En la investigación en Astrofísica cada vez es más evidente que la información que proviene en “otras frecuencias” diferentes a las que detectamos con los telescopios ópticos convencionales es indispensable a la hora de entender el Cosmos. En las últimas décadas, y gracias a los telescopios espaciales, hemos empezado a explorar el Universo en rayos gamma, rayos X, ultravioleta e infrarrojo medio y lejano, descubriendo cosas fascinantes, desde violentas explosiones de estrellas muy masivas a distancias cosmológicas a la peculiar distribución del polvo interestelar dentro de nuestra Galaxia. Aún así, siguen siendo las observaciones en ondas de radio, que también se pueden observar desde la superficie de la Tierra, las que están cambiando muchas de nuestras concepciones previas de cómo funciona el Universo.

El objetivo de esta serie de artículos ha sido enseñar y describir la enorme importancia que las observaciones radioastronómicas en la línea de 21 cm (equivalente a 1420 MHz) del hidrógeno neutro han tenido y tienen en la actualidad. Gracias a ellas hemos empezado a entender la estructura de la Vía Láctea, hemos investigado la cantidad de gas y la dinámica de las galaxias cercanas (que nos permite medir muy bien la cantidad de materia oscura en ellas) e incluso explorado lo que ocurre en el espacio intergaláctico y cómo interaccionan las galaxias.

No obstante, el entender las características generales del gas neutro existente en las galaxias precisa no observaciones radioastronómicas de unas pocas galaxias individuales sino de datos de cientos, miles, decenas de miles, de galaxias. Los grandes números y los estudios estadísticos son muy importantes en Astrofísica a la hora de encontrar relaciones entre distintos observables que sean consecuencia de los fenómenos y las leyes físicas que gobiernan el Universo. Aquí quiero recordar algo importante: la Astrofísica es distinta al resto de las ciencias. No podemos hacer experimentos. Los astrofísicos observamos la luz que nos llega del Cosmos y, usando los modelos y las simulaciones por ordenador, intentamos explicar lo que vemos. Quizá el ejemplo más famoso de estos “estudios de multitud de objetos astronómicos” es el cartografiado SDSS (Sloan Digital Sky Survey) que, usando un “modesto” telescopio de 2.5 metros de tamaño (Observatorio Apache Point, Nuevo México, EE.UU.) proporciona datos ópticos de millones de estrellas y galaxias. El cartografiado de galaxias de SDSS es, en la actualidad, uno de los trabajos astrofísicos más citados en la literatura científica.

Por este motivo, desde finales del siglo pasado se empezaron a desarrollar catálogos y cartografiados de galaxias observadas en la línea de 21 cm del hidrógeno atómico. Aquí es donde entra en juego el cartografiado HIPASS (“HI Parkes All Sky Survey”). Usando un potente y novedoso receptor (el “21 cm multibeam system”) instalado para tal efecto en el famoso radiotelescopio de 64 metros de Parkes (Australia), HIPASS cartografió casi todo el cielo observable desde este radiotelescopio (71% de todo el cielo) buscando la emisión de HI de galaxias cercanas. HIPASS supuso una revolución para los astrofísicos extragalácticos: se pudieron obtener las propiedades del gas neutro (distancia, cantidad de masa de gas, cantidad de materia oscura, velocidad del gas, como describimos en el tercer artículo de esta serie) de más de 5000 galaxias cercanas.

(Vídeo 1: Visualización que muestra la posición de las galaxias detectadas según la emisión en 21 cm del hidrógeno atómico (en azul), muchas de ellas usando el cartografiado HIPASS, con nuevas galaxias escondidas detrás de la Vía Láctea y descubiertas en 2016 por el equipo liderado por Lister Stavely-Smith (en colores verde-anaranjados). El centro del diagrama representa nuestra Vía Láctea. Crédito: ICRAR.)

Aunque el cartografiado HIPASS se completó en 2002 el análisis de los datos (algo muy complejo para las observaciones en radio) ha llevado más de una década. Aún hoy día se siguen publicando descubrimientos que surgen de estos datos, por ejemplo, nubes de gas difuso alrededor de la Vía Láctea que habían pasado desapercibidas antes, o la detección difusa de gas hidrógeno en galaxias ultra-enanas cercanas descubiertas por cartografiados ópticos profundos como el “Dark Energy Survey” (DES, usando el Telescopio Blanco del Observatorio Inter-Americano de Cerro Tololo, Chile).

