Galaxias bajo el microscopio: un viaje por la física del universo

Hoy tengo el honor de tener una entrada invitada en el blog, escrita por mi buen amigo Antonio, que nos deleitará con una entrada sobre su campo de especialidad: la astrofísica.

Antonio Arroyo Polonio es un físico cordobés que tuve la suerte de conocer cuando ambos nos matriculamos en el máster de Física y Matemáticas en Granada. Junto con José (un físico sevillano que también se matriculó en el máster), sobrevivimos como pudimos a las asignaturas más difíciles ayudándonos mutuamente (tener la zona de tascas a 10 metros de la uni también ayudó, dicho sea de paso).

Tras el máster, José y yo no teníamos claro lo de seguir en el mundo de la investigación, pero Antonio se metió de cabeza, realizando la tesis en el IAA bajo la supervisión de Jorge Iglesias Páramo y Carolina Kehrig. Ahora está a punto de terminarla y defenderla, y ha sacado un ratito de su tiempo para contarnos algunas de las cosas que le han mantenido entretenido estos últimos años.

No puedo más que agradecerle el tiempo que ha dedicado con esta entrada a este humilde blog (que además siempre que puede lee y comenta).

Sin más dilación, os dejo con él.


Bueno, antes de nada me gustaría introducirme.

Yo soy Antonio. Estudié el máster en Granada junto con Adrián, donde nos dedicábamos a sufrir con el llamado teorema de Noether aplicado a la mecánica cuántica, desarrollar teorías derivadas de la relatividad general un poco locas, además de incluso salir de fiesta alguna vez que otra.

[Adrián toma la palabra] Doy fe. En la foto, de izquierda a derecha: José (el tercer fisimosquetero de nuestras andanzas granadinas), un servidor y Antonio. Abajo a la izquierda un molesto flash con el que la cámara de mi anterior móvil no sabía lidiar 😛
Tras todo eso yo me dediqué a la astrofísica, donde a día de hoy estoy cerca de terminar mi doctorado.

He de decir que por una parte me siento como un físico teórico frustrado, aunque siempre me ha parecido apasionante y bella la astrofísica desde pequeño, siendo este (según mi punto de vista) el mejor campo de juego para la física. Por otra parte, soy defensor de explicar de la forma más simple, clara y didáctica posible. Cosa que por desgracia cada vez se estila menos mientras más se avanza en el campo de la ciencia. Es por eso que ahora voy a tratar de dar una visión general de lo que he hecho durante el doctorado, además de desarrollar ciertos conceptos que me parecen muy curiosos.

Trabajando con la luz

En pocas palabras, me dedico a estudiar el color de la luz que proviene de las galaxias.

Supongo que, para empezar bien, expandiré el concepto de luz todo lo que pueda.

La luz, también llamada radiación electromagnética, se puede interpretar como unas partículas llamadas fotones. Cada fotón tiene una energía concreta (y cada energía tiene asociada un color, ver la figura inferior) y su velocidad es la de la luz, valga la redundancia. Un fotón se genera cada vez que una partícula cargada sufre una aceleración, y la materia esta llena de partículas cargadas en movimiento. Dicho esto, las paredes de tu casa emiten luz, tu emites luz, el wifi es luz emitida de una forma muy concreta para contener información, las emisoras de radio emiten luz de forma similar, las estrellas emiten luz en una amplia gama de energías…

Nuestros ojos y cerebro son capaces de sentir e interpretar un estrecho rango de energías de la luz, la llamada luz visible:

De derecha a izquierda se representa el incremento en la energía de la luz. El incremento en la energía lleva al incremento de la frecuencia y la disminución de la longitud de onda. Energia \propto frecuencia \propto longitud \ onda^{-1}. El zoom en colores del arco iris se corresponde con el color de la luz visible. Sacado de aquí.

Pero claro, para estudiar la luz, esta ha de originarse en algún sitio. Hablemos de eso.

