El hidrógeno en el Universo (I): La emisión del hidrógeno neutro a 21 cm.

Figura 1: Imagen en falso color de la Nebulosa de Orión, M 42, y la Nebulosa de Marian, M 43, usando datos obtenidos con el Telescopio Isaac Newton, de 2.5m, en el Observatorio del Roque de los Muchachos en la isla de La Palma (España) usando el instrumento de gran campo Wide Field Camera (WFC). Las líneas verticales negras corresponden a la separación entre distintas CCDs. El color rojo codifica la emisión del hidrógeno ionizado, Hα 6563 Å, mientras que en verde de muestra la emisión de oxígeno dos veces ionizado, [O III] 5007 Å. En color azul sólo se muestra el campo estelar. Esta imagen es la típica que se obtiene mediante CCD o película fotográfica sin filtros, donde destaca especialmente el hidrógeno de la nebulosa. Crédito de la imagen: Ángel R. López-Sánchez (AAO/MQU), Sergio Simón-Díaz (IAC) y Jorge García-Rojas (IAC).

Imagen en falso color de la Nebulosa de Orión, M 42, y la Nebulosa de Marian, M 43, usando datos obtenidos con el Telescopio Isaac Newton, de 2.5m, en el Observatorio del Roque de los Muchachos en la isla de La Palma (España) usando el instrumento de gran campo Wide Field Camera (WFC). Las líneas verticales negras corresponden a la separación entre distintas CCDs. El color rojo codifica la emisión del hidrógeno ionizado, Hα 6563 Å, mientras que en verde de muestra la emisión de oxígeno dos veces ionizado, [O III] 5007 Å. En color azul sólo se muestra el campo estelar. Esta imagen es la típica que se obtiene mediante CCD o película fotográfica sin filtros, donde destaca especialmente el hidrógeno de la nebulosa. Crédito de la imagen: Ángel R. López-Sánchez (AAO/MQU), Sergio Simón-Díaz (IAC) y Jorge García-Rojas (IAC).

El hidrógeno es, con diferencia, el elemento químico más abundante del Universo. Creado durante los procesos que sucedieron al Big Bang, particularmente durante la recombinación de los núcleos atómicos (protones en su mayoría) con los electrones unos 380 mil años después del inicio del Cosmos, el hidrógeno es el “padre” del que provienen el resto de elementos químicos. La transformación del hidrógeno en otros elementos ocurre sobre todo dentro de las estrellas (por fusión termonuclear, por ejemplo formando núcleos de helio a partir del hidrógeno, que luego se fusiona en núcleos de oxígeno, silicio, azufre o hierro en las estrellas más masivas) o por la acción de éstas en sus alrededores (explosiones de supernova, que típicamente producen los elementos químicos más pesados que el hierro). Así, deberíamos esperar que los astrofísicos invirtieran gran parte de su esfuerzo en conocer dónde se encuentran las nubes de hidrógeno dentro de las galaxias y dentro de la estructura a gran escala del Cosmos, y qué características tienen.

Pero la cosa no es sencilla. Desgraciadamente los telescopios convencionales no pueden detectar el hidrógeno neutro y frío. Los átomos de hidrógeno sólo pueden emitir luz en los colores “visibles” cuando son excitados por radiación energética (particularmente emisión ultravioleta emitida por estrellas masivas, enanas blancas, y otros procesos violentos). Es así como “vemos” las nebulosas difusas de emisión, nubes gigantescas constituidas sobre todo de hidrógeno, como la Gran Nebulosa de Orión (Figura 1). El color rojizo que típicamente domina estas nubes de gas proviene de la emisión del hidrógeno ionizado (línea H-alpha). Pero, obviamente, este tipo de excitación del hidrógeno no ocurre en las frías profundidades del espacio, particularmente en el casi vacío espacio extragaláctico.

Figura 2: La emisión de 21cm (1420 MHz) del hidrógeno atómico ocurre cuando se produce el cambio del espín del electrón de ser paralelo al espín del protón (arriba) al ser anti-paralelo al protón (abajo). La estructura hiperfina del nivel 1s del átomo de hidrógeno indica que en el primer caso se tiene un poco más de energía (5.9 x 10-6 eV) que en el segundo.

La emisión de 21cm (1420 MHz) del hidrógeno atómico ocurre cuando se produce el cambio del espín del electrón de ser paralelo al espín del protón (arriba) al ser anti-paralelo al protón (abajo). La estructura hiperfina del nivel 1s del átomo de hidrógeno indica que en el primer caso se tiene un poco más de energía (5.9 x 10-6 eV) que en el segundo.

Sin embargo, se da la peculiaridad de que el hidrógeno neutro sí emite cierto tipo de luz. Esta radiación no ocurre en los “colores” que nosotros vemos sino en el dominio de las ondas de radio. La emisión del hidrógeno neutro en radio sucede como consecuencia de la transición atómica entre los dos niveles hiperfinos del estado fundamental del hidrógeno.