Video 2: Animación mostrando la localización de las galaxias descubiertas por Lister Staveley-Smith y colaboradores dentro de la “Zona de Exclusión” dada por el plano de la Vía Láctea. Para ello se usaron observaciones en la línea de 21 cm del hidrógeno atómico con el radiotelescopio de Parkes (Australia) que complementaban a las ya obtenidas con el cartografiado HIPASS. La emisión de las galaxias en colores ópticos, que son los que ven los telescopios convencionales (ondas azules) es completamente bloqueada por el polvo y el gas de la Vía Láctea. Sin embargo, la emisión en radio (ondas rojas) puede llegar hasta nosotros porque no es absorbida por el medio interestelar de la Galaxia. La animación ha usado los datos reales de la posición de las nuevas galaxias detectadas, pero su aspecto (tipo, tamaño y colores) es una representación artística. Crédito: ICRAR, música por Holly Broadbent.

Es más, dado que las ondas de radio no se bloquean por el polvo y el gas de la Vía Láctea, gracias a observaciones con HIPASS se han descubierto centenares de galaxias “escondidas” detrás de la Vía Láctea. El estudio más reciente lo lideró el astrofísico australiano Lister Staveley-Smith (Director de ICRAR, el “International Centre for Radio Astronomy Research”, Perth, Australia) usando datos de HIPASS complementando con nuevas observaciones más recientes. En su artículo científico, publicado a principios de 2016, se presenta la detección de gas hidrógeno en 883 galaxias en la zona del plano de la Vía Láctea. El 51% de estos objetos se han detectado en colores ópticos, pero sólo se tenían distancias espectroscópicas en el óptico al 8% de ellos. Uniendo estos datos con otros similares obtenidos desde el Hemisferio Norte se pudo conocer mejor la distribución de las galaxias en el Universo Local, ayudando a entender lo que son el Gran Atractor y el Vacío Local.

Otro cartografiado en busca del gas atómico de las galaxias usando una única antena de radio es ALFALFA (acrónimo de “Arecibo Legacy Fast ALFA”), que usa el famoso radiotelescopio de Arecibo (Figura 1), de 305 metros de tamaño. Los objetivos que persigue el cartografiado ALFALFA son parcialmente similares a los de HIPASS, pero como el radiotelescopio de Arecibo es mucho más grande que el de Parkes ahora se puede llegar más profundo en distancia y a objetos más débiles y cercanos. Por contra, dadas las características de la antena de Arecibo (que es fija) sólo se puede observar la banda ecuatorial del cielo. Aún así se espera detectar cerca de 25 mil galaxias por su emisión en la línea de 21 cm del hidrógeno neutro.

No obstante, la verdadera revolución a la hora de entender el gas difuso de las galaxias está viniendo por las observaciones usando radio-interferómetros. Durante los últimos 20 años del siglo XX se habían conseguido distintas observaciones de galaxias usando este método, muchísimas gracias al exitoso interferómetro VLA (“Very Large Telescope”, Nuevo México, EE.UU.). Normalmente eran observaciones de galaxias individuales para estudios en concreto, cada una liderada por un pequeño grupo (a veces un par de astrofísicos). En 2001 el astrofísico estadounidense John Hibbard (NRAO, EE.UU.) compiló más de 200 galaxias observadas con interferómetro radio, The HI Rogues Gallery, que dejaban patente la enorme diversidad de patrones y complejidades que mostraba el gas atómico en estas galaxias. Un ejemplo se muestra en la Figura 2, donde se aprecia la peculiar distribución de gas atómico en y alrededor de las galaxias NGC 5719 y NGC 5713.

Sin embargo, hasta entonces no se tenía un estudio sistemático del gas atómico en galaxias cercanas. Así, y en paralelo, a principios del siglo XXI se iniciaron dos grandes cartografiados de galaxias con el objetivo de profundizar en ellos: THINGS y LVHIS.

El proyecto THINGS (“The H I Nearby Galaxy Survey”), liderado por Fabian Walter (MPIA, Alemania), ha usado datos obtenidos con el radio-interferómetro VLA para analizar una muestra de 34 galaxias cercanas (dentro de lo que se conoce como “Volumen Local”, que tiene un radio de unos 10 Mpc, esto son, unos 32.6 millones de años luz) que ya se habían observado en detalle en otros surveys ópticos e infrarrojos. Los detalles que se han obtenido de cómo el gas está distribuido y se mueve en estas galaxias cercanas son impresionantes y aún se están analizando. La Figura 3 es el póster de las 34 galaxias de THINGS mostrando únicamente la emisión del hidrógeno atómico, que se ha codificado en escala lineal y a la misma resolución espacial.