Fuentes de luz en el cosmos

Las galaxias tienen zonas concretas muy energéticas donde se produce la mayor emisión de luz en ellas. A estas las podemos llamar fuentes de radiación electromagnética. Por otra parte, existen sistemas más pasivos y extensos (ocupan mayor volumen) en la galaxia que interaccionan con esta luz y cambia su color de formas concretas.

Las fuentes de energía electromagnética se pueden dividir en 2 categorías: estrellas y choques entre materia.

Estrellas

Las estrellas producen energía mediante la fusión de hidrógeno en su núcleo. Los núcleos del átomo están formados por familias de protones y neutrones (nucleones) y digamos que estas partículas son moderadamente sociales: se encuentran más a gusto cuando están exactamente 26 protones y 30 neutrones (un isótopo del hierro). Núcleos más pequeños tienden a fusionarse para parecerse al hierro, y núcleos más grandes tienden a dividirse (fisionarse) con el mismo fin. Ambos procesos liberan la llamada energía nuclear, donde la energía de enlace entre nucleones se transforma en energía cinética, aumentando la temperatura del sistema.

Este es uno de los procesos más eficientes de transformación energética. En las estrellas la liberación de esta energía produce una cantidad enorme de luz que en cierto momento escapa por la superficie estelar.

En el eje x tenemos el numero de nucleones (protones+neutrones) presentes en ciertos nucleos atómicos estables. En el eje y se encuentra la energía media de unión por nucleón, es una medida sobre como de fuerte se abrazan entre ellos para no alejarse. Vemos que el abrazo más fuerte lo tiene el hierro (^{56}Fe), con lo cual todas las familias de nucleones tienden a asemejarse a este núcleo concreto.

Choques entre materia

La otra fuente de energía electromagnética, los choques entre materia, es más sutil y guarda una profunda relación con lo que he llamado sistemas pasivos y extensos.

En este punto me siento obligado a introducir la mayor fuente de materia ordinaria presente en galaxias, el gas atómico. Este gas es principalmente hidrógeno (más de un 90% de los átomos en el Universo son hidrógeno) que se encuentra usualmente a densidades mucho mas bajas que el aire terrestre.

En el aire tenemos \sim 10^{19}\: partículas/cm^{3}, el gas de las galaxias, según la zona, está en el rango de 10^{-4} - 10^6\: partículas/cm^{3}) y a temperaturas usualmente mas altas (el aire esta a unos 288 K y en las galaxias, según la región, esta en el rango 10K – 10^7K).

En los gases hay una conexión muy profunda entre la velocidad de las partículas que lo conforman y la temperatura de estos. De hecho, el movimiento y velocidad de las partículas del gas está por encima del concepto de temperatura.

Para ver esto más claramente supongamos un caso muy concreto.

Imaginemos un conjunto de n partículas (por ejemplo, un millón) con un cierto diámetro (por ejemplo, 1 milímetro) y una cierta masa m (estas conformarían nuestro gas) en una caja cerrada con un cierto volumen V (por ejemplo 1 metro x 1 metro x 1 metro = 1 metro cúbico) en el vacío.

Vamos a considerar que en el instante inicial (t=0) todas las partículas esta distribuidas aleatoriamente sobre el volumen pero todas tienen la misma velocidad en módulo (v_{ini}) dirección y sentido (por ejemplo dirigiéndose de un extremo de la caja a otro a 5 km/h). Si dejamos evolucionar el sistema, las partículas empezarán a chocar con las paredes y entre ellas dando lugar a un movimiento mucho más desordenado. Las partículas se moverán en todas direcciones y no solo eso, el módulo de la velocidad será diferente para cada una, yendo algunas más rápidas que la velocidad inicial y otras mas lentas. Sin embargo, la energía debe de ser la misma que al inicio.

Solo como curiosidad, os voy a chivar que, pasado suficiente tiempo, las partículas llegan al estado más caótico posible donde sus velocidades (el módulo de sus velocidades en realidad) cumplen la llamada distribución del Maxwell-Boltzman:

La linea roja indica la velocidad de todas las partículas al inicio (5 km/s). La linea azul indica como se distribuye las velocidades de las partículas en el estado más caótico. Mientras más alta esté la linea azul, más partículas se mueven a la velocidad dada por la linea.

