta (1.4
masas solares, limite de Chandrasekar), gracias a su pertenencia a sistemas binarios los
núcleos ricos en Oxigeno y Carbono, acretan masa y superan este límite, permitiendo de
esa manera que se produzcan reacciones nucleares de menara desbocada (proceso
conocido como deflagración del Carbono).
Estas explosiones tienen una firma típica cuando se estudian sus curvas de luz (flujo de
energía en el visible vs. Tiempo) y que por lo tanto sirven como estándares para la
determinación de distancias, y debido a la gran cantidad de energía que se libera en las
explosiones SNIa, son observables a distancias cosmológicas, hasta aproximadamente
unos 8000 millones de años luz. Es justamente a través de estas distancias que se pudo
determinar que el universo se expande aceleradamente y que por lo tanto se requiere de
un ente que provoque esta aceleración; la energía obscura, y que aplique una presión
negativa a los cuerpos celestes a grandes distancias. Cabe mencionar que por los estudios
sobre las distancias extragalácticas y sus implicaciones cosmológicas se les confirió el
premio nobel de física 2011 a los investigadores Saul Perlmutter, Brian P. Schmidt y
Adam G. Riess.
Regresemos a las nubes oscuras. Este concepto, o el de nebulosas obscuras, aparece en
el literatura mucho antes que los de materia o energía obscuras. Russell Sullivan en su
artículo en la revista Popular Astronomy en 1911 hace un breve recuento de los patrones
obscuros que contrastan con el brillo de la Via Láctea y que de hecho la dividen en dos.
Sobre la misma Vía Láctea existen regiones obscurecidas que han sido observadas desde
hace mucho tiempo como el llamado saco de carbón (coal sack), no solo por astrónomos
de renombre como William Herschel en el siglo XVIII o por Edward Emerson Barnard
en el siglo posterior, sino también por observadores menos experimentados como tribus
del amazonas y Australia quienes habrían identificado patrones obscuros en la hoy
famosa nebulosa de la constelación de Orión.
Estos patrones obscuros se hicieron evidentes en muchas regiones de nuestro sistema
estelar y, con el acceso a nuevos y más potentes telescopios ópticos, fue posible distinguir
patrones similares en nebulosas extragalácticas. En la actualidad de sabe que las
nebulosas obscuras permean todo el disco de la Galaxia y que están presentes en
virtualmente todos los tipos de galaxias de la clasificación de Hubble (ver Figuras 1 y 2).
La naturaleza de estas regiones obscuras no fue conocida desde el principio. De hecho la
pregunta que se hacían los estudiosos de estas regiones era si efectivamente eran
segmentos del cielo que correspondían a un vacio de estrellas o algo opacaba lo emisión
de energía. En algún momento astrónomos de siglo XIX llegaron a pensar que en realidad
se trataba de ventanas a través de las cuales podríamos ver objetos más distantes.
En la actualidad se sabe que estas regiones son obscuras por que el material que allí se
concentra es opaco a la luz visible. Las componentes de estas regiones son gas, como
hidrogeno atómico y molecular, y moléculas más complejas como el monóxido de
carbono, y partículas de polvo, constituidas por grafito y silicatos. Este material,
caracterizado por temperaturas muy frías, se conoce como medio interestelar. En las
nubes obscuras este medio interestelar es más denso que en sus alrededores, de hecho, en
muchas ocasiones, los valores de esta densidad alcanzan el umbral para colapsarse
gravitacionalmente hacia lo que conocemos como estrella.
Fig. 1. Nebulosa Trífida. También catalogada como objetos Messier 20, combina los
efectos de un cumulo estelar, de una nebulosa en emisión, de una nebulosa de reflexión y
de una nube obscura. Se encuentra a aproximadamente 5200 años luz de distancia en la
constelación de Sagitario (Imagen digitalizada del acervo del telescopio Schmidt de
Tonantzintla, Puebla).
Formación estelar obscurecida
En un contexto muy general, las estrellas nacen a través de la compactación del medio
interestelar. Esta compactación o colapso tiene lugar si se cumplen algunos requisitos
físicos que de manera muy escueta, pero intuitivamente accesible, se pueden describir
como sigue. En una gran nube molecular, a veces de hasta 1000 veces la masa del Sol, el
colapso gravitacional se garantiza si las velocidades de sus componentes (átomos y
moléculas) no supera la velocidad de escape, manteniéndose confinadas al sistema que
conforma la nube. Eventualmente la nube, además de reducir su tamaño y por ende
aumentar su densidad, se fragmenta continuando con el colapso hasta que el contenido
térmico (o el incremento de la presión interna) del fragmento frena el colapso y se forma
lo que se conoce como una protoestrella. En este estado evolutivo el objeto estelar inicia
la producción de energía a través de las reacciones nucleares que transforman el
Hidrógeno en Helio, emitiendo su luz propia. Desde luego existen maneras más formales
de explicar el complicado proceso de formación estelar, pero están fuera del contexto
general de este artículo.
