Las galaxias, esos aglomerados de miles de millones de estrellas que orbitan en torno a un pozo de potencial gravitatorio común, muestran una amplia variedad de tamaños, formas y contenidos que hace de su estudio algo único y que conduce al constante descubrimiento de hechos nuevos e inesperados. Por ejemplo, las galaxias se han definido principalmente por la naturaleza de las estrellas que las componen, a las cuales siempre se les ha otorgado gran relevancia por tratarse de los objetos más luminosos a simple vista. Son, digámoslo así, lo que las galaxias enseñan a nuestros telescopios de manera más directa, otorgándoles las clásicas formas a las que estamos acostumbrados, como de disco espiral, o elipse; o con colores variados que van del azul de las estrellas jóvenes y masivas, al rojo de las más ligeras y antiguas.
No obstante, hay otras muchas maneras de clasificarlas si atendemos a algunos de sus otros componentes, los cuales, desgraciadamente, no son tan fáciles de identificar porque muchas veces se ocultan a la visión clásica que tenemos de las galaxias.
Podríamos extendernos citando multitud de estos componentes invisibles que van desde el halo de materia oscura que sirve de pegamento gravitatorio que evita que se deshagan las galaxias, los agujeros negros súpermasivos de sus núcleos o el gas molecular que sirve de semilla para nuevas generaciones de estrellas. Sin embargo, nos vamos a centrar en el polvo, otra de las maneras en que la materia bariónica se condensa y que no emite con luz propia, al menos una “luz” que nuestros ojos puedan distinguir.
Polvo interestelar
Los granos de polvo interestelar suelen estar asociados a fenómenos de formación estelar masiva en galaxias, ya que las estrellas jóvenes y masivas emiten una gran cantidad de radiación y de vientos estelares capaces de arrastrar pequeñas partículas remanentes de las nubes de gas dentro de las cuales las estrellas han nacido. A medida que estas partículas se desplazan, arrastran algunas otras, iniciando un proceso de crecimiento y creando granos más grandes cuya superficie sirve para formar compuestos más complejos y granos aún mayores.
Estos granos de polvo también se caracterizan porque constituyen una especie de pantalla que cubre gran parte de la radiación de las estrellas, lo que evita en gran medida que puedan ser estudiadas cuando los brotes de formación estelar son observados usando luz visible.
Otra manera muy eficiente de formar granos de polvo es a través de la energía emitida por un disco de acreción alrededor de un agujero negro súpermasivo en el centro de una galaxia, lo que crea a su vez un disco toroidal aún más grande de polvo que rodea a esta región del espacio.
Lo que los granos básicamente hacen es absorber la radiación ultravioleta y óptica de las estrellas, o del disco alrededor del agujero negro, y del gas, calentándose a temperaturas que van desde unos 100 grados Kelvin (unos 170 grados centígrados bajo cero) para aquellos granos más pequeños y cercanos a la fuente de radiación, hasta apenas unos pocos grados por encima del cero absoluto (273 grados centígrados bajo cero) en regiones más densas y frías donde casi no llega la radiación. A esa temperatura, los granos sí que emiten luz, pero en el rango infrarrojo (IR), un dominio de la luz ajeno a nuestros ojos y, en muchos casos, velado por la propia atmósfera de la Tierra.
La luz infrarroja
La luz IR es considerada la luz de los cuerpos fríos y nosotros mismos estamos emitiendo ahora mismo radiación de este tipo, la cual puede ser detectada usando, por ejemplo, unas gafas de visión nocturna.
El rango IR fue descubierto en el siglo XVIII por William Herschel, que se dio cuenta de que cuando proyectaba la luz del Sol en una pantalla, después de haberla dejado dispersarse tras pasar por un prisma para contemplar su espectro, justo por debajo del rojo, si colocaba un termómetro, este subía de temperatura. De ahí, lo del prefijo “infra-”, aunque en realidad esta radiación cubre un rango de longitud de onda superior al de la luz visible, abarcando desde más o menos una micra hasta un milímetro.
