Nubes intergalácticas y huecos

El vacío interplanetario del Sistema Solar es una atmósfera tropical densa en comparación con las extensiones entre las estrellas. Hay espacios aún más desérticos que el medio interestelar. El océano nocturno que se extiende más allá de nuestra galaxia ni siquiera merece el nombre de gas: su densidad, 100,000 veces menor que la del medio interestelar, es solo diez átomos por metro cúbico ! De hecho, la diferencia de densidad es mayor entre el medio interplanetario y el vacío intergaláctico que entre el agua y el aire !

Uno pensaría que los astrónomos que dedican su carrera al estudio del medio intergaláctico le dan a la palabra «aburrimiento» la plenitud de sus sentidos ! Este prejuicio es aún más excusable ya que los astrofísicos lo han compartido durante mucho tiempo. Sin embargo, en los últimos años su actitud ha cambiado dramáticamente. Ahora parece que el medio intergaláctico, tenue y enrarecido como es, es la escena principal donde se desarrolla la evolución cósmica.

Las galaxias intergalácticas median preexistentes. En los primeros días de la historia cósmica, toda la materia tenía la forma de un plasma caliente indiferenciado que llenaba todo el espacio. La mayor parte de este gas, enfriado por la expansión universal, se ha condensado en una miríada de galaxias y grupos de galaxias. El asunto restante ahora está condenado a diluirse para siempre o unirse, finalmente, a una de las estrellas que pueblan el Universo. Esto se conoce desde hace mucho tiempo. Sin embargo, los astrofísicos imaginaron que no tenía sentido estudiar en detalle la organización de la materia intergaláctica. Para ellos, gravitación, responsable de la condensación de las galaxias y sus interacciones, reinó solo sobre la evolución del Universo: una vez que el medio intergaláctico había pasado de su estado caliente ionizado a un estado más frío formado por hidrógeno y helio neutro, no ofreció resistencia notable a la atracción gravitacional. Las regiones ligeramente más densas que su vecindario contrajeron y atrajeron la materia circundante de acuerdo con un mecanismo aún activo en la actualidad.

Por lo tanto, de acuerdo con este escenario, las densidades, posiciones y tamaños de galaxias y cúmulos de galaxias dependían solo de la distribución aleatoria inicial de la materia. Incluso si el medio intergaláctico hubiera tenido una estructura interna compleja, algo que, además, nadie realmente creía, eso no habría tenido consecuencias en la formación y la evolución de los objetos realmente interesantes del cosmos. Es esta idea la que se pone en tela de juicio hoy.

Descubrimos que el delicado material intergaláctico se ensambla en una vasta red de hojas y filamentos gaseosos donde las galaxias se aferran como gotas de rocío en la telaraña. Sobre todo, ahora sabemos que este entorno tiene una historia compleja marcada por varias transiciones que jugaron un papel esencial en la formación de las grandes estructuras del Universo.

Encuesta de vacío

Las pistas que nos llevaron a esta conclusión se basan en cuatro tipos de observaciones que examinaremos: el fondo de la radiación cosmológica, los espectros de los cuásares, rayos X emitidos por gas caliente en grupos de galaxias y mediciones de galáctico. campos magnéticos (ver Figura 2).

El fondo cosmológico es mejor conocido de estos índices. Nos proporciona una instantánea del medio intergaláctico cuando, con una temperatura inferior a 4.000 Kelvin, pasó del estado del gas ionizado al del gas neutro, unos 300.000 años después del Big Bang. La estructura de las fluctuaciones de densidad observadas en el mismo constituye el punto de partida para todos los modelos del medio intergaláctico.