Me gustaría aquí hacer una aclaración sobre distintos conceptos básicos sobre cualquier problema físico.

Por un lado tenemos el sistema. Para empezar imaginando un sistema es útil comenzar poniendo su entorno, en este caso el vacío. Deberíamos poner en nuestra mente un espacio infinito vacío donde nada ocurre. Luego en él metemos nuestro sistema, en este caso una caja (con cierta forma y volumen) con bolitas dentro (con un determinado numero y masa). Esto se representa en la figura a) inferior.

Tras esto esta el concepto de estado (del sistema). El estado indica la posición y velocidad de cada elemento del sistema. El estado del sistema evoluciona con el tiempo, y entender esta evolución es la clave de todo problema físico. Realizar cada vez este paso de abstracción mental donde definimos nuestro sistema de estudio y como evoluciona su estado es una herramienta clave y ayuda enormemente a entender mejor a que nos enfrentamos.

a) Sistema.
b) Estado inicial del sistema.
Estado caótico del sistema.

Como indicaba antes, la energía en todo momento del sistema (en cualquier estado, según este problema) se conserva y se puede calcular fácilmente usando la ecuación de la energía cinética en el instante inicial:

    \[E = n \times \frac{1}{2}mv_{ini}^2\]

La temperatura (T) se define como una cantidad proporcional a la energía cinética media por partícula:

    \[T = constante \times \frac{E}{n} \propto \frac{E}{n}= \frac{1}{2}mv_{ini}^2\]

Con esta definición de temperatura, vamos a aplicar la abstracción de sistema y estado para calcular la ecuación de los gases ideales a partir de principios básicos.

Para ello, vamos a hacer un pequeño cambio en el sistema: consideramos que las bolitas que conforman nuestro gas son puntuales (su volumen es 0) de forma que partiendo del estado inicial anterior (todas yendo a una velocidad v_{ini} de un lado de la caja al otro) su evolución en el tiempo sería mucho más simple (figura b) arriba). Cada bolita rebotaría de un lado de la pared al otro hasta el fin de los tiempos (estamos quitando cualquier interacción gravitatoria o choque entre ellas). Esto hace mucho mas fácil calcular la presión (p) que ejercen las bolitas sobre la caja:

    \[p=\frac{F}{Area}\]

donde podemos calcular la fuerza (F) en un intervalo de tiempo T=\Delta t igual al tiempo que tardan las bolas en ir desde un extremo de la caja al opuesto (de forma que cada bola rebota exactamente una única vez con un extremo de la caja) como:

    \[F=\frac{\Delta p}{\Delta t}\]

Ahora el incremento de momento lineal (\Delta p) es igual al cambio de momento lineal de todas las bolitas en el choque. Un choque cambia el sentido del momento lineal, de forma que \Delta p_{choque} = mv - (-mv) = 2mv. De esta forma tenemos que

    \[F=\frac{n\times 2mv}{T}\]

donde T=d/v, siendo d el ancho de la caja. Por último, sabiendo que el área de la caja es Area = 6 d^2, tenemos la siguiente expresión para la presión:

    \[p=2/3 \frac{n}{V} \times \frac{1}{2}mv^2\]

Uniendo esto al hecho de que la temperatura es proporcional a la energía cinética promedio:

    \[T = constante \times \frac{1}{2}mv^2\]

llegamos finalmente a la ecuación de los gases ideales:

    \[pV=nKT\]

donde la constante la hemos reescrito de la siguiente forma:

    \[constante = \left(\frac{3}{2} k\right)^{-1}\]

siendo k la llamada constante de Boltzmann.

Pienso que el desarrollo anterior es muy bueno para madurar el concepto de sistema y estado, entender el concepto de presión y como calcular una fuerza usando un promedio temporal en un sistema cuyo estado es cíclico (las bolitas cuando tienen volumen 0 rebotan con la pared de forma cíclica).

Tras todo esto, volvamos al sistema caótico.

