El Universo Obscurecido Miguel Chávez y David Hughes

Las entidades obscuras del Universo La palabra oscuro u oscurecido aparece esencialmente en tres diferentes contextos astronómicos que conciernen a tres tópicos completamente distintos y que guardan un cierto orden cronológico. En primera instancia tenemos a las denominadas nubes o nebulosas oscuras, en segundo esta la llamada materia oscura y en tercero la energía obscura. Estos tres temas, con la adición de aquel relativo a los hoyos negros, son precisamente el contenido de la sesión sobre el universo invisible de esta conferencia. Es fácil asignar un contexto cronológico a las nubes, materia y energía obscuras. Realizando una búsqueda en el Sistema de Datos Astrofísicos de la NASA (ADS, por sus siglas en inglés) se pueden rastrear los primeros artículos que incluyen en sus títulos a estas designaciones. El concepto nube oscura (dark cloud) aparece por primera vez en el artículo de Harold Weaver (1949, ApJ, 110), materia oscura en aquel de Mark Bailey (1982, MNRAS, 201) y finalmente Saul Perlmutter y colaboradores (1999, PhysRevL, 83) son los primeros en utilizar el término energía obscura. Desde luego estos artículos no reflejan las fechas reales en las que se empezó a especular sobre la naturaleza de estos temas, pero refleja bien la secuencia en la que aparecieron en la jerga astronómica. Si bien el tema de este artículo es el Universo oscurecido y que por ende está mas asociado a la oscuridad nebular, consideramos oportuno, por motivos de completitud, mencionar brevemente las definiciones de materia y energía oscuras, dejando su descripción detallada a los artículos relativos que se publican en este volumen. Materia Oscura. El concepto de materia obscura emerge como resultado del estudio dinámico de sistemas estelares incluida nuestra galaxia, La Vía Láctea. En los análisis tempranos de las curvas de rotación en galaxias cercanas, -curvas que muestran la correlación entre la velocidad circular de estrellas y gas- se encontró que las velocidades a grandes distancias del centro de las galaxias eran mayores que las que se esperarían si los efectos gravitatorios fueran únicamente debidos a la materia luminosa, por ejemplo, en el caso de galaxias espirales, solo debido a la radiación que emerge de las estrellas y gas que componen el disco (con sus brazos espirales) y a la región central o bulbo. Con el objetivo de poder aplanar a estar curvas de rotación fue necesario introducir una cantidad significativa de materia invisible que rodea a la materia luminosa. Han habido una multitud de propuestas para explicar la naturaleza de esta materia, entre los que destacan los denominados MACHOs (Massive Astrophysical Compact Halo Objects) que corresponden básicamente a objetos compactos como estrellas enanas marrón y a remanentes estelares en las etapas tardías de la evolución de estrellas (enanas blancas, Hoyos negros y estrellas de neutrones). Más recientemente se han propuesto las partículas elementales masivas de interacción débil o WIMPs, por sus siglas en ingles. A pesar de los enormes esfuerzos por identificar la naturaleza de la materia obscura, este tema es aun objeto de acalorado debate.

