El hidrógeno en el Universo (IV): Galaxias en interacción

Como describimos en el artículo anterior, las observaciones radioastronómicas en la línea de 21 cm (equivalente a 1420 MHz) del hidrógeno neutro, que en la jerga científica se denota simplemente como “emisión en H I”, nos proporcionaron una nueva visión de las galaxias. Gracias a esta técnica los astrofísicos pueden detectar el gas difuso y frío del Cosmos y usar esas observaciones para entender mejor desde la estructura de la Vía Láctea a las propiedades de otras galaxias. En particular, usando técnicas de radio-interferometría (combinar la luz que llega de varios radiotelescopios para conseguir una imagen en radio con gran resolución angular) se pudo no sólo “pesar” mejor las galaxias, confirmando que todas contienen un gigantesco halo más o menos homogéneo de materia oscura, sino también entender la dinámica del gas y su relación con la formación estelar.

Figura 1. Imágenes de la galaxia NGC 6946. A la izquierda, imagen en colores ópticos usando datos del cartografiado “Sloan Digital Sky Survey” (SDSS). A la derecha, imagen del gas atómico usando la línea de 21 cm del hidrógeno neutro. Las observaciones se obtuvieron con el radio-interferómetro WSRT (“Westerbork Synthesis Radio Telescope”) y necesitaron 192 horas en total. Esta galaxia se encuentra a sólo 16.6 millones de años luz, dentro de lo que se conoce como “Volumen Local de Galaxias”. Crédito: Boomsma et al. (2008), A&A, 490, 555.

Algo que empezó a quedar claro desde el comienzo de las observaciones radio-interferométricas es que el gas difuso observado a 21 cm era más extenso que la componente estelar en las galaxias. Esto se hizo patente a finales del siglo XX, cuando la combinación de observaciones más profundas usando mejores radio-interferómetros con el incremento de la potencia de los ordenadores, que proporcionaban un combinado más efectivo de los datos y mejor procesado final, permitieron obtener mapas detallados del gas neutro en galaxias cercanas. Un buen ejemplo lo vemos en la Figura 1, que muestra la comparación entre las estrellas (izquierda) y el gas (derecha) dentro de la galaxia espiral NGC 6946. La imagen en la línea de 21 cm del hidrógeno atómico se consiguió usando datos del radio-interferómetro Westerbork (WSRT por sus siglas en inglés, “Westerbork Synthesis Radio Telescope”), instalado en Holanda, y que cuenta con 14 antenas de 25 metros. Se necesitaron 192 horas de integración para conseguir el detallado mapa del gas hidrógeno de NGC 6946.

Esta imagen muestra claramente como el disco de las galaxias espirales, trazado por el gas difuso, es mucho más amplio que el disco estelar. Gracias a la alta resolución espacial obtenida en esta imagen en radio (unos 13 segundos de arco de resolución, sólo un poco mayor de la imagen en óptico, con 2 segundos de arco de resolución) se pueden trazar bien los brazos espirales de NGC 6946, además de distinguir muchos más detalles del gas difuso de esta galaxia. En efecto, el disco interior muestra el mismo patrón filamentoso y con “huecos” que se ve en la imagen óptica. A la vez, los brazos espirales se hacen más y más pronunciados en las partes externas, permitiendo contar al menos 3 de ellos. El brazo del norte es el más rico en gas y contrasta mucho mejor con la zona inter-brazo, donde apenas se detecta emisión difusa. A pesar de la aparente regularidad en la forma general del gas, llama la atención que el disco de gas es asimétrico: está ligeramente más extendido en una dirección que en la perpendicular.

Como curiosidad, hay que decir que el “hueco oscuro” que aparece en la imagen en HI justo en el centro de la galaxia es un artefacto a la hora de combinar los datos. En realidad hay mucho gas en las partes centrales de NGC 6946. Sin embargo, el centro de la galaxia alberga un agujero negro súpermasivo que emite grandes cantidades de radiación sincrotrón justamente a longitudes de onda de 20 cm. Cuidado que este agujero negro súpermasivo no debe confundirse con el “agujero” que se ve en la emisión del gas, el agujero negro súpermasivo de NGC 6946 es muchísimo más pequeño y no puede detectarse con este tipo de observaciones. La intensa emisión no-térmica en continuo de radio alrededor de la línea de 21 cm de HI hace que ésta no aparezca como “línea de emisión” sino como “línea de absorción”. Este “truco” está permitiendo detectar el gas H I en galaxias activas muy lejanas. Los estudios en este campo está prácticamente empezando.

Las imágenes detalladas de galaxias espirales en la línea de 21 cm del hidrógeno atómico han permitido encontrar varias cosas interesantes. Las observaciones permiten diferenciar el gas en rotación, algo esperado para el disco espiral, de “otras nubes de gas” que no comparten ese movimiento. Muchas de esas otras nubes parecen ser similares a las “nubes de alta velocidad” que se detectan alrededor de la Vía Láctea.