Tenemos una forma de relacionar la velocidad inicial de las bolitas con la temperatura del gas. Como la energía cinética y el numero de bolitas es constante, la temperatura del gas es constante. El estado inicial (donde todas tienen la misma velocidad) y el estado final tienen la misma temperatura. Vemos como del estado del sistema se puede definir la temperatura pero no lo opuesto. La temperatura solo nos dice la energía del sistema, no como se distribuye esa energía.

Pues justo este proceso que hemos visto aquí es la otra fuente de energía electromagnética, los choques de materia.

En las galaxias a veces tenemos dos nubes de gas que chocan entre ellas, transformando la energía cinética colimada (por colimada me refiero a todas las partículas viajando con la misma velocidad y sentido, ordenadas) en energía térmica (las partículas se encuentran en un estado donde reina el caos).

Estas nubes de gas chocan a veces porque una supernova (ciertas estrellas al morir explotan de esta manera) inyecta una gran cantidad de energía cinética al gas de sus alrededores que se expande, chocando con el gas más lejano que se encuentra más estático.

Otra forma todavía mas energética en la que ocurre este proceso es en los agujeros negros supermasivos.

Estos tienden a atraer materia hacia ellos, que va cayendo poco a poco de forma espiral cogiendo unas velocidades muy altas (acercándose a la velocidad de la luz), provocando una fricción entre la materia increíble, lo que hace que sea una fuente de luz muy potente.

Remanente de una supernova cercana. Este fenómeno físico es relativamente pequeño, de algunos años luz de distancia (es la distancia típica entre estrellas vecinas en el vecindario del Sol). Vemos como los choques de materia crean una estructura de capas bastante compleja. Estas están iluminadas tanto por ellas mismas como por el «cadáver» de estrella todavía caliente en el centro.

 

Galaxia (Centaurus A) cuya fuente principal de luz es la fricción del gas cayendo a su agujero negro central. Esta galaxia es 10000 veces más grande que el remanente de supernova presentado en la imagen anterior. Se aprecian dos chorros donde sale escupida parte de la materia que cae en su agujero negro. Gran parte del brillo de esta galaxia viene de la fricción que en él ocurre. Crédito: ESO/WFI (Optical); MPIfR/ESO/APEX/A.Weiss et al. (Submillimetre); NASA/CXC/CfA/R.Kraft et al. (X-ray)

Particularmente, a mí me interesan los fenómenos que emiten no solamente más cantidad de luz, sino la luz mas energética posible.

Esto está ligado directamente a la temperatura de la fuente de luz. Las estrellas más masivas (que son también las que emiten más luz con más temperatura) no suelen llegar a 30000 K. Sin embargo, los choques donde el gas atómico de hidrógeno choca entre si a varios cientos de km/s puede llegar a más del millón de K (os he dado las herramientas para hacer el cálculo) y en los agujeros negros la materia puede llegar a temperaturas incluso mas altas.

En las estrellas, sin embargo, hay ciertos procesos que ocurren cuando dos o más se encuentran en interacción cercana que elevan su temperatura considerablemente.

Uno de los procesos es cuando una estrella «desnuda» a la otra, tomando el gas de sus capas mas externas, dejando al descubierto el núcleo estelar. Para hacernos una idea, la superficie de nuestro Sol tiene unos 5000 K mientras que su núcleo llega a 15 millones de K.

Con esto cubriríamos lo que vienen siendo las fuentes de luz en las galaxias.

Interacción entre materia y luz

Pasamos ahora a la parte pasiva y extensa de la galaxia.

Esta (de por sí sola) poca luz crea. Lo que si hace, sin embargo, es cambiar las propiedades de la luz de las fuentes principales.

Y, como se encuentran en todo el volumen de la galaxia (incluso en las zonas entre galaxias), reemiten la luz de estas fuentes en zonas mucho mas extensas. Se trata, efectivamente, de la materia ordinaria que hay en la galaxia, principalmente gas de hidrógeno, en el que nos centraremos.