Los espectros de los cuásares nos proporcionaron un segundo índice. Se cree que los cuásares son jóvenes agujeros negros supermasivos rodeados por un disco de acreción que habita en el cosmos distante y, por lo tanto, primitivo. Estas son fuentes extremadamente brillantes, faros reales, capaces de iluminar las inmensas rebanadas de espacio que nos separan de ellos. La materia intergaláctica en la línea de visión de un cuásar absorbe ciertas longitudes de onda específicas que nos informan sobre su naturaleza. Sin embargo, la interpretación de los espectros de absorción de cuásar es un poco delicada. Estos espectros contienen rayos que no parecen corresponder a ninguna sustancia conocida. Esta anomalía se debe a la expansión del Universo que, al estirar las ondas de luz de fuentes distantes, mueve las líneas espectrales hacia las longitudes de onda largas de acuerdo con un mecanismo llamado desplazamiento rojo. Cuanto más lejos era la fuente de la luz, más tiempo tenía que expandirse el Universo entre el tiempo de emisión y el de observación, y mayor era el cambio rojo.

Estos espectros de cuásar se observaron por primera vez a mediados de la década de 1960, y a fines de la década de 1970 había espectros de muy buena calidad. Alec Boksenberg, de la Universidad de Londres, y Wallace Sargent, del Instituto de Tecnología de California, descubrieron que estos espectros contienen cientos de líneas de absorción que se forman, en los gráficos de grabación, espesos bosques de líneas verticales, que se llamaron «bosques Lyman-alpha». . Lyman-alpha es el nombre de la línea neutral de absorción de hidrógeno que es responsable de este «bosque». El hecho de que esta línea aparezca en diferentes lugares del espectro muestra que el espacio entre nosotros y el cuásar está lleno de cientos de nubes de hidrógeno, cada uno ubicado a una distancia diferente y, en consecuencia, experimentando un cambio rojo diferente ( ver el cuadro en la página 92)). Los espectros de absorción de los cuásares revelan nubes de gas tenus y se encuentran a enormes distancias de la Vía Láctea, es decir, como estaban en tiempos muy distantes en la historia cósmica.

El bosque espectral

El gas neutro absorbe naturalmente líneas más o menos anchas en frecuencia, porque la agitación térmica aleatoria de los átomos desplaza cada uno de sus espectros por el efecto Doppler. Las líneas de absorción, que idealmente deberían ser muy finas, se amplían y adquieren un ancho significativo. En 1965, James Gunn y Bruce Peterson, del Instituto de Tecnología de California, calcularon el ancho teórico de la absorción de Lyman-alpha a partir de la densidad del gas intergaláctico. Mostraron que era suficiente que los rayos del bosque Lyman-alpha se superpusieran y, por lo tanto, que se observara un gran área continua de absorción en lugar de una serie de rayos distintos. De esto dedujeron que la densidad del hidrógeno neutro responsable de la absorción era mucho menor que la densidad total del medio intergaláctico: los átomos de hidrógeno no pueden constituir más de una parte por millón en el medio intergaláctico, el resto está compuesto de hidrógeno ionizado y helio, transparente en este dominio de frecuencia.

Por lo tanto, la simple presencia del bosque Lyman-alpha muestra que el gas intergaláctico está en gran parte ionizado, y esto durante mucho tiempo, ya que se observa hasta cambios rojos muy grandes. El ambiente frío y neutral que se formó después de la emisión del fondo cosmológico y que presidió la formación de galaxias debe haber tenido una existencia muy breve. Algo reionizó este gas antes de que se formaran los primeros cuásares. Hace unos años, Robert Becker y sus colegas de la Universidad de California descubrieron que el espectro de uno de los cuásares más antiguos que conocemos contiene un área continua de absorción de Lyman-alpha. ¿Es este el primer ejemplo de la banda de absorción predicha por J. Gunn y B. Peterson? ? Se cree que esta banda de absorción nos da una visión general de este período remoto durante el cual la reionización aún no se había completado.

Los espectros de cuásares nos cuentan sobre la densidad y el estado de ionización del medio intergaláctico, pero también sobre la distribución de la materia en este medio. Podemos considerar cada bosque Lyman-alpha como una «zanahoria» excavada en el Universo en la forma en que tomamos un núcleo de hielo del témpano de hielo. Al comparar las zanahorias obtenidas en diferentes direcciones y confrontarlas con simulaciones numéricas que intentan reproducir la formación de grandes estructuras, los astrofísicos han reconstruido la distribución tridimensional de la materia entre las galaxias. Además, sucede que los objetos masivos se encuentran en la línea de visión de un cuásar cuya luz desvían. Como resultado, la imagen del cuásar se multiplica y recibimos varias zanahorias tomadas en direcciones muy cercanas pero distintas del cielo, lo que permite sondear el medio intergaláctico de una manera más detallada.