A pesar de ser sólo 34 galaxias, el cartografiado THINGS cubre desde galaxias de baja masa y pobres en metales a galaxias espirales masivas. Permite resolver estructuras de unos 500 pc de tamaño (1630 años luz), resolviendo los brazos espirales y trazando la estructura fina del gas difuso. Además, los datos de THINGS permiten estudiar la rotación de las galaxias y determinar su masa dinámica, algo que, como ya vimos, es clave para precisar la cantidad de materia oscura en cada una de ellas (otro buen ejemplo se incluye en la Figura 4). Recientemente este trabajo se ha extendido con unas 40 galaxias enanas gracias al cartografiado “Little-THINGS”, liderado por la astrofísica Deirdre Hunter (Observatorio Lowell, Arizona, EE.UU.).

Por otro lado, el proyecto LVHIS (“Local Volume H I Survey”; se pronuncia «Elvis»), dirigido por la astrofísica Bärbel Koribalski (CSIRO, ATNF, Australia), ha mapeado en hidrógeno atómico todas las galaxias del Volumen Local detectadas por el cartografiado HIPASS y que pueden ser observadas desde el interferómetro Australian Telescope Compact Array (ATCA, Narrabri, Australia). Este cartografiado, que consta de unas 80 galaxias, lo conozco muy bien, dado que formo parte del equipo de investigación desde 2006 y yo mismo he realizado muchas de las observaciones y publicado artículos científicos con estos datos.

Los objetivos principales de LVHIS son investigar los alrededores de las galaxias buscando objetos compañeros de baja masa, concretar la rotación del gas atómico, determinar sus masas, estudiar la relación entre el gas y la formación estelar, y establecer una relación entre la velocidad de rotación y la luminosidad en óptico e infrarrojo (algo que se conoce como relación Tully-Fisher). Una muestra de galaxias observadas por LVHIS se presenta en la Figura 5.

Destaca la espectacularidad del gas atómico de la famosa galaxia espiral M 83, que abarca un diámetro de cerca de un grado (la componente estelar visible en óptico es cinco veces más pequeña) y presenta un brazo de marea que sugiere que ha interaccionado con un objeto enano. Al igual que con THINGS los datos de LVHIS aún no están completamente explotados. De hecho, justo estas semanas estamos ultimando el artículo científico que presenta los datos principales del cartografiado y otro que busca entender la formación estelar en estas galaxias.

Acostumbrados a los grandes cartografiados ópticos, que cuentan con centenares de miles de galaxias, estos cartografiados radio-interferométricos en busca del gas atómico que en total incluyen unas 200 galaxias cercanas parecen poco cosa. Pero hay que recordar que observar en radio tiene sus peculiaridades, las técnicas hay que desarrollarlas aún, y el procesado de los datos es mucho más complejo que en óptico. Aún así, en la actualidad se están construyendo nuevos radio-interferómetros que completarán cartografiados profundos del cielo en frecuencias de radio.

En particular, en Australia se está instalando un potente radio-interferómetro, el “Australian SKA Pathfinder” (ASKAP). Con sus instrumentos de última generación, que permiten tanto un enorme campo de visión (30 grados cuadrados a longitudes de onda de 20 cm) como un gran velocidad de observación y un enorme rango dinámico, ASKAP realizará cartografiados de todo el cielo observable desde su posición en la Tierra, el Observatorio Radioastronómico de Murchinson (Australia Occidental). ASKAP tendrá un total de 36 antenas de 12 metros de tamaño (10 de ellas se ven en la Figura 6) y, entre otras cosas, realizará un mapa muy profundo del gas neutro de la Vía Láctea, investigará el origen del magnetismo del Universo (precisando las propiedades de los púlsares y otros objetos compactos), detectará la radiación sincrotrón de unas 70 millones de galaxias hasta unos 8000 millones de años luz de distancia, y encontrará la emisión del gas neutro de más de medio millón de galaxias.

El cartografiado que usará ASKAP para buscar la detección del hidrógeno neutro en el universo es WALLABY (“Widefield ASKAP L-band Legacy All-Sky Blind Survey”). Coordinado por los astrofísicos Bärbel Koribalski (CSIRO/CASS/ATNF) y Lister Stavely-Smith (UWA/ICRAR), WALLABY observará el 75% de todo el cielo (todo el hemisferio sur celeste y el hemisferio norte celeste desde el ecuador hasta declinación +30º) proporcionado datos del hidrógeno atómico de centenares de miles de galaxias localizadas en un radio de unos 3000 millones de años luz. WALLABY necesitará 13 meses de observaciones continuas (y recuerdo que en radio se observan las 24 horas del día) para completar su cartografiado, aunque los mismos datos pueden usarse simultáneamente para otros proyectos. Más de un centenar de astrofísicos de todo el mundo participamos en WALLABY.

