Äîêóìåíò âçÿò èç êýøà ïîèñêîâîé ìàøèíû. Àäðåñ îðèãèíàëüíîãî äîêóìåíòà : http://www.atnf.csiro.au/people/Angel.Lopez-Sanchez/divulgacion/GALAXIAS_DEL_UNIVERSO_LOCAL_pp_26-35_Astronomia_102_DIC_07_bajaresolucion.pdf
Äàòà èçìåíåíèÿ: Wed Nov 21 05:21:50 2007
Äàòà èíäåêñèðîâàíèÿ: Mon Apr 14 09:35:18 2008
Êîäèðîâêà:

Ïîèñêîâûå ñëîâà: arp 220
àngel R. lÑpez Sànchez

àngel Rafael LÑpez SÀnchez (Angel.LopezSanchez@csiro.au) es astrÑnomo aficionado desde muy joven, y pertenece a la AgrupaciÑn AstronÑmica de CÑrdoba. Es licenciado en FÌsica TeÑrica por la Universidad de Granada y doctor en AstrofÌsica por la Universidad de la Laguna. Fue astrofÌsico residente del Instituto de AstrofÌsica de Canarias entre 2001 y 2005. Actualmente, disfruta de una posiciÑn postdoctoral en CSIRO/Australia Telescope National Facility (Sydney, Australia) donde realiza observaciones multifrecuencia de grupos de galaxias. Participa en numerosas actividades de divulgaciÑn, destacando su blog astronÑmico El Lobo Rayado (http://angelrls.blogalia.com) 26

Desde los pioneros trabajos de Hubble sabemos que las galaxias se clasifican en pocas categorÌas (en esencia, en espirales, elÌpticas e irregulares), pero pueden diferir mucho entre sÌ cuando se observan con detalle. Los esfuerzos de los Çltimos aßos no sÑlo se han centrado en el anÀlisis de las galaxias en el rango Ñptico (los colores que nosotros vemos) sino que se han ampliado a todas las frecuencias, desde los rayos X a las ondas de radio, en especial de las galaxias mÀs cercanas. En este artÌculo se describen los logros mÀs sobresalientes encontrados cuando se combinan observaciones en todas las frecuencias, detallando los cartografiados y proyectos que actualmente se estÀn desarrollando para comprender mejor la estructura, naturaleza y evoluciÑn de las galaxias.


Figura 1. La galaxia espiral M 51 en todas las longitudes de onda. A la izquierda, en rayos X (Chandra), UV (GALEX), Ñptico (SDSS), NIR (2MASS), FIR (Spitzer) y radio continuo (VLA). La imagen central muestra la distribuciÑn de gas atÑmico (H I) cuando se observa en 21 cm; se ha superpuesto la imagen Ñptica del SDSS para mejor visualizaciÑn. El recuadro blanco muestra el tamaßo de las seis imÀgenes de la izquierda. El recuadro negro indica la zona central, representada a la derecha tanto con HST como en frecuencias milimÈtricas (CO a 2,6 mm, OVRO).

El universo de las estrellas desborda la mente humana. Inspira, conmociona, motiva, estremece, hace reflexionar. Nos mueve lejos del universo de lo cotidiano, transportÀndonos a mundos exÑticos distantes en el tiempo y en el espacio, a difusas nubes multicolores de gases en movimiento donde nuevas estrellas dan luz, o a enjambres de soles que, dominados por la fuerza de la gravedad, distorsionan su estructura espiral desarrollando largas colas de marea. ¿CuÀnto hemos avanzado en el conocimiento del Universo en el Çltimo siglo? Al principio del siglo XX los astrÑnomos aÇn no sabÌan si las nebulosas espirales que se observaban con los nuevos telescopios eran II època / Nº 102