¿Qué quiere decir esto? La energía del átomo de hidrógeno, que consta de un protón y un electrón, es ligeramente diferente dependiendo si el espín (análogo al “giro”) del protón y del electrón están en la misma dirección (un poco más de energía) que en direcciones opuestas (un poco menos de energía). Un átomo de hidrógeno en el que el protón y el electrón tengan sus espines paralelos puede emitir un fotón (liberar energía) para pasar al estado en el que ambos espines apuntan en direcciones opuestas (Figura 2). Como la diferencia de energía es muy pequeña (5.9 x 10-6 eV), el fotón emitido tiene una frecuencia baja (1420.4 MHz) y, por tanto, una longitud de onda relativamente larga (21.1 cm).

A esta emisión en radio se la designa como “H I”, la emisión del hidrógeno atómico a 21 cm. No obstante es muy raro que ocurra en un átomo en concreto: la vida media del estado excitado es de unos 10 millones de años. Así, cuando en 1944 el astrónomo holandés Hendrik van de Hulst propuso por primera vez que se usaran radiotelescopios para captar la emisión del H I a 21 cm y así detectar nubes de gas hidrógeno en la Vía Láctea no muchos le hicieron caso. Pero, en realidad, como hay tal enorme cantidad de hidrógeno aún disponible en el Cosmos, la emisión a 21 cm del hidrógeno atómico es, en efecto, no sólo observable, sino fundamental para la Astrofísica contemporánea.

Radiotelescopio de Parkes (NSW, Australia), de 64 metros de tamaño, durante la puesta de Sol. Crédito: Ángel R. López-Sánchez (AAO/MQU).

Radiotelescopio de Parkes (NSW, Australia), de 64 metros de tamaño, durante la puesta de Sol. Crédito: Ángel R. López-Sánchez (AAO/MQU).

No fue hasta 1951 cuando los astrónomos Harold Ewen y Edward Purcell de la Universidad de Harvard (EE.UU.) detectaron por primera vez la emisión a 21 cm del hidrógeno atómico, que fue rápidamente corroborada por observaciones independientes desde Europa y Australia. En la actualidad, este tipo de observaciones son rutinarias y otorgan a los astrofísicos piezas claves a la hora de entender nuestro Universo.

Precisamente, una de las grandes ventajas que propiciaban las observaciones en la línea de 21 centímetros del hidrógeno atómico es que, al estar en el rango de las ondas de radio, la extinción de la luz por el polvo y gas interestelar es completamente despreciable. Esto no ocurre en “los colores que nosotros vemos” (el rango óptico del espectro electromagnético), que son fuertemente absorbidos por el polvo y el gas difuso. Así, las observaciones en HI a 21 centímetros permitieron por primera vez “ver” la Vía Láctea en su totalidad.

Fue así como, en 1952 y tras conseguir los primeros mapas de la Galaxia, se encontró que la Vía Láctea tiene una estructura espiral. En este punto hay que insistir en que las observaciones radioastronómicas en la línea de 21 cm no son imágenes, sino espectros. Es una línea de emisión más, y como tal no sólo su intensidad máxima (su brillo) sino también otras propiedades, como la anchura, la velocidad o un análisis de componentes, pueden estudiarse en detalle.

Las observaciones en H I permiten, por efecto Doppler, calcular las distancias a las galaxias o inferir a qué velocidad relativa se mueve el gas dentro de una galaxia. Y, en efecto, ha sido usando observaciones H I a 21 cm de otras galaxias (normalmente el gas es mucho más fácil de observar en las partes externas de las galaxias que las estrellas) como se confirmó definitivamente que las partes externas se movían extremadamente rápido contabilizando la cantidad de masa (estrellas, polvo y gas difuso incluyendo hidrógeno atómico) que contenían, necesitando la componente extra de un amplio pero homogéneo halo de materia oscura para poder mantener las galaxias como entidades estables.

Mapa de todo el cielo observando en la línea de 21 cm del hidrógeno atómico, HI, mostrando la emisión de gas neutro de nuestra Galaxia y las Nubes de Magallanes y la velocidad con la que lo vemos moverse (en color). Esta fantástica imagen ha sido conseguida en la colaboración HI 4π survey (HI4PI), que usa datos obtenidos con el cartografiado Effelsberg-Bonn HI Survey (EBHIS), que usa el radiotelescopio Effelsberg (Alemania), de 100 metros de tamaño, y los datos del cartografiado Galactic All-Sky Survey (GASS), que usa "The Dish", el radiotelescopio de Parkes (Australia), de 64 metros de tamaño. Crédito: Benjamin Winkel & the HI4PI Collaboration.

Mapa de todo el cielo observando en la línea de 21 cm del hidrógeno atómico, HI, mostrando la emisión de gas neutro de nuestra Galaxia y las Nubes de Magallanes y la velocidad con la que lo vemos moverse (en color). Esta fantástica imagen ha sido conseguida en la colaboración HI 4π survey (HI4PI), que usa datos obtenidos con el cartografiado Effelsberg-Bonn HI Survey (EBHIS), que usa el radiotelescopio Effelsberg (Alemania), de 100 metros de tamaño, y los datos del cartografiado Galactic All-Sky Survey (GASS), que usa “The Dish”, el radiotelescopio de Parkes (Australia), de 64 metros de tamaño. Crédito: Benjamin Winkel & the HI4PI Collaboration.