¿Qué son estos objetos? Las dos teorías más aceptadas sobre la naturaleza de las nubes de alta velocidad que vemos en galaxias espirales son por un lado gas expulsado del disco por “fuentes galácticas” (regiones de formación estelar intensa, con explosiones de supernova de estrellas masivas que viven rápidamente, que expulsan el gas fuera del disco espiral) y por otro rasgos de acreción de gas difuso intergaláctico que ha sido procesado muy poco (su composición química es por tanto muy sencilla). Los datos de NGC 6946 mostrados en la figura 1 confirmaron que muchas de sus nubes de alta velocidad estaban asociadas con “agujeros de gas” en el disco espiral y, por lo tanto, provenían de “fuentes galácticas”. Pero, a la vez, revelaban “rasgos extraños” que sólo parecen explicarse de una forma: hay gas que está cayendo a NGC 6946 por primera vez. En la actualidad los astrofísicos esperamos que en las galaxias se dan los dos fenómenos: expulsión del gas del disco por explosiones de supernova y acreción de gas difuso intergaláctico.

Figura 2: Mapa con la emisión de hidrógeno atómico de la galaxia NGC 6946 obtenido con el radio-interferómetro WSRT (“Westerbork Synthesis Radio Telescope”). En escala de grises se muestra la misma imagen que la que aparece en el panel derecho de la Figura 1 y que tiene alta resolución angular (13 segundos de arco, el tamaño del “beam” del mapa interferométrico, indicado con el círculo pequeño abajo a la izquierda). Los contornos muestran una imagen conseguida con los mismos datos pero con mucha menor resolución espacial (64 segundos de arco, el tamaño indicado con el círculo pequeño abajo a la derecha). Al sacrificar la resolución espacial, la combinación de datos radio-interferométricos otorga mayor sensibilidad, lo que permite detectar gas más difuso y tenue. En este caso, se detectan estructuras asimétricas en las partes externas de NGC 6946 que están relacionadas con interacciones de galaxias. Crédito: Boomsma et al. (2008), A&A, 490, 555.

Pero no queda ahí la cosa. Una de las grandes ventajas de usar técnicas radio-interferométricas es que los datos permiten hacer imágenes a distintas resoluciones. La Figura 2 muestra exactamente los mismos datos que el panel derecho de la Figura 1, pero siguiendo dos combinaciones distintas. La imagen en escala de grises corresponden a los datos en alta resolución (13 segundos de arco), que es la misma que se muestra en la Figura 1. Los contornos corresponden a una imagen con mucha menos resolución angular (64 segundos de arco, las típicas que hasta entonces se obtenían con radio-interferometría). La ventaja de esta imagen de baja resolución es que permite detectar mucho más gas. Y, en efecto, es lo que vemos aquí: ahora aparecen de forma evidente las rasgos asimétricos de las partes externas que mencionábamos antes. Estas estructuras están asociadas a la interacción de galaxias y a la caída de gas difuso intergaláctico.

Y es aquí donde llegó otra de las grandes sorpresas al observar el gas difuso de las galaxias usando radio-interferometría. Como el disco de gas es mucho más extenso que el disco estelar es más fácil que una perturbación “externa” lo deforme. Cuando hablamos de perturbaciones o interacciones en este contexto nos referimos a casi cualquier cosa “externa” a la galaxia: una nube de gas difusa sin (apenas) estrellas, una galaxia enana, o una galaxia grande que pasan cerca (o directamente choca), o quizá la forma en la que la galaxia interacciona con el propio medio intergaláctico. Cuando miramos con detalle y profundidad las partes externas de las galaxias estamos encontrando continuamente esos rasgos de interacción, que son, en muchas ocasiones, imposibles de distinguir usando imágenes en los colores que nosotros vemos.

La Figura 2 revela a los posibles “culpables” de esa “pluma de gas difuso” que aparece arriba derecha del disco de NGC 6946: tiene dos galaxias enanas cercanas (las dos “nubes de gas” cerca de la esquina superior derecha) que han podido interaccionar con NGC 6946 en el pasado. No obstante, este rasgo difuso no está completamente explicado: podría ser también el resto de otra galaxia enana “engullida” en tiempos recientes por NGC 6946, o incluso parte del disco de la galaxia que ha sido parcialmente expulsado de las partes externas por fuerzas de marea inducidas por el paso cercano de otro objeto, originando una “cola de marea”.