sistemas planetarios en formaciÑn pertenecientes a la VÌa LÀctea (hipÑtesis sostenida por el astrÑnomo Harlow Shapley) o si en realidad eran otros universos-isla distintos a la Galaxia (tal y como afirmaba su colega Herber Curtis). Tras los descubrimientos de estrellas variables cefeidas en NGC 6822 y M 31 por Edwin Hubble el Universo se agrandÑ: existen otros objetos lejanos independientes de la VÌa LÀctea, existen otras galaxias. Curtis tenÌa razÑn en este punto. Sin embargo, y asÌ es el juego de la Ciencia, las medidas de Shapley sobre la posiciÑn del Sol respecto al centro de la VÌa LÀctea y el propio tamaßo de Èsta eran mÀs acertados.
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Los astrÑnomos de hoy dÌa debemos mucho a Hubble y a su paciencia. Por muy romÀntico que uno pueda ser con la AstronomÌa, no me veo todas las noches pasando frÌo y hambre subido en el foco del uno de los mayores telescopios del mundo tomando placas fotogrÀficas de galaxias lejanas. En 1936, Hubble publicÑ el libro El reino de las Nebulosas donde adaptaba un primer esquema sobre la clasificaciÑn de las galaxias en espirales, elÌpticas e irregulares. Esta primera idea se fue modificando poco a poco porque las placas fotogrÀficas que Hubble iba coleccionando revelaban galaxias con nuevas morfologÌas. Fue su estudiante, Allan Sandage, quien en 1961 proporcionÑ la versiÑn definitiva en su libro El Atlas Hubble de Galaxias, el famoso diagrama de diapasÑn, donde se representaban las galaxias elÌpticas a la izquierda y las espirales a la derecha.
Figura 2. (Izquierda) Imagen de la galaxia espiral NGC 4414, localizada a 60 millones de aßos, usando filtros Ñpticos (WFPC2 en el HST). Se aprecian muy bien las estructuras tÌpicas de una galaxia espiral. (Derecha) Imagen de la galaxia elÌptica gigante M 87, combinando datos en Ñptico e infrarrojo cercano (WFPC en el HST). Las estrellas se encuentran muy agrupadas hacia su centro, donde se localiza un agujero negro que podrÌa tener una masa de 2.600 millones de soles. Se aprecia claramente el chorro de gas que surge de su centro. Muchos de los objetos que la rodean, aparentemente estelares, son cÇmulos globulares, cada uno de ellos posee cerca de un millÑn de estrellas.

irregulares, ricas en gas hidrÑgeno, muestran colores mÀs azules, lo que indica la existencia de estrellas jÑvenes y formaciÑn estelar, como revelan los espectros con lÌneas de emisiÑn. Las estrellas jÑvenes coexisten con otras mÀs evolucionadas que se crearon mucho tiempo atrÀs y aÇn no han desaparecido. En las galaxias de tipo espiral (Figura 2, izquierda), la formaciÑn estelar se concentra bÀsicamente en un disco en rotaciÑn rico en gas y en polvo interestelar, donde se crean los brazos espirales. La actividad de formaciÑn estelar es constante a lo largo de todo el sistema, aunque la zona central (el bulbo) suele estar dominada por poblaciones de estrellas mÀs viejas. En las galaxias irregulares el nacimiento de las estrellas estÀ localizado mÀs o menos de manera no homogÈnea en zonas concretas de gran actividad, lugares donde se crean gran cantidad de estrellas en

L a clasificaciÑn Ñptica de las galaxias Tras Hubble y Sandage, ya en los Çltimos treinta aßos del siglo pasado, se fueron descubriendo galaxias cada vez mÀs lejanas y peculiares, consecuencia de la mejora de las observaciones astronÑmicas por los avances tÈcnicos (entre ellos, la llegada de la cÀmara CCD o el uso de sistemas de Ñptica adaptativa) y por los nuevos grandes telescopios repartidos por todo el globo: 3,5 m CAHA (Espaßa), 3,9 m AAT (Australia), 4,2 m WHT (Espaßa), 6 m BTA (Rusia), 8,1 m GEMINI (Chile y EE.UU.), 8,2 m VLT (Chile) y 10 m Keck (EE.UU.) como representativos en sus clases. El refinamiento de las observaciones permitiÑ revisiones en la clasificaciÑn de las galaxias y anÀlisis estadÌsticos entre las diversas clases morfolÑgicas. Una de las formas mÀs Çtiles de caracterizar una galaxia es mediante el ritmo con el que se forman nuevas estrellas y la relaciÑn entre estrellas jÑvenes y viejas. AsÌ, las galaxias con un color mÀs rojizo suelen ser las elÌpticas (Figura 2, derecha), que poseen las poblaciones de estrellas mÀs evolucionadas, carecen de gas hidrÑgeno y apenas muestran lÌneas de emisiÑn, indicando que la formaciÑn estelar estÀ prÀcticamente parada. Por el contrario, las galaxias espirales y las