Fig. 2. Galaxias relativamente cercanas en las que se pueden distinguir patrones
obscuros. Las imágenes corresponden a Centaurus A y NGC 253. En ambos casos se
distinguen claramente los patrones obscurecidos por la presencia de medio interestelar.
Las imágenes se obtuvieron del acervo de la cámara Schmidt de Tonantzintla, Puebla.
Es entonces la formación estelar la clave para comprender los procesos que tienen lugar
en las nebulosas obscuras. Es decir, las nubes obscuras no son vacíos de materia
luminosa, sino que corresponden a capullos donde nuevas generaciones de estrellas están
naciendo. Para poder detectar lo que está sucediendo en el interior de estas nubes se
requiere de otros tipos de “ojos”. Las protoestrellas inmersas en el material opaco radian
copiosamente en todas la longitudes de onda incluido el intervalo ultravioleta. Esta
radiación es absorbida por el material circunestelar y posteriormente re–emitida en
frecuencias mucho más bajas (o longitudes de onda más largas) como efecto del
“calentamiento” hasta algunas decenas de grados Kelvin que ha sufrido el material
debido a la radiación incidente. La temperatura misma del material interestelar y del que
rodea a las estrellas jóvenes implica que se deben utilizar los instrumentos sensibles en el
intervalo espectral donde se espera que objetos de muy baja temperatura tengan su
máximo de emisión de energía.
Motivados por la necesidad de explicar la formación de estructuras (planetas, estrellas y
galaxias) se han construido múltiples infraestructuras astronómicas, tanto terrestres
sensibles en el cercano infrarrojo (longitudes de onda entre 1 y 4 micras) y milimétrico
(850micras a 3 milímetros), como misiones espaciales y globos aerostáticos con
capacidad de detectar radiación en el intervalo IR intermedio y submilimétrico (8500micras). Esta instrumentación ha proveído algunas de las más impresionantes
imágenes de objetos estelares jóvenes (ver Fig. 3) y han contribuido enormemente al
entendimiento del proceso de formación estelar, no solo en la Vía Láctea, sino en
galaxias distantes.
Fig. 3. Nebulosa del Águila. Esta
nebulosa es un cúmulo estelar joven
caracterizado
por
secciones
brillantes de hidrogeno ionizado y
nubes obscuras donde se están
formado nuevas estrellas. El panel
superior muestra la región completa
de la nebulosa (imagen digitalizada
del acervo de la cámara Schmidt de
Tonantzintla). El panel inferior
izquierdo corresponde una de las
más populares imágenes del
Telescopio espacial Hubble en la
región central, en la que se
distinguen las tres regiones
obscurecidas
conocidas
como
pilares de la creación. La imagen
inferior derecha fue obtenida por el
telescopio espacial Herschel en la
banda de 450 micras. Es interesante
notar que esta última foto parece ser
justamente el negativo de aquella en
obtenida por el Hubble.
Regiones de
formación
estelar
La formación estelar tiene implicaciones fundamentales en dos procesos que suceden en
escalas significativamente diferentes y en los cuales los autores tienen especial interés.
Durante el proceso de formación estelar, los objetos neo formados están usualmente
asociados a la formación de un disco circumestelar. Durante el colapso del medio
interestelar, la protoestrella, así como el material que la circunda, preservan el momento
angular de la gran nube que les dio origen. Esta velocidad de rotación durante la
contracción implica que en algunas regiones relativamente cercanas a la protoestrella
habrá un balance entre la fuerza de atracción gravitatoria y la fuerza centrifuga,
induciendo la formación de un anillo alrededor de la estrella. En este anillo es donde,
después de algunos millones de años, se formaran sistemas planetarios también
caracterizados por contener material de muy baja temperatura. En este contexto, el
Infrared Astronomical Satellite fue el primero en detectar este material alrededor de la
estrella Vega (Alpha Lyrae). El estudio de sistemas estelares con material circunestelar es
en la actualidad unos de los campos que más rápidamente están evolucionando en la
astrofísica contemporánea, motivados por supuesto, por la posibilidad de encontrar
sistemas planetarios como nuestro el sistema solar.