El hidrógeno reina

Gracias a este método, Michael Rauch, observatorios Carnegie, en Pasadena, W. Sargent y Thomas Barlow, del Instituto de Tecnología de California, destacaron los movimientos dentro del gas intergaláctico. Incluso si la mayor parte de este entorno es tranquilo, parece que las áreas más densas han sido sacudidas varias veces por eventos violentos que ocurren aproximadamente cada 100 millones de años.

A fines de la década de 1990, el estudio de las líneas de absorción reveló la existencia, en el medio intergaláctico, de trazas de elementos más pesados que el hidrógeno y el helio. El primer elemento detectado fue el carbono tres veces ionizado, cuya doble línea característica se asoció con los rayos Lyman-alfa. Desde entonces, también se ha detectado la presencia de oxígeno. Muy a menudo, dentro de las galaxias, estos átomos se agrupan en moléculas gigantes mejor conocidas como … granos de polvo. Estos granos traicionan su presencia al sonrojar la luz que cruza el medio interestelar, así como las partículas suspendidas en la atmósfera generan los colores de la puesta de sol. Este sonrojo no tiene lugar dentro de las nubes de gas intergalácticas, lo que indica que los elementos pesados tienen la forma de átomos aislados con una densidad de aproximadamente un átomo pesado para un millón de átomos. hidrógeno. Es una cantidad muy pequeña, pero eso es suficiente para convencernos de que el medio intergaláctico no es un simple equilibrio pasivo del material que formó las galaxias: estos elementos pesados, tan pocos como son, solo se producen en los corazones de las estrellas y tienen, de una forma u otra, sido expulsado de las galaxias.

La temperatura de los grupos

El tercer método de observación disponible para nosotros utiliza un tipo de objeto completamente diferente: enormes bolsas de gas caliente y denso ubicadas en el Universo cercano y, por lo tanto, contemporáneo. Este gas reside en las estructuras gravitacionalmente más grandes que existen en el Universo: grupos de galaxias. El término «muchas galaxias» es bastante desafortunado: estos objetos están, en su mayor parte, formados por plasma caliente en el que las galaxias se dispersan como fallas en una sandía. Este gas ionizado no es otro que una forma comprimida por la gravedad del medio intergaláctico. Se calienta a varios millones de Kelvin y brilla poderosamente en el campo de las radiografías. Los telescopios espaciales sensibles a las radiografías, como Chandra y xmm-Newton, han facilitado enormemente el estudio de este gas.

El viejo paradigma de la formación de estructuras predijo que el gas de los grupos debería calentarse bajo la única acción de la compresión gravitacional. En este contexto, se calculó que su temperatura (que se deduce del espectro de radiación x emitido por el gas) era mayor cuanto mayor era la masa y la densidad. Como la masa y la densidad también determinan el brillo del gas, se estableció que este brillo debería ser proporcional al cuadrado de su temperatura. Sin embargo, esto no es lo que muestran las observaciones: el brillo del plasma caliente que baña los grupos es proporcional a la temperatura a la potencia de 3.5. Una vez más, este resultado atestigua una actividad inesperada en el medio intergaláctico; volveremos a ello.