La energía obscura, por su parte, está asociada con el reciente hallazgo de que el universo no solo se expande sino que lo hace de manera acelerada. Este descubrimiento se hizo a través de la determinación de distancias extragalácticas utilizando como estándares las curvas de luz de las Supernonvas tipo Ia (SNIa). Los eventos SNIa son explosiones de estrellas enanas blancas que, aunque aisladamente no cumplen con el límite de masa para que se provoque el colapso ulterior de la remanente compacta (1.4 masas solares, limite de Chandrasekar), gracias a su pertenencia a sistemas binarios los núcleos ricos en Oxigeno y Carbono, acretan masa y superan este límite, permitiendo de esa manera que se produzcan reacciones nucleares de menara desbocada (proceso conocido como deflagración del Carbono). Estas explosiones tienen una firma típica cuando se estudian sus curvas de luz (flujo de energía en el visible vs. Tiempo) y que por lo tanto sirven como estándares para la determinación de distancias, y debido a la gran cantidad de energía que se libera en las explosiones SNIa, son observables a distancias cosmológicas, hasta aproximadamente unos 8000 millones de años luz. Es justamente a través de estas distancias que se pudo determinar que el universo se expande aceleradamente y que por lo tanto se requiere de un ente que provoque esta aceleración; la energía obscura, y que aplique una presión negativa a los cuerpos celestes a grandes distancias. Cabe mencionar que por los estudios sobre las distancias extragalácticas y sus implicaciones cosmológicas se les confirió el premio nobel de física 2011 a los investigadores Saul Perlmutter, Brian P. Schmidt y Adam G. Riess. Regresemos a las nubes oscuras. Este concepto, o el de nebulosas obscuras, aparece en el literatura mucho antes que los de materia o energía obscuras. Russell Sullivan en su artículo en la revista Popular Astronomy en 1911 hace un breve recuento de los patrones obscuros que contrastan con el brillo de la Via Láctea y que de hecho la dividen en dos. Sobre la misma Vía Láctea existen regiones obscurecidas que han sido observadas desde hace mucho tiempo como el llamado saco de carbón (coal sack), no solo por astrónomos de renombre como William Herschel en el siglo XVIII o por Edward Emerson Barnard en el siglo posterior, sino también por observadores menos experimentados como tribus del amazonas y Australia quienes habrían identificado patrones obscuros en la hoy famosa nebulosa de la constelación de Orión. Estos patrones obscuros se hicieron evidentes en muchas regiones de nuestro sistema estelar y, con el acceso a nuevos y más potentes telescopios ópticos, fue posible distinguir patrones similares en nebulosas extragalácticas. En la actualidad de sabe que las nebulosas obscuras permean todo el disco de la Galaxia y que están presentes en virtualmente todos los tipos de galaxias de la clasificación de Hubble (ver Figuras 1 y 2). La naturaleza de estas regiones obscuras no fue conocida desde el principio. De hecho la pregunta que se hacían los estudiosos de estas regiones era si efectivamente eran segmentos del cielo que correspondían a un vacio de estrellas o algo opacaba lo emisión de energía. En algún momento astrónomos de siglo XIX llegaron a pensar que en realidad se trataba de ventanas a través de las cuales podríamos ver objetos más distantes.

En la actualidad se sabe que estas regiones son obscuras por que el material que allí se concentra es opaco a la luz visible. Las componentes de estas regiones son gas, como hidrogeno atómico y molecular, y moléculas más complejas como el monóxido de carbono, y partículas de polvo, constituidas por grafito y silicatos. Este material, caracterizado por temperaturas muy frías, se conoce como medio interestelar. En las nubes obscuras este medio interestelar es más denso que en sus alrededores, de hecho, en muchas ocasiones, los valores de esta densidad alcanzan el umbral para colapsarse gravitacionalmente hacia lo que conocemos como estrella.

Fig. 1. Nebulosa Trífida. También catalogada como objetos Messier 20, combina los efectos de un cumulo estelar, de una nebulosa en emisión, de una nebulosa de reflexión y de una nube obscura. Se encuentra a aproximadamente 5200 años luz de distancia en la constelación de Sagitario (Imagen digitalizada del acervo del telescopio Schmidt de Tonantzintla, Puebla). Formación estelar obscurecida En un contexto muy general, las estrellas nacen a través de la compactación del medio interestelar. Esta compactación o colapso tiene lugar si se cumplen algunos requisitos físicos que de manera muy escueta, pero intuitivamente accesible, se pueden describir como sigue. En una gran nube molecular, a veces de hasta 1000 veces la masa del Sol, el colapso gravitacional se garantiza si las velocidades de sus componentes (átomos y moléculas) no supera la velocidad de escape, manteniéndose confinadas al sistema que conforma la nube. Eventualmente la nube, además de reducir su tamaño y por ende aumentar su densidad, se fragmenta continuando con el colapso hasta que el contenido térmico (o el incremento de la presión interna) del fragmento frena el colapso y se forma lo que se conoce como una protoestrella. En este estado evolutivo el objeto estelar inicia la producción de energía a través de las reacciones nucleares que transforman el

Hidrógeno en Helio, emitiendo su luz propia. Desde luego existen maneras más formales de explicar el complicado proceso de formación estelar, pero están fuera del contexto general de este artículo.

Fig. 2. Galaxias relativamente cercanas en las que se pueden distinguir patrones obscuros. Las imágenes corresponden a Centaurus A y NGC 253. En ambos casos se distinguen claramente los patrones obscurecidos por la presencia de medio interestelar. Las imágenes se obtuvieron del acervo de la cámara Schmidt de Tonantzintla, Puebla.