Como el vapor de agua y también otras moléculas presentes en la atmósfera absorben gran parte de esta radiación, muchos de los misterios de los cuerpos fríos en el espacio no pudieron empezar a ser estudiados hasta que no se lanzaron al espacio los primeros satélites capaces de medir la luz en este rango.
De manera sorprendente, uno de los hallazgos encontrados en el IR fueron cierto tipo de galaxias que tienen una cantidad de polvo tan grande a su alrededor que su existencia no fue conocida hasta que no fueron observadas por esos primeros observatorios espaciales.
Este es el caso de la misión IRAS, cuyas siglas en inglés significan ‘Satélite Astronómico en el Infrarrojo’ y que durante la década de 1980 encontró y clasificó multitud de galaxias extremadamente brillantes en el IR, pero que eran muy débiles vistas en el rango visible.
LIRGs y ULIRGs
Estas galaxias fueron clasificadas como LIRGs (Galaxias Luminosas en el IR) cuando su luminosidad en el infrarrojo superaba cien mil millones de veces la luminosidad del Sol y como ULIRGs (Galaxias Ultra Luminosas en el IR) cuando superaban el billón de veces, magnitudes muchísimo más elevadas que las medidas en otras galaxias consideradas convencionales.
Posteriormente, en la década de 1990, la misión ISO, ‘Observatorio Espacial en el IR’, lanzado por la Agencia Espacial Europea, ayudó a identificar muchas más de estas galaxias tan brillantes en el IR y tan débiles a simple vista.
Gracias a las nuevas generaciones de observatorios espaciales en el IR lanzados a primeros del siglo XXI, como es el caso de Spitzer, de la NASA, o Herschel, de la ESA, hemos aprendido mucho más sobre este tipo de galaxias veladas por las ingentes cantidades de polvo generadas por los intensos brotes de formación estelar y la presencia de núcleos activos que emiten gran cantidad de radiación.
Por ejemplo, la naturaleza de las ULIRGs podría estar relacionada con brotes mucho más intensos provocados por la fusión de galaxias entre sí, produciendo la colisión de nubes de gas que causan una intensidad aún mayor en el número de estrellas generadas y, por tanto, en la intensidad de la radiación ultravioleta producida.
Si esto es así, es probable que este tipo de fenómenos hubiera sido mucho más frecuente en el pasado del universo, en épocas en que las galaxias producían estrellas de manera mucho más vigorosa y, al mismo tiempo, cuando el Universo era más denso y concentrado, lo cual sería propicio para que las interacciones entre galaxias fueran mucho más frecuentes.
A este tipo de galaxias oscurecidas por el polvo en el universo joven y lejano se las denomina DOGs, ‘dust-obscured galaxies’, y no hay un censo claro de cuántas hay o de cuál es su proporción con respecto al resto de galaxias cuando el Universo era más joven, así que no hay ahora mismo información suficiente para saber, por ejemplo, si esta es una fase común en la evolución de todas las galaxias.
De hecho, una de las preguntas abiertas que aún no tiene respuesta es por qué algunas galaxias con brotes intensos de formación estelar o con un agujero negro central activo generan una cantidad tan grande de polvo que la luz óptica de esos brotes queda oscurecida completamente, mientras que en otros casos esto no ocurre así, y tenemos acceso a través de la luz visible a esos mismos fenómenos o, al menos, tenemos acceso a ciertas regiones desde donde parte de la luz óptica escapa al espacio intergaláctico para que podamos detectarla.
Metales en el universo
Es posible que la respuesta a este misterio tenga que ver con el contenido en metales de estas galaxias.
Los metales son los elementos químicos que son generados en el interior de las estrellas en los procesos de fusión nuclear y son expulsados al espacio interestelar por las estrellas por medio de vientos estelares o tras su muerte, ya sea de manera violenta como supernova o de manera más calmada como nebulosa planetaria.
En realidad, esta nomenclatura de metales no tiene nada que ver con la que se usa en química, pero a los astrónomos nos vale para conocer si una cierta galaxia está muy evolucionada o no gracias a las generaciones previas de estrellas que han contaminado el medio con estos elementos más pesados.