Finalmente, el cuarto y último medio de observación tiene como objetivo determinar una de las propiedades más mal entendidas del medio intergaláctico y, quizás, la más crucial: su estructura magnética. Cuando los electrones se mueven a través de regiones magnetizadas, emiten radiación en el dominio de la radio. Esta emisión está polarizada en la misma dirección que el campo magnético. Desafortunadamente, la muy baja densidad del medio intergaláctico hace que esta señal sea extremadamente baja. En 1989, Kwang Tae Kim, Philipp Kronberg y sus colegas de la Universidad de Toronto descubrieron un puente difuso de material magnetizado que conecta dos grupos de galaxias. Sin embargo, tales medidas aún no se han extendido a regiones más profundas del espacio. En su mayor parte, los astrónomos se contentan con extrapolar al medio intergaláctico las pistas que extraen de grandes galaxias y grupos. De hecho, la mayoría de las galaxias espirales han ordenado y potentes campos magnéticos. Se cree que estos campos magnéticos preexistieron su galaxia anfitriona en una forma mucho menos intensa, y luego se amplificaron por un efecto dinamo vinculado a la rotación del plasma en los discos galácticos a medida que crecían las galaxias. Por lo tanto, esta hipótesis presupone la existencia de zonas débilmente magnetizadas en el medio intergaláctico. Además, en escalas más grandes, los estudios en el campo de la radio han revelado un gas magnetizado difundido en varios grupos de galaxias vecinas. Todas estas observaciones sugieren que todo el medio intergaláctico está magnetizado.

Las tres transiciones principales

Toda esta información es ciertamente incompleta, pero indica que el medio intergaláctico ha sufrido al menos tres transiciones principales en la historia cósmica (ver Figura 4). La primera de estas transiciones, la que tuvo lugar 300,000 años después del Big Bang, es la que mejor entendemos. Fue el evento el que causó la emisión del fondo de microondas, y se llama recombinación.

La segunda transición, de un estado neutral a un estado ionizado, se entiende menos. Esta reionización podría haber sido causada por la formación de cuásares, por las enormes estrellas jóvenes que aparecieron en las primeras galaxias, o por una hipotética primera generación de estrellas supergigantes que se habrían distribuido casi de manera uniforme en el espacio (pero de los cuales aún no hemos detectado ninguna copia). En cada caso, la radiación muy energética de estas estrellas habría arrancado los electrones de los átomos de gas intergaláctico. No parece que este evento haya afectado significativamente la formación de grandes galaxias masivas, pero la presión térmica que generó podría haber sido suficiente para evitar la formación de estructuras más pequeñas. Esto ya modifica el escenario simplista según el cual la gravitación intervino sola en la estructuración del Universo.

¿Cuáles fueron las contribuciones respectivas a la reionización de cuásares, estrellas primordiales supergigantes y estrellas jóvenes formadas en las primeras galaxias? ? Los astrónomos aún no han determinado esto. Las mejores medidas de la contribución de las estrellas se basan en la observación de las galaxias llamadas «corte Lyman-alpha». Estos objetos se llaman así porque su espectro tiene un corte abrupto debido a la absorción de luz por el hidrógeno neutro que contienen. Para las galaxias más distantes, la posición de este corte se desplaza fuertemente hacia el rojo, de modo que está en lo visible más que en lo ultravioleta. Por lo tanto, al identificar las estrellas que presentan este corte en lo visible, los astrónomos identifican rápidamente una gran cantidad de galaxias distantes sin recurrir a las delicadas medidas montadas en rojo que normalmente son necesarias para determinar su distancia. Gracias a esta técnica inventada por Charles Steidel y sus colegas del Instituto de Tecnología de California, los astrónomos han compilado grandes catálogos de galaxias muy distantes que pueden haber contribuido a la regionalización y se puede calcular la cantidad total de radiación emitida. . Desafortunadamente, esta técnica tiende a identificar solo las galaxias más brillantes y, por lo tanto, no puede revelar toda la contribución estelar a la regionalización.

Otro método es examinar la abundancia y distribución de elementos pesados. Si estos elementos se detectan en casi todas partes, entonces la primera generación de estrellas probablemente estaba compuesta por estrellas masivas distribuidas uniformemente en el espacio. Los cuásares o las galaxias enanas habrían dispersado estos elementos de manera más desigual. Sin embargo, las medidas siguen siendo demasiado imprecisas. Por el momento, lo mejor que podemos hacer es estimar la distribución espacial de metales en el medio intergaláctico. Para hacer esto, combinamos el estudio de los espectros de cuásar con simulaciones digitales: cambiamos los parámetros de la simulación hasta que los espectros que proporciona se vean como los que observamos. De esta manera, hemos construido una imagen más precisa del medio intergaláctico.