Podríamos hacer una analogía entre el Sol y el aire de la tierra como fuente de luz y sistema pasivo. El cielo de la Tierra se ve azul porque el aire interactúa con la luz del Sol, cambiando su color y redirigiéndola.

Nos centramos ahora en el átomo de hidrógeno. Una colección de átomos de hidrógeno distribuidos por la galaxia se pueden considerar nuestro sistema pasivo y extenso.

El hidrógeno no es tan simple como una partícula. Está compuesto por un núcleo y (usualmente) un electrón. El electrón tiene unos estados muy concretos de energía donde puede estar, el núcleo le da una casa al electrón muy organizada donde cada «habitación» se corresponde con una energía muy concreta:

Átomo de hidrógeno. El punto rojo es el núcleo, el azul el electrón y los círculos grises representan los estados donde el electrón puede estar.

Como curiosidad, voy a hablar sobre el «tamaño» del electrón y como «todo esta hueco».

Si buscas el tamaño del electrón en Google, seguramente salga algo pequeñísimo, como una millonésima parte del radio del átomo o algo del estilo, y que el átomo en sí es una cosa que esta hueca justo por esto. Yo no soy partidario de esta interpretación. El electrón es una partícula que para entenderla ya si o si hace falta la mecánica cuántica. Esta dice que el electrón se puede entender como una nube de probabilidad de posiciones (y velocidades). Esta nube no solo se extiende por todo el «volumen» del átomo sino que se extiende (al menos matemáticamente) hasta el infinito. Obviamente mientras el radio crece, la probabilidad de encontrar el electrón cae en picado, pero nunca es 0. De este modo, también se podría argumentar que un solo electrón puede ocupar todo el Universo. Todo esto suena raro como mínimo y es que la cuántica nos dice que los conceptos de tamaño y ocupación de volumen empiezan a tener un sentido mas complejo, el cual no puede simplificarse a los conceptos cotidianos de tamaño y volumen.

Volvamos al sistema pasivo compuesto por hidrógeno en todos los lados de la galaxia.

Supongamos que en el estado inicial estos átomos están totalmente tranquilos, sus electrones están en la habitación más cómoda (también llamado estado fundamental, n=0 en la figura anterior). Sin embargo, se aproximan a este gas luz compuesta por fotones de distintas energías. La pregunta ahora es, ¿cual será el estado del sistema durante esta interacción? Y la verdad es que es un baile de la naturaleza muy complejo y difícil de entender (creedme). Por lo tanto, vamos a desglosar algunos pasos básicos de ese baile para entender un poco que esta pasando allí.

El primer paso del baile es que un fotón llegue a chocar (o interactuar) con un átomo tranquilo. Según la energía del fotón pueden ocurrir varias cosas. En la figura anterior hemos visto los distintos estados del electrón. Suponiendo que el electrón está en el estado fundamental (n=0), solo podría excitarse a otro estado superior o despedirse del núcleo (lo que se llama ionización del átomo). Así, según la energía de fotón, pueden ocurrir tres cosas:

  • Si el fotón tiene menos energía que la menor diferencia energética entre estados nada ocurre, E<E(n=1)-E(n=0)
  • Si el fotón tiene aproximadamente la diferencia energética entre un estado superior y el estado de origen el electrón del átomo absorbe esa energía para ir a un estado superior (como quien se motiva para subir unas escaleras), E\simeq E(n)-E(n=origen). Esto se llama foto-excitación.
Foto-excitación del átomo de hidrógeno. El fotón, representado como la linea ondulante tiene una energía E\simeq E(n=1)-E(n=0), con lo cual excita el electrón al primer estado excitado. Tras esto, si el átomo excitado se deja tranquilo (no ocurre otra interacción), el electrón en algún momento volverá la estado fundamental. De esta forma se emitiría un fotón con la misma energía que el que provocó todo el proceso. A esto se le llama resonancia ya que el proceso inverso tiene la misma probabilidad que el directo. A quien le interese el concepto puede ahondar aqui.
  • Si el fotón tiene una energía igual o superior a la de ionización (diferencia energética entre el estado más energético y el estado fundamental) el átomo se ioniza, el electrón se sale del núcleo y el sistema gana la energía cinética extra correspondiente a lo que le sobra al electrón, E \geq E(n=\infty)-E(n=0).
Ionización del átomo de hidrógeno. Si el fotón tiene suficiente energía puede escupir al electrón fuera de la casa formada por el núcleo atómico.

