Una galaxia formando estrellas con rapidez cuando el universo tenía 700 millones de años

Dibujo20131023 Images of z8_GND_5296 - HST - optical - IR - nature com

Se publica en Nature el descubrimiento de la sexta galaxia con corrimiento al rojo z > 7 cuya línea de emisión Lyman-α del hidrógeno ha sido observada por espectroscopía de infrarrojo. Tiene z = 7,5078 ± 0,0004, se ha descubierto tras estudiar 43 galaxias con z > 6,5 con el espectrógrafo MOSFIRE en el telescopio Keck I de 10 metros y presenta una alta tasa de formación de estrellas (alrededor de 330 masas solares por año, más de 100 veces la tasa actual de la Vía Láctea). La nueva galaxia, llamada z8_GND_5296, es muy brillante, con una magnitud aparente de 25,6 y una masa de (1,0 ± 0,2) × 109 masas solares. Su tasa de formación de estrellas es muy alta, unas diez veces mayor que una galaxia típica con z ≈ 7,  y se estima que dobla su masa cada 4 millones de años. El artículo técnico es S. L. Finkelstein et al., «A galaxy rapidly forming stars 700 million years after the Big Bang at redshift 7.51,» Nature 502: 524–527, 24 Oct 2013arXiv:1310.6031 [astro-ph.CO]. Más información divulgativa en Maggie McKee, «Light from farthest galaxy yet discovered breaks through cosmic fog,» Nature News, 23 Oct 2013, y Dominik A. Riechers, «Astronomy: New distance record for galaxies,» Nature 502: 459–460, 24 Oct 2013.

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Agujeros negros estelares y superagujeros negros galácticos

Cygnus X-1 fue la primera fuente binaria de rayos X clasificada como un agujero negro (de unas 15 masas solares, con un horizonte de solo 60 km de diámetro) que acreta materia de una estrella compañera (la supergigante azul HDE 226868). Descubierta en 1964 es famosa por ser objeto de una apuesta entre Stephen Hawking y Kip Thorne en 1974. Hawking apostó contra Thorne que Cygnus X-1 no contenía un agujero negro (a sabiendas de lo contrario). En 1990, los datos acumulados fueron suficientes para que Hawking aceptara que había perdido su apuesta (regalándole a Thorne, a pesar de la indignación de su esposa, una subscripción a una revista solo para adultos). La autora de esta preciosa ilustración es Melissa Weiss, que ha merecido ser portada del número de hoy de Science. Ella es ilustradora del programa de divulgación científica del Proyecto del Observatorio de Rayos X Chandra. El motivo es que Science incluye hoy un especial sobre agujeros negros. Más info sobre su trabajo en «Cover Stories: Cygnus X-1—The Bigger Picture,» Science 337: 497, 3 August 2012.

¿Cómo se ve de verdad Cygnus X-1? Esta imagen obtenida por Chandra muestra básicamente lo que podemos ver desde la Tierra, a unos 6000 años luz de distancia, una esfera brillante de color azul. Para un divulgador científico, el trabajo de gente como Weiss es de fundamental importancia, pues las imágenes reales resultan decepcionantes para la mayor parte del público aficionado a la divulgación científica. Sin embargo, nunca se debe olvidar que las ilustraciones artísticas son solo eso, arte basado en hipótesis científicas, pero arte al fin y al cabo.

La evolución de las galaxias está ligada de forma indisoluble a la evolución de los superagujeros negros que se encuentran en su centro. Sin embargo, como en el caso del huevo y la gallina, aún no sabemos con seguridad quien fue primero, la galaxia o el supergaujero negro. Hay indicios experimentales para ambas posibilidades; quizás, incluso, puede que dependa de cada galaxia en concreto. Nos revisa el estado actual de la cuestión M. Volonteri, «The Formation and Evolution of Massive Black Holes,» Science 337: 544-547, 3 August 2012 [arXiv:1208.1106]. Lo más espectacular de este artículo es el vídeo que lo acompaña, la simulación por ordenador del nacimiento de nuestra galaxia, la Vía Láctea; según Volonteri, esta simulación utiliza todo el conocimiento que tenemos hoy en día sobre la cuestión.

El origen de la Vía Láctea según este vídeo es una nube de materia oscura que forma una protogalaxia en la que surgen estrellas (de materia ordinaria) muy masivas, de cientos de masas solares (M☉), cuya vida es muy corta y dan lugar a agujeros negros con una masa de unas cien M☉. Las fusiones entre estos agujeros negros dan como resultado un superagujero negro con una masa desde decenas de millones hasta miles de millones de M☉ (el menos masivo conocido está en la galaxia NGC 4395 y tiene una masa de unos cientos de miles de M☉). Los detalles de la formación galáctica aún reservan sorpresas, pero el resultado es una galaxia con un superagujero negro central (en los pocos casos en los que se observa más de uno se cree que se está observando una colisión galáctica en curso).

En la actualidad conocemos otra familia de agujeros negros, los de masa estelar, con hasta unas decenas M☉. Se estima que una galaxia típica tiene unos 100 millones de agujeros negros de masa estelar (estimación de Shapiro y Teukolsky). Las pruebas más fuertes de la existencia de esta población de agujeros negros son las observaciones de los sistemas binarios de rayos X (BHXRB), en los que un objeto compacto acreta materia de una estrella cercana. Las propiedades de la emisión de rayos X permiten estimar la masa del objeto acretor, que en muchos casos supera las 3 M☉, como en el famoso Cygnus X-1;  en dicho caso se cree que dicho acretor es un agujero negro de masa estelar (ilustrado en esta figura). Gran parte de lo que sabemos sobre estos sistemas se ha comprendido gracias a los BHXRB variables, como GRS 1915 +105. El artículo técnico es Rob Fender & Tomaso Belloni, «Stellar-Mass Black Holes and Ultraluminous X-ray Sources,» Science 337: 540-544, 3 August 2012 [arXiv:1208.1138].