poco tiempo. A veces, una galaxia irregular concentra tan intensa formaciÑn estelar que parecen nebulosas gigantes; a estos objetos se les conoce como galaxias starburts (no tiene traducciÑn en espaßol, podrÌamos adaptar el tÈrmino como galaxias estallantes, Figura 3 derecha). Gracias al Telescopio Espacial Hubble (HST, Hubble Space Telescope) hemos mejorado sustancialmente nuestro conocimiento en el campo de la astronomÌa extragalÀctica. Este telescopio, que consta de un espejo de 2,4 m, se bautizÑ en honor al insigne astrofÌsico porque uno de sus principales objetivos era precisar el valor de la constante que relaciona la velocidad a la que parece que se alejan las galaxias con su distancia (la constante de Hubble), relaciÑn que tiene su origen en la propia expansiÑn del Universo. Aparte de las impresionantes imÀgenes de galaxias y su entorno que HST ha proporcionado, los logros en este campo han sido la confirmaciÑn de la existencia de gigantescos agujeros negros en los centros de las galaxias, la detecciÑn de las galaxias huÈspedes de los cuÀsares (objetos muy energÈticos de aspecto casi puntual situados a grandes distancias, probablemente nÇcleos activos de galaxias jÑvenes), la resoluciÑn de

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galaxias cercanas en estrellas individuales, el estudio de galaxias en colisiÑn o el descubrimiento de nuevas lentes gravitatorias. Uno de sus Çltimos programas cientÌficos se denomina ACS Nearby Galaxy Survey Treasure (ANGST), cuyo principal objetivo es realizar observaciones profundas de una muestra de galaxias del universo local para efectuar un anÀlisis detallado de sus morfologÌas, poblaciones estelares e historias de formaciÑn estelar. Hoy dÌa seguimos descubriendo mÀs y mÀs galaxias y cada vez mÀs y mÀs lejos en el tiempo y en el espacio. Esto se ha conseguido no sÑlo usando telescopios espaciales o de la clase 8-10 metros sino a travÈs de cartografiados obtenidos de forma sistemÀtica con telescopios mÀs modestos. El mÀs importante hasta la fecha es SDSS (Sloan Digital Sky Survey), que ha captado la luz de mÀs de un cuarto de todo el cielo en filtros Ñpticos (entre 3.000 y 10.000 å) completando con datos espectroscÑpicos. SDSS usa un telescopio de 2,5 m (Observatorio Apache Point, Nuevo MÈxico, EE.UU.) y proporciona un mapa tridimensional de un millÑn de galaxias1. Otro cartografiado es 6dFGS (6dF Galaxy Survey) que, usando el telescopio 1,2 m UK Schmidt del observatorio de Siding Spring (Australia) y el instrumento multifibra 6dF (Six Degrees Field), estÀ observando unas 120.000 galaxias del hemisferio Sur, completando la regiÑn que no ve SDSS. TambiÈn muy importante ha sido el cartografiado 2MASS (Two Micron All-Sky Survey) en infrarrojo cercano (NIR 12.000­22.000 å ), q u e h a u s ado d o s teles co pios s imilar es d e 1 ,3 m en ambos hemisferios (Observatorios de Monte Hopkins, EE.UU. y Cerro Tololo, Chile) para mapear todo el firmamento. La observaciÑn en NIR tiene la ventaja de que la luz no se extingue tanto como en el rango Ñptico, accediendo a zonas oscurecidas por el polvo interestelar como las regiones mÀs densas de las nebulosas o el propio centro GalÀctico. 2MASS ha detectando millÑn y medio de galaxias, mÀs de la mitad catalogadas por primera vez. La representaciÑn de todas en un mapa conjunto revela la distribuciÑn de galaxias en el Universo cercano. El Volumen Local Sin embargo los astrofÌsicos deben centrarse en el anÀlisis detallado de las caracterÌsticas de las galaxias mÀs cercanas para poder extrapolar propiedades de objetos mÀs lejanos. èsta es la razÑn por la que en los Çltimos aßos se han iniciado ambiciosos proyectos para conocer con detalle la estructura, la formaciÑn estelar y la evoluciÑn de las galaxias cercanas, en particular de la regiÑn conocida como el Volumen Local (VL), una esfera de radio de 10 Mpc (32,6 millones de aßos luz) centrada en nuestro Grupo Local. Con las tÈcnicas actuales se pueden obtener medidas precisas e independientes de la distancia a las galaxias que lo habitan, fijando sus propiedades bÀsicas como luminosidad, contenido estelar, de gas y de polvo, ritmo de formaciÑn estelar o masa. El primer catÀlogo de galaxias del VL fue compilado II època / Nº 102