En el Universo distante, por otra parte, esta caracterizado por contener grandes
conglomerados de galaxias que están concluyendo el ensamblaje de sus primeras
generaciones de estrellas. Estas galaxias son prácticamente indetectables en luz visible y
ultravioleta debido al pronunciado obscurecimiento como efecto de las grandes
cantidades de polvo en las que están inmersas. Al igual que en regiones obscurecidas de
nuestra galaxia, la ventana optima para observar estos objetos del universo joven, es el
infrarrojo lejano y milimétrico. El descubrimiento de estos objetos (Hughes et al. 1998,
Nature, 394) se llevó a cabo a través de un sensible censo sub-milimétrico de la región
del Campo Profundo del Hubble en la constelación de la Osa Mayor. Las imágenes
submilimétricas obtenidas con el receptor de 850 micras del telescopio James Clerk
Maxwell mostraron una población de objetos hasta entonces invisible que presentaban las
características típicas de galaxias relativamente cercanas con brotes violentos de
formación estelar. Este trabajo pionero y otros posteriores han tenido implicaciones
fundamentales en el entendimiento de la evolución del Universo. Cabe destacar, entre
otras, que la formación estelar masiva tiene lugar en objetos situados distancias
superiores a 10000 millones de años luz, en neta contraposición a los que estudios en el
óptico habían establecido.
.
Nuevos Ojos en México para Explorar el Universo Invisible: El Gran Telescopio
Milimétrico
Hace 18 años, investigadores de la Universidad de Massachusetts y del Instituto Nacional
de Astrofísica, Óptica y Electrónica, encabezados por Steve Strom y Alfonso Serrano
Pérez Grovas, comenzaron una aventura que hoy empieza a rendir sus frutos. El GTM
consiste en una antena de 50 metros de diámetro, convirtiéndolo en el telescopio más
grande del mundo de antena única diseñado específicamente para llevar a cabo
observaciones en longitudes de onda milimétricas. Contará con una batería de
instrumentos sensibles en la banda de 0.8 a 4 milímetros, lo que lo hace una
infraestructura versátil para abordar investigaciones astronómicas en múltiples contextos
astronómicos.
Después de investigar una docena de cumbres en territorio nacional se encontró que el
extinto Volcán Sierra Negra, con una altitud de 4,600 msnm, ofrece una calidad del cielo
apropiada para realizar observaciones en longitudes de onda milimétricas (ver Figura 4).
El sitio se ubica 100 km al este de la Cd. de Puebla y a tan sólo 10 km de la cima del
volcan Pico de Orizaba. La opacidad atmosférica en el sitio, principalmente debida a la
absorción del vapor de agua, es muy baja, convirtiendo a este extinto volcán en un sitio
privilegiado para desarrollar astronomía milimétrica. De hecho, durante
aproximadamente 10% del tiempo, con las mejores condiciones climatológicas, se espera
que sea posible llevar a cabo observaciones en la llamada banda sub-milimétrica, una
región donde se necesita aún mejor desempeño del telescopio (precisión en el apuntado y
sensibilidad de la antena). Adicionalmente, la latitud del lugar lo hace un sitio
excepcional ya que se tiene una amplia cobertura para ambos hemisferios de la esfera
celeste, convirtiendo al GTM en una infraestructura sumamente competitiva a nivel
mundial.
Fig. 4. El GTM en la cima del Volcán Sierra Negra. Al fondo se encuentra el imponente
Pico de Orizaba.
¿Por qué astronomía milimétrica?
Una de las preguntas más frecuentes entre los interesados en la astronomía es ¿el GTM
podrá ver más que los grandes telescopios ópticos? La respuesta es que el GTM y otros
radiotelescopios sensibles en frecuencias similares en realidad complementan la
información que se obtiene con telescopios diseñados para la luz visible, los rayos X, la
luz ultravioleta y otras bandas del espectro electromagnético. Esencialmente lo que se
detecta en un mismo objeto celeste a diferentes frecuencias son efectivamente diferentes
fenómenos físicos que en ellos están teniendo lugar.
Ciencia con el GTM.
Nuestro nuevo telescopio observará en, virtualmente, todas las escalas, desde objetos de
nuestro sistema solar hasta las galaxias más distantes y por lo tanto las más jóvenes del
Universo. Además, podrá medir la radiación cósmica de fondo y las fluctuaciones de
temperatura asociadas con esta radiación, fluctuaciones a partir de las cuales se forman
las primeras estructuras del Universo. Como ya hemos visto, probablemente la forma más
apropiada para describir globalmente la ciencia que realizará el GTM es formación y
evolución de estructuras a lo largo de toda la historia del Universo, estimada en 13700
millones de años), ya que el GTM será capaz de detectar material frío que caracteriza las
regiones donde se forman planetas, estrellas y galaxias.