Es entonces la formación estelar la clave para comprender los procesos que tienen lugar en las nebulosas obscuras. Es decir, las nubes obscuras no son vacíos de materia luminosa, sino que corresponden a capullos donde nuevas generaciones de estrellas están naciendo. Para poder detectar lo que está sucediendo en el interior de estas nubes se requiere de otros tipos de “ojos”. Las protoestrellas inmersas en el material opaco radian copiosamente en todas la longitudes de onda incluido el intervalo ultravioleta. Esta radiación es absorbida por el material circunestelar y posteriormente re–emitida en frecuencias mucho más bajas (o longitudes de onda más largas) como efecto del “calentamiento” hasta algunas decenas de grados Kelvin que ha sufrido el material debido a la radiación incidente. La temperatura misma del material interestelar y del que rodea a las estrellas jóvenes implica que se deben utilizar los instrumentos sensibles en el intervalo espectral donde se espera que objetos de muy baja temperatura tengan su máximo de emisión de energía. Motivados por la necesidad de explicar la formación de estructuras (planetas, estrellas y galaxias) se han construido múltiples infraestructuras astronómicas, tanto terrestres sensibles en el cercano infrarrojo (longitudes de onda entre 1 y 4 micras) y milimétrico (850micras a 3 milímetros), como misiones espaciales y globos aerostáticos con capacidad de detectar radiación en el intervalo IR intermedio y submilimétrico (8500micras). Esta instrumentación ha proveído algunas de las más impresionantes

imágenes de objetos estelares jóvenes (ver Fig. 3) y han contribuido enormemente al entendimiento del proceso de formación estelar, no solo en la Vía Láctea, sino en galaxias distantes. Fig. 3. Nebulosa del Águila. Esta nebulosa es un cúmulo estelar joven caracterizado por secciones brillantes de hidrogeno ionizado y nubes obscuras donde se están formado nuevas estrellas. El panel superior muestra la región completa de la nebulosa (imagen digitalizada del acervo de la cámara Schmidt de Tonantzintla). El panel inferior izquierdo corresponde una de las más populares imágenes del Telescopio espacial Hubble en la región central, en la que se distinguen las tres regiones obscurecidas conocidas como pilares de la creación. La imagen inferior derecha fue obtenida por el telescopio espacial Herschel en la banda de 450 micras. Es interesante notar que esta última foto parece ser justamente el negativo de aquella en obtenida por el Hubble.

Regiones de formación estelar

La formación estelar tiene implicaciones fundamentales en dos procesos que suceden en escalas significativamente diferentes y en los cuales los autores tienen especial interés. Durante el proceso de formación estelar, los objetos neo formados están usualmente

asociados a la formación de un disco circumestelar. Durante el colapso del medio interestelar, la protoestrella, así como el material que la circunda, preservan el momento angular de la gran nube que les dio origen. Esta velocidad de rotación durante la contracción implica que en algunas regiones relativamente cercanas a la protoestrella habrá un balance entre la fuerza de atracción gravitatoria y la fuerza centrifuga, induciendo la formación de un anillo alrededor de la estrella. En este anillo es donde, después de algunos millones de años, se formaran sistemas planetarios también caracterizados por contener material de muy baja temperatura. En este contexto, el Infrared Astronomical Satellite fue el primero en detectar este material alrededor de la estrella Vega (Alpha Lyrae). El estudio de sistemas estelares con material circunestelar es en la actualidad unos de los campos que más rápidamente están evolucionando en la astrofísica contemporánea, motivados por supuesto, por la posibilidad de encontrar sistemas planetarios como nuestro el sistema solar. En el Universo distante, por otra parte, esta caracterizado por contener grandes conglomerados de galaxias que están concluyendo el ensamblaje de sus primeras generaciones de estrellas. Estas galaxias son prácticamente indetectables en luz visible y ultravioleta debido al pronunciado obscurecimiento como efecto de las grandes cantidades de polvo en las que están inmersas. Al igual que en regiones obscurecidas de nuestra galaxia, la ventana optima para observar estos objetos del universo joven, es el infrarrojo lejano y milimétrico. El descubrimiento de estos objetos (Hughes et al. 1998, Nature, 394) se llevó a cabo a través de un sensible censo sub-milimétrico de la región del Campo Profundo del Hubble en la constelación de la Osa Mayor. Las imágenes submilimétricas obtenidas con el receptor de 850 micras del telescopio James Clerk Maxwell mostraron una población de objetos hasta entonces invisible que presentaban las características típicas de galaxias relativamente cercanas con brotes violentos de formación estelar. Este trabajo pionero y otros posteriores han tenido implicaciones fundamentales en el entendimiento de la evolución del Universo. Cabe destacar, entre otras, que la formación estelar masiva tiene lugar en objetos situados distancias superiores a 10000 millones de años luz, en neta contraposición a los que estudios en el óptico habían establecido. . Nuevos Ojos en México para Explorar el Universo Invisible: El Gran Telescopio Milimétrico Hace 18 años, investigadores de la Universidad de Massachusetts y del Instituto Nacional de Astrofísica, Óptica y Electrónica, encabezados por Steve Strom y Alfonso Serrano Pérez Grovas, comenzaron una aventura que hoy empieza a rendir sus frutos. El GTM consiste en una antena de 50 metros de diámetro, convirtiéndolo en el telescopio más grande del mundo de antena única diseñado específicamente para llevar a cabo observaciones en longitudes de onda milimétricas. Contará con una batería de instrumentos sensibles en la banda de 0.8 a 4 milímetros, lo que lo hace una infraestructura versátil para abordar investigaciones astronómicas en múltiples contextos astronómicos.