en 1979 por Kraan-Korteweg y Tammann, comprendiendo 179 galaxias. El eminente astrÑnomo ruso Igor Karachetsev elevÑ el nÇmero hasta 226 en 1994. La actual versiÑn de galaxias censadas en el VL es de 550 objetos, la mayorÌa localizados en los grupos del Escultor, Centauro y M 81. El anÀlisis del VL no se ha centrado Çnicamente en el estudio de las propiedades Ñpticas (esto es, de los colores que nosotros vemos) de las galaxias, sino que se ha abierto a todo el espectro electromagnÈtico, desde los rayos X a las ondas de radio. Cada parcela espectral permite ampliar el conocimiento de un aspecto concreto de las galaxias: mientras que en los colores del Ñptico e infrarrojo cercano identificamos la componente estelar, cuando observamos en ultravioleta destacan las regiones activas de formaciÑn estelar y las poblaciones mÀs jÑvenes de estrellas;

Figura 3. (Izquierda) Galaxia NGC 247 en los filtros B (azul), R (verde) y H (rojo), resaltando este Çltimo la posiciÑn de las regiones de formaciÑn estelar (WFC en el 2,5 m INT). (Derecha) Imagen de la galaxia enana starburst

si miramos en infrarrojo analizamos el polvo que convive entre las estrellas y el gas, mientras que si observamos en ondas de radio podemos contabilizar la cantidad de gas hidrÑgeno o gas molecular disponible para formar nuevos soles. En rayos X y en continuo de radio vemos las regiones mÀs energÈticas de las galaxias. SÑlo un anÀlisis combinando todos los datos multifrecuencia permiten entender quÈ ocurre dentro de las galaxias, cÑmo evolucionan y cÑmo se relacionan con su entorno. L as lÌneas de emisiÑn en el espectro Ñptico: el gas ionizado Antes de pasar a colores mÀs exÑticos debemos recordar que dentro del rango Ñptico tenemos mÀs informaciÑn. En varias ocasiones se ha citado al gas

NGC 5253 combinando imÀgenes del HST en filtros UV (azul), H (verde) y [S II] (rojo). (Abajo) Espectro Ñptico tÌpico de una galaxia starburst (POX 4) mostrando gran cantidad de lÌneas de emisiÑn del gas ionizado (ISIS en el 4,2 m WHT). ImÀgenes cedidas por el autor.

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ionizado como un componente de las galaxias y una caracterÌstica importante para su clasificaciÑn. El gas ionizado (localizado en las nebulosas o regiones H II) nos indica dÑnde estÀ sucediendo la formaciÑn estelar: algunos de los soles reciÈn nacidos son tan masivos y luminosos que emiten grandes cantidades de radiaciÑn ultravioleta, encendiendo el gas. Como consecuencia de los fenÑmenos fÌsicos que acontecen en el interior de las nubes de gas ionizadas, los fotones liberados muestran caracterÌsticas muy concretas que dependen de la cantidad de gas ionizado y de la composiciÑn quÌmica de la nube: el espectro observado (descomposiciÑn de la luz en frecuencia) es rico en lÌneas de emisiÑn. En la Figura 3 se muestra como ejemplo el espectro Ñptico de la galaxia POX 4.
Figura 4. DistribuciÑn (izquierda) y cinemÀtica (derecha) del gas atÑmico (H I) para 26 galaxias del cartografiado LVHIS (Local Volume H I Galaxies) usando datos obtenidos con el interferÑmetro ATCA (Australia). Destaca la impresionante distribuciÑn de gas atÑmico en la galaxia M 83 (segundo objeto en columna central). PÑster presentado en la conferencia internacional «Galaxies in the Local Volume» celebrada en Sydney en julio de 2007.