Figura 3: Imagen de la galaxia del Remolino, M 51, y su galaxia satélite, NGC 5195, combinando datos ópticos con datos radio-interferométricos (en azul) obtenidos con el VLA (“Very Large Array”). Las observaciones en HI detectan, entre otras cosas, una larga cola de marea de gas difuso producida por las fuerzas de marea generadas por la interacción entre M 51 y NGC 5195. Crédito: Imagen en óptico: Álvaro Ibáñez Pérez. Imagen en radio: NRAO/AUI y Juan M. Uson, NRAO. Composición: Ángel R. López-Sánchez (AAO/MQU).

Las “colas de marea” aparecen de forma especialmente evidente cuando observamos el gas neutro de galaxias cercanas usando radiotelescopios. La Figura 3 muestra el ejemplo de una galaxia muy conocida, M 51, la galaxia del Remolino. Posiblemente sea de las galaxias más observadas por los astrónomos aficionados (del hemisferio norte, dada su posición en el cielo dentro de la constelación de Canes Venatici no se puede ver desde el hemisferio sur) y una de las galaxias espirales de gran diseño más cercanas a la Vía Láctea, a sólo 23 millones de años luz. Estamos muy familiarizados a la visión de M 51 en colores ópticos, y es conocida su interacción con una galaxia enana (NGC 5195), que aparece en colores rojizos contrastando con el disco azul de M 51, pero la visión de M 51 usando la luz H I a 21 cm nos muestra algo nuevo. Los datos obtenidos con el radio-interferómetro VLA (“Very Large Array”, Estados Unidos) en 1992 muestran una larga cola de marea (codificada en azul en la figura), consecuencia de la interacción entre M 51 y NGC 5194, que se aleja mucho de las partes centrales. Además, se descubren algunas nubes difusas de gas neutro en lugares donde no se detectan galaxias enanas o emisión estelar.

Figura 4: Imagen multi-frecuencia de la pareja de galaxias NGC 1512 y NGC 1510 combinando datos ultravioleta (datos de GALEX, NASA, en azul oscuro), óptico (bandas B y R de Digital Sky Survey, en azul claro y amarillo respectivamente), infrarrojo cercano (banda J del cartografiado 2MASS, en naranja), infrarrojo medio (datos del Telescopio Espacial Spitzer, NASA, en rojo) y radio (línea de 21 cm del hidrógeno atómico obtenidos por el interferómetro ATCA (Australia) como parte del proyecto “Local Volume HI Survey” (en verde). Se identifican algunas zonas de interés y las dos galaxias principales. Más información sobre este sistema en este artículo de Naukas. Crédito: Ángel R. López-Sánchez (AAO/MQU) y Baerbel Koribalski (CSIRO).

Otro espectacular ejemplo de galaxia espiral en interacción con intensos brazos espirales es NGC 1512. Localizada a 31 millones de años luz de nosotros, la galaxia NGC 1512 está en interacción con una galaxia enana compacta azul (NGC 1510). Observaciones usando el radio-interferómetro ATCA (“Australian Telescope Compact Array”, Australia) desvelaron que ambos objetos estaban envueltos en una enorme nube de gas difuso que, siguiendo un patrón espiral inducido por las fuerzas de marea, se extiende muy lejos del centro del sistema. La Figura 4 muestra en detalle la extensión del gas H I observado a 21 cm (codificado en verde en esta imagen) en NGC 1512 y NGC 1510 (parece una estrella brillante), envolviendo completamente a las dos galaxias y extendiéndose siguiendo dos largas estructuras espirales hasta más de 250 mil años luz del centro de NGC 1512, esto es, casi 8 veces el tamaño de la galaxia en colores ópticos. Aparecen también algunas nubes difusas de gas donde no se detectan estrellas.

Además, los datos del gas atómico revelan que una de las estructuras espirales ha sido perturbada por la interacción con la galaxia enana NGC 1510, que está “cayendo” hacia la galaxia principal e induciendo la formación estelar en las partes externas del sistema. Combinando datos de espectroscopía óptica, colores ultravioleta e infrarrojos, y el mapa del gas neutro obtenido con radio-interferometría, pudimos confirmar que el gas difuso que posee NGC 1512 en las partes externas no proviene de esta galaxia, sino que ha sido el producto de fusión de galaxias enanas o de material intergaláctico que ya había sido procesado en otras galaxias espirales y después perdido por ellas, y ahora lo vemos acretándose alrededor de NGC 1512.

Figura 5: Galaxias en interacción NGC 4038/4039 (Las Antenas) observadas en colores ópticos (panel izquierdo) y combinando las imágenes ópticas con los datos de la emisión a 21 cm del hidrógeno atómico (en azul) obtenidos con el radio-interferómetro VLA (panel derecho). Crédito: imagen óptica: Robert Gendler, imagen radio: John Hibbard, NRAO/AUI/NSF, combinación multi-frecuencia: Ángel R. López-Sánchez (AAO/MQU).