Ido con el viento

La tercera transición importante en el medio intergaláctico explica la relación particular entre el brillo y la temperatura del gas caliente en grupos de galaxias. Esta transición también está vinculada a los fenómenos violentos que habrían sacudido las regiones más densas del entorno intergaláctico y podría explicar su «contaminación» por elementos pesados. El modelo más convincente fue propuesto en 1991 por Nicholas Kaiser de la Universidad de Toronto. Postuló que el gas de los grupos se calentó a millones de Kelvin antes del colapso gravitacional que daría lugar a grupos de galaxias. Este calentamiento habría diluido el gas, reduciendo su densidad y modificando la relación entre temperatura y brillo.

¿Qué causó este calentamiento? ? Las supernovas son los candidatos más probables. Si una galaxia fuera el asiento de una rápida sucesión de supernovas, la materia sería expulsada, inyectando energía, pero también elementos pesados en el medio intergaláctico. Los satélites sensibles a los rayos X han demostrado que el gas caliente en los grupos en realidad contiene dichos elementos. Además, el contenido de elementos pesados es aproximadamente el mismo de un grupo a otro, independientemente de la edad, lo que sugiere que el enriquecimiento ocurrió repentinamente, bastante temprano en la vida de los grupos. , exactamente como lo predijo el modelo N. Kaiser. Las supernovas representan naturalmente la velocidad de este evento, ya que la primera generación de estrellas que se formaron en galaxias jóvenes tuvo que explotar en supernovas después de solo unos pocos millones de años.

La observación de galaxias enanas donde la tasa de natalidad estelar es alta nos proporcionó las pistas más convincentes sobre el papel de las supernovas. De hecho, estas pequeñas galaxias tienen baja gravedad, son más propensas que las otras a perder materia a favor del entorno externo bajo el efecto de repetidas explosiones de estrellas. Max Pettini, de la Universidad de Cambridge, C. Steidel y Alice Shapley, del Instituto de Tecnología de California, estudiaron estas galaxias registrando su espectro en lo visible y en lo infrarrojo. Los espectros visibles contenían dos tipos de rayos: líneas de emisión de hidrógeno y líneas de absorción debido a elementos pesados. Los espectros infrarrojos contenían solo un tipo de rayos, emitidos por nebulosas gaseosas en cada galaxia.

M. Pettini y sus colegas descubrieron que, en cada galaxia enana, estos tres tipos de rayos se desplazaron de manera diferente al rojo por el efecto Doppler: los elementos pesados eran menos que la emisión infrarroja de la galaxia, mientras que el hidrógeno era más. Interpretamos este fenómeno imaginando que estos rayos son producidos por un flujo de gas emitido hacia el exterior por la galaxia, un viento cósmico galáctico que sopla en el espacio (ver recuadro en la página 94). Este viento contiene hidrógeno y elementos pesados, pero estos componentes diferentes no son visibles en las mismas regiones. Para que las líneas de absorción de elementos pesados sean detectables, los átomos deben ubicarse entre la galaxia y nosotros, para poder iluminarse «detrás». Por lo tanto, solo observamos los elementos pesados que lleva el viento galáctico emitido en nuestra dirección: su velocidad de vuelo es menor que la de la galaxia anfitriona y su espectro nos parece menos desplazado hacia el rojo que el de la galaxia. En cuanto al hidrógeno, solo capturamos su línea de emisión si proviene del viento emitido al otro lado de la galaxia. He aquí por qué: la velocidad del viento se agrega a la velocidad de fuga de la galaxia, de modo que esta línea está más desplazada hacia el rojo que el resto del espectro galáctico. Es este desplazamiento adicional el que le permite cruzar la galaxia anfitriona en nuestra dirección sin ser reabsorbido por el hidrógeno que encuentra en su camino.

La observación de galaxias enanas distantes confirma que en el pasado, tales vientos cósmicos, probablemente impulsados por explosiones de supernovas, eran comunes. Además, en algunas galaxias más cercanas, los astrónomos han detectado chorros gigantescos de material propulsado en el medio intergaláctico. Recientemente, Crystal Martin y sus colegas de la Universidad de Santa Bárbara descubrieron que la galaxia enana NGC 1569 permitía escapar grandes cantidades de oxígeno y otros elementos pesados en el entorno intergaláctico en forma de burbujas de gas calentadas. varios millones de Kelvin.