conocer con relativo detalle la composiciÑn quÌmica del gas (metalicidad) y otras propiedades fÌsicas como su densidad, su temperatura, cuÀnto se extingue la luz o cÑmo se mueve el gas. Las galaxias espirales muestran un gradiente de abundancias: las regiones mÀs cÈntricas son mÀs ricas quÌmicamente (estÀn mÀs evolucionadas) que las regiones mÀs externas. AdemÀs, se detectan muchas galaxias enanas e irregulares con metalicidades muy bajas (abundancias quÌmicas alrededor del 1 % de la solar), lo que indica que o son muy jÑvenes o la formaciÑn estelar ha estado parada durante miles de millones de aßos. La cinemÀtica determinada a partir de la variaciÑn de la posiciÑn de las lÌneas de emisiÑn ha permitido conocer la rotaciÑn de las galaxias, detectar agujeros negros supermasivos y localizar corrientes de marea desencadenadas por la interacciÑn y fusiÑn de dos sistemas independientes. Otros anÀlisis de galaxias se realizan estudiando las lÌneas de absorciÑn que se forman en las estrellas de clase intermedia y tardÌa, con las que tambiÈn se estima la metalicidad y la edad de la formaciÑn estelar. Sin embargo, el anÀlisis del gas ionizado tiene la gran ventaja de su alta luminosidad y alto brillo superficial que, junto al espectro de lÌneas de emisiÑn, permite su observaciÑn en objetos muy lejanos. El rango ultravioleta: las estrellas masivas A la hora de estudiar los fenÑmenos de la formaciÑn estelar y las estrellas masivas, es fundamental i r s e a l o n g i t u d e s d e o n d a d e l u l t r a v i o l e t a ( U V, 1.000­3.000 å), pero Èstas sÑlo son accesibles desde el espacio. Las estrellas O y B de tipo temprano, las mÀs calientes (temperaturas superficiales entre 20.000 y 50.000 K) y masivas, emiten gran parte de su luz en estas frecuencias, (ver NGC 5253 en Figura 3). Las observaciones en el rango UV trazan muy bien la poblaciÑn de estrellas jÑvenes de las galaxias y no sÑlo las regiones de formaciÑn estelar mÀs activas que traza la emisiÑn en H. Aunque el HST observa en UV, otros satÈlites dedicados en exclusiva a este rango espectral han sido el International Ultraviolet Explorer (IUE) o el Far Ultraviolet Spectroscopic Explorer (FUSE), aunque estaban dedicados mÀs a objetos galÀcticos. Desde 2003, el satÈlite GALEX (Galaxy Evolution Explorer), de medio metro de tamaßo, realiza un cartografiado en UV de todo tipo de galaxias cercanas, el denominado GALEX Atlas of Nearby Galaxies. Uno de sus primeros resultados es el hallazgo de regiones de formaciÑn estelar en zonas externas de galaxias cercanas (como en M 83) donde apenas existe emisiÑn en H; posiblemente son consecuencia de perturbaciones gravitatorias. El infrarrojo lejano: el polvo interestelar Otro rango espectral inaccesible desde la superficie terrestre es el infrarrojo lejano (FIR, de 20 a

La lÌnea de emisiÑn mÀs brillante es la lÌnea alfa del hidrÑgeno, H, situada a 6.563 å (la zona roja de nuestro arco iris). Usando un tipo de filtros para seleccionar sÑlo esta emisiÑn nebular se pueden localizar las regiones activas donde estÀn naciendo las estrellas, estimar el ritmo de formaciÑn estelar y trazar los brazos espirales de las galaxias. TambiÈn se pueden descubrir estructuras difusas, como oquedades y filamentos, consecuencia de explosiones de supernova y vientos de estrellas masivas (NGC 5253, Figura 3) o la existencia de vientos galÀcticos en galaxias con mucha formaciÑn estelar (M 82, Figura 8). AdemÀs de lÌneas de hidrÑgeno, el gas ionizado presenta lÌneas de emisiÑn de otros elementos quÌmicos como helio, oxÌgeno, nitrÑgeno, azufre, argÑn, cloro, hierro,... Gracias a este cÑdigo de barras, y a pesar de la gran distancia que nos separa, podemos
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350 micras). Mientras que en el infrarrojo cercano observamos las estrellas mÀs frÌas y viejas, las gigantes rojas y enanas marrones (objetos con temperaturas entre 3.500 y 700 K), en FIR nos movemos en el rango de temperaturas entre 20 y 140 K (250­130 grados bajo cero en la escala Celsius), permitiendo el estudio de la radiaciÑn tÈrmica del polvo frÌo. En FIR penetramos en las regiones mÀs densas de gas y polvo, completamente opacas en el Ñptico, obteniendo una visiÑn Çnica de las regiones de formaciÑn estelar, desde sistemas planetarios en formaciÑn a discos de galaxias espirales y centros galÀcticos.