El mapa más profundo de la Vía Láctea usando la emisión del hidrógeno atómico a 21 centímetros fue obtenido recientemente mediante la colaboración “HI4PI” (acrónimo de “H I 4π”), que usa datos obtenidos por dos de los radiotelescopios más potentes de la Tierra: el radiotelescopio Effelsberg (Alemania), de 100 metros de tamaño, y el famoso radiotelescopio de Parkes, ”The Dish”, (Australia), de 64 metros de tamaño (Figura 3). En esta proyección de todo el cielo, el plano de la Vía Láctea se encuentra en el ecuador, mientras que el centro de nuestra Galaxia corresponde al amasijo de gas brillante hacia la derecha.

La espectacular imagen del hidrógeno atómico de la Vía Láctea obtenida por la colaboración HI4PI (Figura 4) no sólo muestra la distribución de gas difuso (muy asimétrica) sino que codifica en colores la velocidad a la que se mueve dicho gas. Colores azules indican gas que se acerca al observador, mientras que los colores verdosos corresponden a gas que se aleja. Así se puede apreciar la misma rotación de la Vía Láctea, pero aparecen estructuras más complicadas: filamentos, burbujas, grumos, huecos, capas de gas, que narran la dinámica evolución de nuestra Galaxia. Muchos de los huecos, por ejemplo, corresponden a zonas liberadas de gas por explosiones de supernova. El mismo Sol se encuentra cerca de una de estas zonas irregulares, la Burbuja Local, que brilla particularmente en rayos X. La Burbuja Local, de al menos 300 años luz de tamaño. se originó hace poco tiempo (pocos millones de años, algunos estudios apuntan que incluso menos).

Por otro lado, la mayor densidad de gas corresponde precisamente a las regiones donde se están formando las estrellas. Las nebulosas de emisión aparecen justo en estas zonas donde el gas difuso está condensando para crear nuevos soles. Estas regiones de formación estelar se localizan sobre todo si se mira cerca del centro galáctico

Los colores de la imagen también muestran algo muy interesante: aparecen nubes de gas difusas en colores violetas y amarillos (altas velocidades). Estas “nubes de alta velocidad” corresponden a gas que está cayendo sobre la Vía Láctea (quizá por acreción de alguna galaxia enana) o es gas que ha sido expulsado del disco de nuestra Galaxia por las explosiones de supernovas. La más evidente de estas nubes de alta velocidad es la que corresponde a las galaxias enanas satélite de la Vía Láctea, las Nubes de Magallanes (abajo derecha, en colores naranjas). La imagen de la colaboración “HI4PI” permite distinguir que ambas galaxias enanas se encuentran dentro de esta gigantesca nube de hidrógeno neutro. Es más, permite apreciar su estructura alargada apuntando al centro de la Vía Láctea, además de muchas otras de sus características.

Las observaciones tanto de la Vía Láctea como de otras galaxias usando radioastronomía para “ver” la línea de 21 cm del hidrógeno atómico está proporcionando enorme información a los astrofísicos a la hora de entender la formación de las estrellas, la estructura de las galaxias, la interacción con su entorno, la evolución de las galaxias y la propia evolución del Universo. Sin embargo, quizá porque las imágenes en radioastronomía muchas veces no son atractivas para nuestros ojos (o, pensando mal, que la radioastronomía es el único rango espectral que la Agencia Espacial Estadounidense, NASA, no lidera), muchos de estos detalles no suelen conocerse por el público. En próximas entregas indagaremos en algunos de los sorprendentes detalles que, gracias a la radioastronomía y a la línea de H I a 21 cm, hemos conseguido arrancar al Universo.

Este post ha sido realizado por Ángel López-Sánchez (@El_lobo_rayado) y es una colaboración de Naukas.com con la Cátedra de Cultura Científica de la UPV/EHU.

6 Comentarios

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AlbertAlbert

¡Qué buen artículo, gracias!
🙂 Por si lo quieres corregir, reporto amistosamente un pequeño gazapo tipográfico, el astrónomo holandés que nombras no se llamaba Hendrik van de HULTZ sino Hulst.
Saludos.

César ToméCésar Tomé

Corregido. Muchas gracias.

Gustavo MolinaGustavo Molina

Buen Artículo, pero no está demás aclarar que; El moderno concepto de átomo-químico introducido por Dalton y Proust, no coincide con el filosófico concepto de átomo-indivisible de Leucipo y Demócrito y mucho menos con el concepto de “principio o esencia única” de los filósofos presocráticos. Este último es un concepto físico mucho más cercano al de macro-campo-físico que ocupa de forma continua el espacio-tiempo, sin interrupción entre los micro-corpúsculos materiales que hoy llamamos partículas sub-atómicas. El “Quanta de Planck” (como partícula todavía hipotética) es lo más parecido al “átomo-fundamental” y el “Universo Cerrado de Einstein”, es lo más parecido a la “Esencia Cósmica Primigenia”.

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