Si en este punto alguien está deprimido con tanta información dejadme deciros algo.

Está interacción que acabamos de describir entre materia y luz (átomos y fotones) fue la base del descubrimiento del llamado efecto fotoeléctrico que le valió a Einstein para ganar un premio nobel. Es normal abrumarse con todo lo que hay hecho, pero eso a la vez es una gran ventaja porque el camino del conocimiento esta cada vez más allanado y organizado. Esto hace que sea más fácil para quien empieza llegar lejos. La ciencia es un modo que tiene la naturaleza de entenderse a sí misma. Nosotros mismos somos un conjunto de átomos intentando entender a un conjunto de átomos. La ciencia es un proceso que empezó antes de la vida de cualquier individuo y se extenderá hasta después de la vida de cualquier otro. Es un proceso que conecta en el espacio y en el tiempo a las personas en un intento de entendimiento y conexión.

Volvamos al baile de átomos y fotones. En esta ocasión, vemos que el proceso de ionización incluye electrones libres en el sistema. Efectivamente, si algunos de los fotones que vienen al gas tienen suficiente energía, tendremos electrones libres. Estos electrones juegan un papel fundamental en los siguientes pasos de baile que vamos a ver. El siguiente paso se llama «recombinación» y hasta cierto punto se trata del fenómeno inverso (yendo hacia atrás en el tiempo) al que hemos visto antes.

En la recombinación, un electrón libre se une a un núcleo de hidrógeno libre. Durante este proceso se emiten uno o varios fotones. Al inicio, el electrón cae en un estado del núcleo atómico. Si este estado es el fundamental, toda la energía (cinética + potencial) sera emitida en un solo fotón. En caso de que el electrón caiga en un estado excitado se emitirá un fotón con menos energía. Tras esto, si se deja al electrón tranquilo, irá poco a poco bajando «escalones» hasta el estado fundamental:

Recombinación del átomo de Hidrógeno con un paso en la cascada. El electrón se acerca al núcleo de Hidrógeno y cae en el primer estado excitado (n=1) emitiendo un fotón. Tras esto, el electrón baja la cascada hasta el estado fundamental, emitiendo un fotón (el rojo) con una energía muy concreta. Estos fotones son los que crean las lineas de emisión que se ven en los espectros como el de la siguiente figura.

Este proceso en «cascada» produce la emisión de fotones con una energía muy concreta (la diferencia de energía entre estados electrónicos dentro del átomo). Estos fotones con energía muy concreta se ven en los llamados espectros electromagnéticos como lineas de emisión:

Espectro electromagnético de una galaxia. En el eje x tenemos la longitud de onda / energía / color de la luz. En el eje y tenemos la cantidad de luz que hay con esa energía concreta. Vemos como el espectro presenta picos (lineas de emisión) provenientes del gas que hay en la galaxia.

Estas lineas de emisión son como el código de barras de cada galaxia, a través de ellas se puede sacar información como la principal fuente de luz (estrellas, agujeros negros…), la proporción de elementos atómicos que hay en el gas (no todo es hidrógeno), el movimiento y velocidad del gas (mediante el llamado efecto Doppler), etc.

Los últimos dos procesos de los que voy a hablar y que ocurren en el gas tienen que ver con un «objeto» masivo interaccionando con el átomo. Este «objeto» es cualquier cosa con masa que se encuentre por allí, usualmente otro átomo o un electrón libre.

Este objeto puede utilizar su energía cinética para darle energía al electrón dentro del átomo y llevarlo a un estado energético superior o incluso ionizarlo (procesos denominados excitación colisional e ionización colisional, respectivamente).

Excitación colisional del átomo de hidrógeno. En este caso un fotón con suficiente energía cinética transfiere parte de esa energía para llevar al electrón a un estado mas energético.