Fig. 5. Vista superior del GTM (foto cortesía de David Gale)
La radiación electromagnética en longitudes de onda milimétricas proviene
esencialmente de dos efectos físicos: uno es aquel relativo a la temperatura de los cuerpos
y el otro es la excitación del gas molecular. El primero se basa en la Ley de Wien que
establece que la longitud de onda en la cual un cuerpo termalizado emite el máximo de
energía depende del valor de su temperatura. El polvo y material del cual se forman las
estrellas y planetas tiene una temperatura típica de 220 grados centígrados bajo cero y por
lo tanto emiten copiosamente en longitudes de onda en el lejano IR y milimétricas. El
GTM podrá detectar la formación de nuevas generaciones de estrellas en galaxias que
están prácticamente recién nacidas, cuando el Universo tenía apenas unos 1000 millones
de años de edad, lo que equivale a menos del 10% de su edad actual. También podrá
detectar y caracterizar las regiones de formación estelar en nuestra Galaxia. Además, será
capaz de abordar un tema de gran interés actual que es la formación y evolución de
sistemas planetarios fuera de nuestro sistema solar. Si bien desde 1995, año en que se
descubrió el primer planeta fuera de nuestro sistema solar, se han descubierto más de 750
planetas, el GTM, por su enorme capacidad de recolectar luz, representa un gran
potencial para realizar más descubrimientos.
Por otro lado, sabemos que a bajas temperaturas pueden existir moléculas en el medio
interestelar. La molécula más abundante es la de hidrógeno (H2), y por ende debería ser el
principal trazador de formación estelar. Sin embargo, H2 es muy difícil de detectar
directamente en longitudes de onda milimétricas. Afortunadamente esta molécula se
encuentra usualmente mezclada con otros componentes y sus propiedades físicas, como
densidad y temperatura, están estrechamente relacionadas entre sí. Tal es el caso del
monóxido de Carbono (CO) que, aunque mucho menos abundante, presenta transiciones
moleculares detectables. El estudio de la formación estelar y planetaria depende
fuertemente en la capacidad de detectar CO.
Instrumentos del GTM
El GTM cuenta en la actualidad con dos instrumentos de primer nivel que permitirán
abordar los casos científicos para los cuales fueron diseñados. Por una parte, tenemos la
cámara llamada AzTEC, que permitirá obtener imágenes de la emisión térmica de
cuerpos celestes en longitudes de onda de 1 milímetro. El segundo instrumento es el
llamado receptor para la búsqueda de corrimientos al rojo (RSR por sus siglas en inglés)
cuya sensibilidad y capacidad de dispersar la luz, de manera similar a lo que produce un
prisma con la luz visible, permitirá colectar la distribución espectral de energía de objetos
celestes y así determinar, no solo las especies moleculares que los componen, sino
también sus propiedades físicas y la distancia a la que están ubicados.
Primeras observaciones científicas del GTM
En mayo y junio del 2011 un equipo de científicos del INAOE y de la UMASS apuntó
este gran telescopio hacia diversos objetos celestes. En esas etapas de pruebas y
verificación, la antena fue dirigida hacia fuentes para las cuales sabemos que hay una
significativa emisión milimétrica. Tal es el caso de M82 una galaxia que presenta una
prominente formación de nuevas estrellas y que se encuentra a “tan sólo” 12 millones de
años luz. Esta galaxia fue observada con el instrumento RSR y se detectó una gran
familia de líneas moleculares. También, con este instrumento, se apunto el telescopio
hacia una distante galaxia llamada la “pestaña cósmica”. Se trata de un objeto celeste
sumamente débil e invisible en la mayoría de las frecuencias que se encuentra a casi
11,000 millones de años luz de distancia. También para este objeto se logro una nítida
detección de monóxido de carbono (Fig. 6)
El Gran Telescopio Milimétrico y su instrumentación iniciarán operaciones científicas en
el transcurso 2012. Estamos convencidos de que en esta fase de ciencia temprana el GTM
logrará grandes descubrimientos que pondrán aún más en alto la investigación en
astrofísica que se desarrolla en México.
Fig. 6. Izquierda. Espectro de la galaxia M82 obtenido con el RSR. El GTM logró
detectar muchas especies moleculares en la región nuclear activa con una prominente tasa
de formación estelar. Panel de la derecha. Espectro de la “pestaña cósmica” centrado en
104.5GHz obtenido con el espectrómetro RSR. En el recuadro se muestra el espectro
completo en el intervalo 74-111 GHz. La prominente línea en emisión corresponde a una
transición del monóxido de carbono. Este objeto celeste se localiza a una distancia de casi
11000 millones de años luz.
El Dr. Miguel Chavez Dagostino es el Director Científico del Gran Telescopio
Milimétrico e investigador Titular en el Área de Astrofísica del Instituto Nacional de
Astrofísica, Óptica y Electrónica.
El Dr. David Hughes es el investigador Principal y Director del Gran Telescopio
Milimétrico e investigador Titular del Área de Astrofísica del Instituto Nacional de
Astrofísica, Óptica y Electrónica.