hallan ocultas por el polvo. Estos objetos muestran una formaciÑn estelar muy elevada y claros indicios de interacciones, como Las Antenas (Figura 7) o Arp 220. Desde 2003 estÀ disponible el telescopio espacial Spitzer que consta de un espejo de 85 cm enfriado casi al cero absoluto. Realiza tanto imÀgenes como espectroscopia en FIR, siendo capaz de detectar molÈculas orgÀnicas que sÑlo emiten en estas frecuencias. Las imÀgenes astronÑmicas mÀs sorprendentes de los Çltimos aßos se han realizado con Spitzer, como su visiÑn de M 51 (Figura 1). El

Figura 5.La galaxia espiral M 81 en mÇltiples frecuencias: UV (GALEX), Ñptico (R. Gendler), NIR (2MASS), FIR (Spitzer) y radio continuo (3,6 cm VLA), incluyendo el detalle de SN 1993J obtenido con VLBI. A la derecha, imagen del grupo de galaxias de M 81 y M 82 en Ñptico y en 21 cm HI radio (VLA), des-

Muchos descubrimientos en FIR se consiguieron a finales del siglo pasado con datos de los satÈlites IRAS (InfraRed Astronomical Satellite) e ISO (Infrared Space Observatory). De especial r e l e v a n c i a f u e r o n l a s o b s e r v a c i o n e s d e I R A S , l a nzado en 1983 y que cartografiÑ el 93 % del cielo en FIR, detectando alrededor de 350.000 nuevas fuentes astronÑmicas. Sus datos mostraron una clara relaciÑn entre la emisiÑn en infrarrojo y el ritmo de formaciÑn estelar que una galaxia experimenta. AdemÀs, IRAS detectÑ un tipo de galaxias muy luminosas en FIR, denominadas LIRG (Luminous infrared galaxies), cuyas poblaciones estelares se II època / Nº 102

proyecto SINGS (Spitzer Infrared Nearby Galaxy Survey), liderado por los astrofÌsicos Robert Kennicutt, Jr. y Daniela Calzetti, desarrolla un anÀlisis de 75 galaxias cercanas para caracterizar la emis i Ñ n e n F I R a l o l a rg o d e l a s e c u e n c i a d e H u b b l e , concretando la distribuciÑn de estrellas viejas (a 3,6 micras) y las regiones de formaciÑn estelar y polvo (a 24 micras). Los objetivos del proyecto SINGS van mÀs allÀ del estudio en FIR, sino que propone combinar esos resultados con datos de GALEX (UV), Ñptico, infrarrojo cercano y radio para obtener un Atlas espectral UV-radio en bandas anchas de galaxias cercanas.

velando la complejidad de la nube de gas atÑmico que envuelve al sistema, con varios puentes entre las galaxias. El recuadro en la imagen Ñptica de M 81 y M 82 tiene el mismo tamaßo que las figuras de M 81 en UV y Ñptico. El recuadro en la imagen Ñptica de M 81 tiene el mismo tamaßo que las figuras en NIR, FIR y radio continuo. 31