Por otra parte, puede ocurrir el proceso inverso a la excitación colisional, que se trata de que el objeto obtiene energía cinética del electrón dentro del átomo para pasar de un estado excitado a uno menos excitado:

Des-excitación colisional del átomo de hidrógeno. Es el proceso inverso al indicado en la figura anterior. En este caso, un electrón libre absorbe la energía potencial del electrón en el átomo aumentando su energía cinética. Notamos que si no pasase ningún electrón libre, el electrón dentro del átomo se podría des-excitar emitiendo un fotón como en el segundo paso de la figura que muestra la recombinación. Que ocurra una cosa u otra depende de la suerte y la densidad de electrones libres en el gas entre otros parámetros.

En resumen

Con esto tendríamos un resumen de los principales pasos dentro del baile cósmico protagonizado por la materia (átomos ionizados y neutros y electrones) y la luz (los fotones).

Repasando un poco, en una galaxia tenemos regiones que «crean» su propia luz (estrellas y choques de gas).

Parte de esa luz puede llegarnos a nosotros directamente, pero otra parte interacciona con el medio interestelar dentro de la galaxia (compuesto por gas, polvo, etc). Tras esta interacción, la luz cambia en color y dirección, haciendo que una parte más extensa de la galaxia muestre esta luz reflejada con un código de barras muy concreto.

Nosotros interpretamos la luz: intentamos ver cual viene directamente de la fuentes de emisión principales y cuales se refleja por el gas. Con esta información entendemos lo que ocurre en la galaxia: primero lo que la hace que la categoricemos como galaxia (siendo solo una más) y lo que la hace única (porque como las personas, cada una es diferente).

Hay astrónomos a los que les gusta ver muchas galaxias con poco detalle y hay otros a los que les gusta estudiar pocas con datos más precisos.

Con esto es con lo que nos entretenemos.

*En la foto de portada del artículo se ve una de las galaxias que he estudiado en mi tesis. Se llama IZw18, y tiene la peculiaridad de que su gas tiene una proporción de hidrógeno muy alta en comparación a los otros elementos. Lo cual hace que este gas sea parecido al que existía en la formación de las primeras galaxias, cuando el Universo era joven (elementos más pesados como el Oxígeno se formaron después conforme en el Universo iban explotando estrellas). Esta galaxia es bastante cercana, con lo cual se puede apreciar su estructura muy bien. Se ven dos cúmulos centrales donde están formándose estrellas muy masivas. En la parte mas exterior se ven los arcos de gas iluminados posiblemente por el choque entre materia que ahí se produce. En el fondo se ven mas enrojecidas galaxias más lejanas junto con estrellas de nuestra propia galaxia.

4 comentarios en «Galaxias bajo el microscopio: un viaje por la física del universo»

  1. Bueno, me gustaría agradecer de nuevo a Antonio la gentileza de dedicarnos un ratito (y quizá el diminutivo -ito sobra viendo que nos ha ofrecido un artículo de casi 5000 palabras) para contarnos cómo podemos entender el origen de las emisiones de luz en galaxias. Solo espero que os haya gustado tanto como a mí =)

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    • Hola, gracias por leer el artículo.
      A día de hoy parece que hay una carrera con el James Webb para encontrar la galaxia más primordial. Es increible lo lejos que se ha llegado. Se han observado una gran cantidad de galaxias en una epoca del Universo anterior a la llamada «reionizacion». Basicamente antes de la reionización, el gas entre galaxias es neutro y no deja pasar luz con una energía superior a cierto límite. Lo cual hace muy dificil su observación que sin embargo se esta llevando a cabo.
      También se ve que mientras más atras en el tiempo mas tendencia hay a que la galaxias estan conformadas por gas «pristino» (solo Hidrogeno y Helio), aunque se observan muchas galaxias muy cercanas a lo que llamariamos primordiales que están bastante evolucionadas químicamente (de forma que su materia prima no es tan diferente a las galaxias cercanas).
      El James Webb son unos «ojos» increibles para las observaciones del Universo.

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