Esta figura ilustra la evolución típica de un BHXRB variable. El eje horizontal representa la energía («dureza») de la emisión de rayos X del sistema («hard» significa alta energía y «soft» baja energía), una medida «cruda» pero eficaz del espectro de rayos X. El eje vertical representa la luminosidad de rayos X. Este diagrama es análogo al diagrama de Hertzsprung-Russell para la evolución estelar. Cada punto corresponde a una sola observación. La fase creciente de la explosión (A → B) se pasa de una emisión de rayos X «duros» de baja a alta luminosidad. La transición espectral de rayos «duros» a «blandos» (B → C → D) se realiza a borbotones, lo que indica que la variabilidad del chorro es muy grande (algo que confirman las medidas en el infrarrojo y en ondas de radio). La transición a un estado con emisión «blanda» (D → E) corresponde a la casi desaparición del chorro, dominado la emisión del disco de acreción el espectro de rayos X (una señal muy débil). Este estado quiescente es el de más larga duración. Finalmente, el chorro vuelve a aparecer (E → F) debido a que la acreción de masa continúa. La explicación de todos los detalles de estos ciclos de actividad todavía presenta lagunas, pero son muy importantes a la hora de clasificar los BHXRB observados.

Publicado en Nature: Resuelto el misterio de la formación de galaxias enanas y el efecto de la materia oscura fría

Una simulación realmente preciosa, obtenida gracias al método SPH (Smoothed-Particle Hydrodynamics), que además resuelve uno de los grandes problemas del modelo de materia oscura fría (CDM) que se asume en el modelo cosmológico estándar. La materia visible influye mucho menos que la materia oscura en la formación de galaxias, salvo en las galaxias enanas, como han demostrado Governato, de la Universidad de Washington, Seattle, EEUU, y sus colaboradores. En las galaxias enanas la densidad de materia no crece conforme nos acercamos a su centro. Parecía imposible explicar este comportamiento utilizando sólo materia oscura (cuyo momento cinético controla el de la propia galaxia en formación). Ahora sabemos que no se pueden ignorar los efectos  de la materia ordinaria en la formación de las galaxias enanas. Las estrellas gigantes de vida corta que aparecen en las primeras fases de la formación galáctica acaban en espectaculares explosiones como supernovas que producen fuertes vientos que retiran gran cantidad de gas de las regiones de formación estelar. Este efecto tiene una contribución en el momento cinético de la galaxia enana en su conjunto mucho más importante de lo que se pensaba y permite resolver el problema de la incompatibilidad entre el modelo de materia oscura fría y la formación de galaxias enanas sin bulgo central. Nos lo cuenta Marla Geha, «Galaxy formation: Gone with the wind?,» News and Views, Nature 463: 167-168, 14 January 2010, haciéndose eco del artículo técnico de F. Governato et al., «Bulgeless dwarf galaxies and dark matter cores from supernova-driven outflows,» Nature 463: 203-206, 14 January 2010. Muchos medios se han hecho eco de esta interesante noticia como «Resuelven con supercomputadores un problema sobre la formación de las galaxias,» SINC, 13 ene. 2010, que nos aclara que «Un equipo internacional de científicos ha resuelto el problema que planteaba la teoría de la materia oscura fría sobre la formación de las galaxias, según publican esta semana en la revista Nature. Hasta ahora no se sabía porque la mayor parte de las galaxias no tenían tantas estrellas y materia oscura como plantea la teoría, pero simulaciones realizadas con supercomputadores revelan que se podría deber a la expulsión de materia tras las explosiones de las estrellas

Como nos cuentan en un editorial de la propia Nature: «Las observaciones muestran que la mayoría de las galaxias enanas no presentan un bulgo central, como el resto de las galaxias. Las galaxias enanas están compuestas de un disco estelar en rotación inmersos en el núcleo de un halo de materia oscura fría de densidad casi constante. Estas observaciones no encajan bien con las predicciones de los modelos teóricos de formación galáctica basados en la hipótesis de que la materia oscura fría domina este proceso, que invariablemente generan las galaxias con un bulgo central, una región esférica en la que la densidad de materia es mucho mayor y está formada por bariones (materia ordinaria) de bajo momento cinético y materia oscura, ambas que acretan hacia el centro galáctico (normalmente ocupado por un superagujero negro). Governato et al. han desarrollado simulaciones hidrodinámicas que resuelven esta paradoja. Las supernovas que se producen durante las primeras etapas de la formación galáctica generan fuertes corrientes de materia que reducen el momento cinético del gas, inhibiendo la formación del bulgo central y reduciendo la densidad de materia oscura en el centro galáctico.»

Los investigadores han utilizado el simulador galáctico Gasoline, basado en el método numérico llamado SPH (Smoothed-Particle Hydrodynamics) y en la simulación de sistemas gravitatorios de N cuerpos. La aplicación de dicho código a esta simulación ha requerido del uso de supercomputadores. La película que abre esta entrada muestra la evolución de la densidad del gas (en azul) en la región en la que se forma una galaxia enana, desde primeros momentos de la Gran Explosión hasta el presente. La región mostrada tiene un radio de 15 kpc y los colores más brillantes corresponden a las densidades de gas más altas. La película muestra gran número de chorros (outflows) debidos a la explosión de supernovas que reducen el momento cinético del gas del centro galáctico.