L as ondas de radio a 21 cm: el gas atÑmico Mucho de nuestro conocimiento actual de las galaxias se ha conseguido a travÈs de estudios del gas atÑmico en la lÌnea de 21 cm del hidrÑgeno neutro. Estos anÀlisis son fundamentales para conocer los procesos que dirigen la formaciÑn estelar, la dinÀmica y estructura del medio interestelar y la distribuciÑn de materia (ordinaria y oscura) en las galaxias, incluida la VÌa LÀctea. El hidrÑgeno atÑmico es generalmente muy abundante en las galaxias y no sufre de la extinciÑn por el polvo. Aunque las primeras observaciones en H I se realizaron con radiotelescopios de una Çnica antena2, en los Çltimos treinta aßos se han construido varios complejos que combinan la luz de varias antenas: los radio-interferÑmetros. Los mÀs conocidos son VLA (Very Large Array, EE.UU.), ATCA (Australia Telescope Compact Array, Australia) y WSRT (Westerbork Synthesis Radio Telescope, Holanda). Los
Figura 6. (Izquierda) Galaxia elÌptica M 87, a 17 Mpc (50 millones de aßos luz), observada por VLA a diferentes frecuencias del continuo de radio y diferentes escalas espaciales: desde 90 cm mostrando la estructura a gran escala, hasta 2 cm (con VLBA, interferometrÌa de muy larga base) desvelando la zona mÀs interna del chorro de gas que sale del agujero negro central masivo del centro de la galaxia, muy colimado por los campos magnÈticos del disco caliente que rodea el agujero negro. La emisiÑn en rojo en la imagen a 90 cm corresponde a la zona mÀs brillante (imagen a 20 cm) y coincide con el mÀximo de luz en Ñptico. TambiÈn se ha incluido la imagen del HST para comparaciÑn (Imagen cortesÌa de NRAO/AUI). (Derecha) Galaxia Centauro A observada por la antena de Parkes (Australia) a 1,4 GHz y cubriendo un tamaßo de 9° x 5° y por VLA (Imagen cortesÌa Ilana Feain, ATNF).

mapear en H I galaxias del VL usando el interferÑmetro ATCA. Los objetivos son investigar los alrededores de las galaxias buscando objetos compaßeros de baja masa, concretar la rotaciÑn del gas atÑmico, determinar sus masas y establecer una relaciÑn entre la velocidad de rotaciÑn y la luminosidad en Ñptico e NIR (relaciÑn Tully-Fisher). Una muestra de galaxias observadas por LVHIS se presenta en la Figura 4: destaca la espectacularidad del gas atÑmico en M 83, que abarca un diÀmetro de cerca de un grado (la componente estelar visible en Ñptico es cinco veces mÀs pequeßa) y presenta un brazo de marea que sugiere que ha interaccionado con un objeto enano. Las interacciones entre galaxias se observan muy bien en H I porque el gas atÑmico suele estar mÀs extendido que la componente estelar y asÌ es perturbado mÀs fÀcilmente. Los anÀlisis interferomÈtricos de galaxias en H I han revelado estructuras complejas que poco tienen que ver con lo que se observa en otras

interferÑmetros han permitido ampliar la resoluciÑn angular de las observaciones en H I hasta hacerlas mÀs o menos comparables con las obtenidas en otras frecuencias. En 2001, el astrofÌsico John Hibbard (NRAO, EE.UU.) compilÑ mÀs de 200 galaxias observadas con interferÑmetro radio, The H I Rogues Gallery, pero aÇn no se disponÌa de un estudio sistemÀtico de una muestra de galaxias cercanas. Ahora, dos grandes proyectos lo estÀn realizando: THINGS y LVHIS. El proyecto THINGS (The H I Nearby Galaxy Survey), liderado por Fabian Walter (MPIA, Alemania), usa datos de VLA para analizar una muestra de 34 galaxias de SINGS dentro del VL cubriendo desde galaxias de baja masa pobres en metales y sin mucha formaciÑn estelar hasta espirales masivas. PermitirÀ resolver estructuras de hasta 500 pc (1.630 aßos luz), resolviendo los brazos espirales y trazando la estructura fina de H I, ademÀs de concretar la rotaciÑn de las galaxias. Con Èsta, se determinarÀ la masa dinÀmica y se analizarÀ la cantidad de materia oscura presente en cada sistema. Por otro lado, el proyecto LVHIS (Local Volume H I Survey; se pronuncia «Elvis»), dirigido por la astrofÌsica BÄrbel Koribalski (ATNF, Australia), pretende

f r e c u en ci as . L o s ej em p lo s m Às i mp a ct an te s s o n la Corriente MagallÀnica (una nube alargada de gas H I que envuelve las Nubes de Magallanes y se extiende por mÀs de 100° en el cielo, alrededor de la VÌa LÀctea e interaccionando con ella) o la estructura encontrada en el grupo de galaxias de M 81 y M 82 (Figura 5). La cinemÀtica del gas proporciona pistas vitales para entender cÑmo han ocurrido estas interacciones o fusiones de galaxias. Otro cartografiado en radio es FIGGS (Faint Irregular Galaxias GMRT Survey), que observa una muestra de 65 galaxias enanas del VL con el interferÑmetro indio GMRT (Giant Metrewave Radio Telescope). Estos estudios se verÀn completados en el futuro con los cartografiados que realizarÀn ASKAP (Australia SKA Pathfinder) y SKA (Square Kilometre Array), este Çltimo con sensibilidad cien veces superior a la de los interferÑmetros actuales y que permitirÀ indagar en el Universo temprano, cuando se encendieron las primeras estrellas y galaxias. L as ondas de radio milimÈtricas: el gas molecular Las zonas mÀs frÌas y densas de las regiones de formaciÑn estelar son las nubes moleculares, objetos