Después de investigar una docena de cumbres en territorio nacional se encontró que el extinto Volcán Sierra Negra, con una altitud de 4,600 msnm, ofrece una calidad del cielo apropiada para realizar observaciones en longitudes de onda milimétricas (ver Figura 4). El sitio se ubica 100 km al este de la Cd. de Puebla y a tan sólo 10 km de la cima del volcan Pico de Orizaba. La opacidad atmosférica en el sitio, principalmente debida a la absorción del vapor de agua, es muy baja, convirtiendo a este extinto volcán en un sitio privilegiado para desarrollar astronomía milimétrica. De hecho, durante aproximadamente 10% del tiempo, con las mejores condiciones climatológicas, se espera que sea posible llevar a cabo observaciones en la llamada banda sub-milimétrica, una región donde se necesita aún mejor desempeño del telescopio (precisión en el apuntado y sensibilidad de la antena). Adicionalmente, la latitud del lugar lo hace un sitio excepcional ya que se tiene una amplia cobertura para ambos hemisferios de la esfera celeste, convirtiendo al GTM en una infraestructura sumamente competitiva a nivel mundial.

Fig. 4. El GTM en la cima del Volcán Sierra Negra. Al fondo se encuentra el imponente Pico de Orizaba.

¿Por qué astronomía milimétrica? Una de las preguntas más frecuentes entre los interesados en la astronomía es ¿el GTM podrá ver más que los grandes telescopios ópticos? La respuesta es que el GTM y otros radiotelescopios sensibles en frecuencias similares en realidad complementan la información que se obtiene con telescopios diseñados para la luz visible, los rayos X, la luz ultravioleta y otras bandas del espectro electromagnético. Esencialmente lo que se detecta en un mismo objeto celeste a diferentes frecuencias son efectivamente diferentes fenómenos físicos que en ellos están teniendo lugar.

Ciencia con el GTM. Nuestro nuevo telescopio observará en, virtualmente, todas las escalas, desde objetos de nuestro sistema solar hasta las galaxias más distantes y por lo tanto las más jóvenes del Universo. Además, podrá medir la radiación cósmica de fondo y las fluctuaciones de temperatura asociadas con esta radiación, fluctuaciones a partir de las cuales se forman las primeras estructuras del Universo. Como ya hemos visto, probablemente la forma más apropiada para describir globalmente la ciencia que realizará el GTM es formación y evolución de estructuras a lo largo de toda la historia del Universo, estimada en 13700 millones de años), ya que el GTM será capaz de detectar material frío que caracteriza las regiones donde se forman planetas, estrellas y galaxias.