Aunque ASKAP está aún en construcción, algunas de sus antenas están ya operativas, por lo que los científicos australianos están ya trabajando en su comisionado. Entre todas las novedades tecnológicas que ASKAP está desarrollando una de las más destacadas es el sistema que permite tener un gran campo de visión. Esto se consigue colocando en cada antena receptores que apuntan ligeramente a sitios distintos del cielo. El proceso computacional para combinar estos datos es muy complicado y está suponiendo un verdadero reto tecnológico y computacional. La Figura 7 muestra un ejemplo de observación con un prototipo de este sistema usando sólo 6 antenas de ASKAP. Estos datos, que se consiguieron en 2014, presentan la distribución de gas atómico dentro del grupo de galaxias IC 4159. Los 9 círculos indican los 9 receptores que estaban operativos en cada antena.

Estas observaciones permitieron ver con detalle el gas en 11 de las galaxias de este grupo y descubrir tres nubes de gas difuso, cada una con una masa de 1000 millones de soles, donde aparentemente no hay estrellas. Los datos muestran que, en realidad, estas tres nubes difusas aisladas son la punta del iceberg de una gigantesca nube de gas atómico en la que el grupo de galaxias está envuelto pero que aún no se puede detectar de forma directa. De hecho, al comparar las observaciones radio-interferométricas de ASKAP con los datos de HIPASS (que es una antena única y, por tanto, no “disuelve” el gas difuso) se encuentra que alrededor del 10% de todo el gas del grupo de galaxias está en el medio intergaláctico. Quiero insistir en que esto se ha descubierto mientras se “probaba” el instrumento con sólo 6 antenas: cuando ASKAP esté en pleno rendimiento se encontrarán sorpresas a diario.

Es importante señalar que la gran mayoría de las galaxias que WALLABY detectará usando los datos de ASKAP no estarán resueltas espacialmente dada su lejanía. Se ha calculado que unas 30 000 galaxias sí tienen un tamaño mayor de 1.5 minutos de arco. Estos objetos cercanos, como la galaxia IC 5201 (datos de ASKAP conseguidos el año pasado) que se muestra en la Figura 8, sí podrán “diseccionarse en radio”, por lo que WALLABY proporcionará sus parámetros estructurales y masas. Sólo unas 1000 galaxias, aquéllas mayores de 5 minutos de arco, se estudiarán con alta resolución espacial, obteniéndose datos con similar resolución, calidad y sensibilidad que las conseguidas hasta ahora con interferómetros existentes, pero usando gran cantidad de tiempo de observación.

WALLABY proporcionará la muestra más extensa y homogénea de galaxias detectadas en gas atómico hasta la fecha, con idea de ser complementado usando datos en otras frecuencias (ultravioleta, óptico, infrarrojo y milimétrico/submilimétrico) con los que tendremos una nueva visión del Universo local, y resultando un excelente punto de partida para proyectos científicos similares a realizar en el futuro con el “Square Kilometre Array” (SKA), un ambicioso proyecto internacional que pretende construir miles de radio receptores entre África y Australia, y que revolucionará completamente nuestro conocimiento del Cosmos.

En resumen, el apasionante estudio del hidrógeno en el Universo usando observaciones radio en la línea de 21 centímetros está prácticamente comenzando. Hemos empezado a explorar el gas de la Vía Láctea y su alrededor y el de algunas galaxias cercanas; como hemos visto las sorpresas aparecen por doquier. En efecto, aún nos queda mucho para entender todas las propiedades de la componente del gas difuso en las galaxias.

Más importante aún, hay que conectar esas propiedades del gas con los resultados que obtenemos en colores ultravioleta, óptico e infrarrojo de las estrellas y el polvo que constituyen las galaxias dentro de un marco teórico donde, con ayuda de las potentes simulaciones por ordenador, se puedan restringir bien los modelos del Cosmos. Sólo así podremos establecer bien la relación del hidrógeno con la formación estelar, su influencia en la evolución de las galaxias, cuánto gas existe en el medio intergaláctico, la cantidad de materia bariónica y de materia oscura en las galaxias, cómo y con qué frecuencia suceden las fusiones de galaxias, como crecen sistemas como la Vía Láctea por la acreción de gas difuso, y como todo esto ha ido cambiando al pasar el tiempo cósmico. Afortunadamente para los astrofísicos, aún nos queda mucho trabajo por hacer.

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.