Los vientos cósmicos emitidos por la más pequeña de las galaxias primordiales son ciertamente responsables del calentamiento y la expansión del gas en las regiones más densas del medio intergaláctico. Como resultado, los bultos más pequeños en el medio intergaláctico no pudieron colapsar aún más y este mecanismo impidió la formación de galaxias de masa demasiado baja. Por lo tanto, las transformaciones provocadas por esta tercera transición fueron aún más importantes que las que siguieron a la reionización. Este último obstaculizó la formación de galaxias de masa de menos de unos pocos cientos de millones de masas solares, mientras que los vientos galácticos posteriores ciertamente dispersaron los embriones galácticos diez veces más masivos. Este mecanismo puede explicar uno de los misterios de la cosmología moderna: todas las simulaciones digitales de formación estructural predicen muchas más galaxias pequeñas de las que realmente existen.

Una actividad autorreguladora

Así, cada generación de objetos actuó en el medio intergaláctico que, a cambio, determinó las propiedades de los objetos de la próxima generación. Estrellas supergigantes, cuásares o galaxias simples, las fuentes que reionizaron el Universo han generado suficiente presión térmica para frenar la formación de objetos compactos que se parecen a ellos, lo que ha puesto fin a la regionalización. Posteriormente, los vientos cósmicos emitidos por las galaxias enanas calentaron el gas intergaláctico en los cúmulos de las galaxias… e impidió la formación de nuevas generaciones de galaxias enanas. Tales mecanismos de retroalimentación que regulan la actividad del cosmos también ocurren, en menor escala, en las galaxias mismas donde las supernovas y los rayos ultravioleta emitidos por estrellas jóvenes masivas actúan en el medio interestelar y ralentizan la formación de nuevas estrellas masivas. La idea de retroalimentación se convierte en un concepto unificador en astronomía, porque parece repetirse en diferentes escalas.

Lo que nos depara el futuro ? Se están desarrollando nuevas técnicas para descubrirlo. Observamos el fondo de la radiación cosmológica a través del medio intergaláctico cercano. Este medio imprime un ligero desenfoque en la parte inferior de la radiación que ahora podemos detectar. Se cree que la presencia de bultos en este medio debería difundir los fotones de radiación fósil y que las áreas de alta temperatura en los grupos de galaxias lo distorsionan aún más. Este último mecanismo, llamado efecto Sunyaev-Zeldovich, se ha observado en algunos grupos y se cree que las imágenes proporcionadas por la experiencia cosmológica de imágenes de radiación de fondo (Cosmic Background Imager Express) también lo resaltaron.

Además, utilizando un método similar al estudio de los espectros de cuásar, Kenneth Sembach, del Instituto Científico del Telescopio Espacial, así como Blair Savage, Bart Wakker y sus colegas de la Universidad Wiskonsin-Madison encuestaron el entorno intergaláctico en Las inmediaciones de la Vía Láctea. Sus observaciones sugieren que el gas intergaláctico cercano se distribuye heterogéneamente de acuerdo con un patrón muy similar, aunque en menor escala, al de la red cósmica de filamentos que se extiende entre grupos de galaxias. Este ambiente bastante frío está inmerso en un plasma llevado a un millón de Kelvin, similar al gas caliente de otros grupos. Por lo tanto, el grupo local de galaxias, cuyo grupo forma parte la Vía Láctea, estaría rodeado por una corona de gas cuyas propiedades son similares tanto a las de las regiones más densas del medio intergaláctico como a las de la mayoría de las regiones. más tenue.

¿Sería posible que a gran escala, las burbujas vacías que se extienden entre las nubes del medio intergaláctico también estén llenas de un gas muy caliente que aún no habríamos observado? ? ¿Podría este gas constituir una parte importante de la masa del medio intergaláctico? ? Serán necesarios nuevos estudios, porque recién estamos comenzando a reconstruir la historia del medio intergaláctico.

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