Fig. 5. Vista superior del GTM (foto cortesía de David Gale) La radiación electromagnética en longitudes de onda milimétricas proviene esencialmente de dos efectos físicos: uno es aquel relativo a la temperatura de los cuerpos y el otro es la excitación del gas molecular. El primero se basa en la Ley de Wien que establece que la longitud de onda en la cual un cuerpo termalizado emite el máximo de

energía depende del valor de su temperatura. El polvo y material del cual se forman las estrellas y planetas tiene una temperatura típica de 220 grados centígrados bajo cero y por lo tanto emiten copiosamente en longitudes de onda en el lejano IR y milimétricas. El GTM podrá detectar la formación de nuevas generaciones de estrellas en galaxias que están prácticamente recién nacidas, cuando el Universo tenía apenas unos 1000 millones de años de edad, lo que equivale a menos del 10% de su edad actual. También podrá detectar y caracterizar las regiones de formación estelar en nuestra Galaxia. Además, será capaz de abordar un tema de gran interés actual que es la formación y evolución de sistemas planetarios fuera de nuestro sistema solar. Si bien desde 1995, año en que se descubrió el primer planeta fuera de nuestro sistema solar, se han descubierto más de 750 planetas, el GTM, por su enorme capacidad de recolectar luz, representa un gran potencial para realizar más descubrimientos. Por otro lado, sabemos que a bajas temperaturas pueden existir moléculas en el medio interestelar. La molécula más abundante es la de hidrógeno (H2), y por ende debería ser el principal trazador de formación estelar. Sin embargo, H2 es muy difícil de detectar directamente en longitudes de onda milimétricas. Afortunadamente esta molécula se encuentra usualmente mezclada con otros componentes y sus propiedades físicas, como densidad y temperatura, están estrechamente relacionadas entre sí. Tal es el caso del monóxido de Carbono (CO) que, aunque mucho menos abundante, presenta transiciones moleculares detectables. El estudio de la formación estelar y planetaria depende fuertemente en la capacidad de detectar CO. Instrumentos del GTM El GTM cuenta en la actualidad con dos instrumentos de primer nivel que permitirán abordar los casos científicos para los cuales fueron diseñados. Por una parte, tenemos la cámara llamada AzTEC, que permitirá obtener imágenes de la emisión térmica de cuerpos celestes en longitudes de onda de 1 milímetro. El segundo instrumento es el llamado receptor para la búsqueda de corrimientos al rojo (RSR por sus siglas en inglés) cuya sensibilidad y capacidad de dispersar la luz, de manera similar a lo que produce un prisma con la luz visible, permitirá colectar la distribución espectral de energía de objetos celestes y así determinar, no solo las especies moleculares que los componen, sino también sus propiedades físicas y la distancia a la que están ubicados. Primeras observaciones científicas del GTM En mayo y junio del 2011 un equipo de científicos del INAOE y de la UMASS apuntó este gran telescopio hacia diversos objetos celestes. En esas etapas de pruebas y verificación, la antena fue dirigida hacia fuentes para las cuales sabemos que hay una significativa emisión milimétrica. Tal es el caso de M82 una galaxia que presenta una prominente formación de nuevas estrellas y que se encuentra a “tan sólo” 12 millones de años luz. Esta galaxia fue observada con el instrumento RSR y se detectó una gran familia de líneas moleculares. También, con este instrumento, se apunto el telescopio hacia una distante galaxia llamada la “pestaña cósmica”. Se trata de un objeto celeste sumamente débil e invisible en la mayoría de las frecuencias que se encuentra a casi 11,000 millones de años luz de distancia. También para este objeto se logro una nítida detección de monóxido de carbono (Fig. 6)

El Gran Telescopio Milimétrico y su instrumentación iniciarán operaciones científicas en el transcurso 2012. Estamos convencidos de que en esta fase de ciencia temprana el GTM logrará grandes descubrimientos que pondrán aún más en alto la investigación en astrofísica que se desarrolla en México.

Fig. 6. Izquierda. Espectro de la galaxia M82 obtenido con el RSR. El GTM logró detectar muchas especies moleculares en la región nuclear activa con una prominente tasa de formación estelar. Panel de la derecha. Espectro de la “pestaña cósmica” centrado en 104.5GHz obtenido con el espectrómetro RSR. En el recuadro se muestra el espectro completo en el intervalo 74-111 GHz. La prominente línea en emisión corresponde a una transición del monóxido de carbono. Este objeto celeste se localiza a una distancia de casi 11000 millones de años luz. El Dr. Miguel Chavez Dagostino es el Director Científico del Gran Telescopio Milimétrico e investigador Titular en el Área de Astrofísica del Instituto Nacional de Astrofísica, Óptica y Electrónica. El Dr. David Hughes es el investigador Principal y Director del Gran Telescopio Milimétrico e investigador Titular del Área de Astrofísica del Instituto Nacional de Astrofísica, Óptica y Electrónica.