En otras ocasiones las interacciones de galaxias son mucho más evidentes y se ven claramente incluso en colores ópticos. Esto es lo que sucede en la galaxia de las Antenas (NGC 4038/4039, Figura 5), donde se observan dos núcleos centrales con dos largas colas de estrellas (de ahí el nombre que se le da a este peculiar objeto) que se alejan en direcciones opuestas. La galaxia de las Antennas es un ejemplo típico de lo que sucede cuando dos galaxies espirales chocan directamente: los dos núcleos centrales corresponden a las galaxias en proceso de colisión, mientras que las colas se originan por las intensas fuerzas de marea inducidas por las dos galaxias bailando en una danza que lleva irremediablemente a la fusión de ambas entidades. ¿Qué es lo que hace el gas? Normalmente en estos procesos es lo primero que se expulsa hacia el espacio intergaláctico, como describimos arriba. Pero en el caso de las Antenas aún se observa que buena parte del gas difuso está asociado a las largas colas de marea. El gas atómico, observado a 21 cm con el radio-interferómetro VLA, es especialmente prominente en la cola inferior. Es más, en los extremos de ambas colas aparecen regiones de formación estelar: en estas zonas el gas está condensado y creando nuevos soles. Algunos de estos sistemas quedarán “flotando” alrededor de las galaxias principales como “galaxias enanas de marea” (objetos que, a diferencia de las galaxias enanas típicas, poseen gran cantidad de elementos químicos y estrellas viejas) hasta terminar sus días cayendo de nuevo a la galaxia principal.

Figura 6: Imágenes del grupo de galaxias de M 81 y M 82 en óptico (panel superior) y combinando con los datos del gas difuso observado a 21 cm con el radio-interferómetro VLA (panel inferior). El gas atómico está desparramado por todo el sistema como consecuencia de las interacciones de galaxias. Crédito: Imagen óptica: Robert Gendler, imagen radio: Yun et al. 1994, Nature 372, 530, NRAO/AUI/NSF, combinación multi-frecuencia: Ángel R. López-Sánchez (AAO/MQU).

Hay casos aún más sorprendentes de interacciones de galaxias descubiertas gracias al estudio de la emisión de 21 cm del hidrógeno atómico. El cercano grupo de galaxias de M 81 y M 82 es quizá el caso más sorprendente. El panel superior de la Figura 6 muestra este grupo de galaxias, donde destacan la espiral M 81 (la “Galaxia de Bode”, en el centro) y la galaxia M 82 (la “Galaxia del Cigarro”, a su derecha), que posee una formación estelar muy intensa (tanto que el gas se está escapando perpendicularmente al disco, como se aprecia en los filamentos de color rojo intenso que surgen de su centro). Arriba a la izquierda aparece otra galaxia de baja masa, NGC 3077. Cuando observamos el gas difuso de este grupo de galaxias usando radio-interferómetros nos encontramos con una visión completamente distinta del sistema.

La imagen que reproducimos en el panel inferior de la Figura 6 es precisamente este mapa, tal y como se obtuvo usando datos del radio-interferómetro VLA. Además de descubrir el gas asociado a los discos espirales en rotación de las galaxias, esta poderosa imagen revela claramente el gas que conecta todas las galaxias entre sí. Estos “puentes de material difuso” no se ven en las imágenes en óptico (aunque es de esperar que también existan estrellas en ellos) y nos narran la convulsa historia que ha experimentado el sistema en tiempos recientes, con interacciones múltiples entre varias galaxias. La caída de gas neutro en M 82 como consecuencia de las fuertes interacciones de galaxias es la responsable de los fenómenos de formación estelar que observamos en ella. No es el único caso: una brillante nube de gas justo por encima de M 81 nos indica la posición de otra galaxia enana “estallante”, Holmberg IX, que apenas se distingue en los colores ópticos (sí brilla mucho en colores ultravioleta por el alto contenido de estrellas jóvenes y masivas que este galaxia enana posee), pero que destaca poderosamente en el mapa de la emisión de H I a 21 cm.

Si con sólo unas pocas observaciones a objetos individuales estamos encontrando tantos detalles nuevos y sorprendentes en galaxias que creíamos conocer bien, además de precisar su dinámica, la cantidad de materia oscura, la relación con la formación estelar, las interacciones y fusiones de galaxias, nubes difusas de gas donde no hay estrellas, ¿qué descubriremos al observar de forma sistemática centenares, miles de galaxias o decenas de miles de galaxias? Lo veremos en el último artículo de esta serie, donde detallaremos los cartografiados pasados, actuales y futuros que buscan estudiar la emisión del gas hidrógeno en galaxias usando la poderosa técnica de la radio-interferometría.

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.

 

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