Al mismo tiempo, se sabe que la producción de granos de polvo requiere de la presencia de estos elementos químicos más pesados, pues su composición química tiene átomos como los de carbono, oxígeno, silicio o hierro. Por tanto, una galaxia más metálica tendrá menos dificultades para formar estos granos que otra más joven y menos enriquecida.
Proyecto ‘Estallidos’
El equipo de investigación del proyecto ‘Estallidos de formación estelar en galaxias’ del IAA-CSIC ha desarrollado por vez primera un método de análisis robusto que permite medir la cantidad de estos elementos químicos usando líneas de emisión producidas por los metales en el rango IR, lo que abre la posibilidad de medir la metalicidad incluso en las LIRGs y en las ULIRGs.
Algunas de esas líneas han sido observadas en diversos catálogos de los telescopios Spitzer, de la NASA, o Herschel de la ESA y se espera que el telescopio espacial JWST aporte muchos más datos para tener un censo aún más completo de muchas más de estas galaxias.
Además, en el rango del IR lejano, a partir de unas 25 micras, que no está cubierto por los observatorios citados más arriba, hay muchas otras líneas muy valiosas que han sido aportadas por la ya finalizada misión Akari, de la Agencia Espacial Japonesa, y el observatorio SOFIA, que han sido fundamentales para completar el estudio. Este último observatorio no es espacial, pero tampoco recoge datos desde la superficie de la Tierra: iba montado instalado en un Boeing 747 de las Fuerzas Aéreas de los Estados Unidos que, hasta el año pasado en que fue retirado de manera definitiva, tomaba sus observaciones en movimiento y a una altura de crucero de más de 12 kilómetros en la estratosfera.
En un trabajo del grupo ‘Estallidos’ que ha sido publicado por la prestigiosa revista Nature Astronomy y que analizaba la metalicidad de las LIRGs y ULIRGs se han encontrado cosas inesperadas, pues parece que, a diferencia de lo que se pensaba hasta ahora, las metalicidades de estas galaxias no son en esencia muy distintas de las del resto de galaxias. De hecho, algunas de ellas muestran metalicidades mucho más bajas, aunque su proporción es muy baja.
Podría ser que esta fracción de ULIRGs tan poco metálicas tengan esos valores por estar justo en medio de una fase de colisión que ha disparado la formación de estrellas pero usando para ello una fracción de gas muy poco enriquecido. Esta fase sería muy breve en términos relativos de tiempo, ya que las nuevas estrellas producirían nuevos metales que harían que la metalicidad se recuperase rápidamente.
Por tanto, parece que aquello que hace distinguirse a las galaxias luminosas en el IR, aquello que ha hecho que produzcan cantidades tan ingentes de polvo habrá de ser buscado en otro sitio. Quizá las estrellas masivas o los agujeros negros sean de una naturaleza distinta en estas galaxias.
Por último, aunque esta nueva metodología abre la puerta a medir el contenido en metales con los nuevos datos de JWST, el Universo joven tendrá que seguir esperando unos años, ya que las lineas de emisión del IR medio, tal como se detectan desde nuestra posición, se desplazan a longitudes de onda aún mayores a edades más tempranas del Universo, algo debido a la propia expansión del Universo y que se denomina desplazamiento al rojo, en este caso, más bien, al infrarrojo lejano: justo el rango que hasta ahora cubría SOFIA y al que no llega JWST.
Aunque sí que es posible que algunas de esas líneas se detecten con observatorios de microondas, como ALMA, o en radio, como SKAO, en objetos muy lejanos, la mayoría de ellas tendrá que seguir esperando hasta tener otro observatorio espacial que cubra ese rango.
Hace unos meses, la ESA canceló la misión SPICA, que tenía como objetivo cubrir ese vacío durante esta década, y ahora mismo existe el proyecto PRIMA de la NASA, que podría estar listo para la próxima década, pero, por ahora, a pesar de la efervescencia que supone el análisis de los nuevos datos que JWST está aportando, ese hueco tiene que ser todavía cubierto para que podamos conocer el verdadero papel de las galaxias luminosas infrarrojas en nuestra propia evolución.