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ricos en molÈculas como CO, H2, NH3 o HCN. Aunque H2 es la mÀs abundante, su observaciÑn es muy difÌcil porque necesita de temperaturas relativamente altas para excitarse. AsÌ, se suele usar el monÑxido de carbono (CO) para trazar la componente molecular de las nebulosas y galaxias. A pesar de las gÈlidas temperaturas que dominan dichas nubes (10 K), esta molÈcula vibra emitiendo radiaciÑn en ondas milimÈtricas, destacando la emisiÑn en la lÌnea de 2,6 mm. Aunque las observaciones se han limitado a las nubes moleculares de nuestra Galaxia, en los Çltimos aßos se ha dado el salto al campo extragalÀctico. El gas molecular traza las regiones de formaciÑn estelar mÀs densas asociadas a los brazos espirales: de hecho, comparando los datos en Ñptico y en CO, se observa claramente cÑmo las bandas oscuras de polvo y gas de las galaxias (incluida la nuestra) emiten prÀcticamente

44 galaxias espirales del VL obtenidas con BIMA ( B e r k e l e y - I l l i n o i s - M a r y l a n d A r r a y, E E . U U . ) . L a emisiÑn del gas molecular junto a la emisiÑn de gas atÑmico traza muy bien el ritmo de formaciÑn de una galaxia (Ley de Schmidt-Kennicutt). En este rango, un paso de gigantes lo proporcionarÀ el interferÑmetro ALMA (Atacama Large Millimetre Array, Chile), que combinarÀ la luz de 64 antenas de 12 metros de tamaßo y verÀ la luz en 2012. Con una resoluciÑn espacial de 10 milisegundos de arco (diez veces mejor que VLA y HST), ALMA revolucionarÀ nuestro conocimiento del Cosmos tanto a escala galÀctica (detecciÑn de discos planetarios alrededor de estrellas o detalles morfolÑgicos y cinemÀticos de las nubes moleculares) como extragalÀctica (detectar gas molecular en galaxias con baja metalicidad, resolver la cinemÀtica de nÇcleos activos de galaxias

Figura 7. Galaxias en interacciÑn NGC 4038/4039, (Las Antenas), en todas las frecuencias. Arriba, detalles de la zona central del sistema observado en rayos X (Chandra), visible (NOAO/ HST), NIR (WIRC/PO), FIR (Spitzer) y continuo de radio a 20 cm (VLA), donde se han superpuesto los contornos con la emisiÑn de CO a 2,6 mm (BIMA). Abajo, visiÑn total de las galaxias en UV (GALEX), Ñptico (SSRO/ NOAO) y H I (VLA). Sobre la imagen en Ñptico se indica

toda la radiaciÑn de CO. En la Figura 1 se muestra el mapa de CO de la galaxia M 51 conseguido al combinar los datos de la antena de 30 m de Pico Veleta (Sierra Nevada, Espaßa) con los proporcionados por el interferÑmetro OVRO (Owens Valley Radio Observatory, EE.UU.), que permitiÑ determinar la cantidad de turbulencia en sus brazos espirales. El cartografiado BIMA-SONGS (BIMA Survey of Nearby Galaxies) ha realizado observaciones en CO de una muestra de II època / Nº 102

y cuÀsares o localizar galaxias con formaciÑn estelar intensa a distancias cosmolÑgicas). El continuo de radio: los campos magnÈticos AÇn dentro de longitudes de onda de radio, las emisiones de H I a 21 cm o del gas molecular en milimÈtricas no dejan de ser lÌneas de emisiÑn a frecuencias determinadas. En realidad, la radiaciÑn

el tamaßo de las imÀgenes superiores. La fuerte interacciÑn entre las galaxias ha desatado una intensa formaciÑn estelar, que se observa en todas las frecuencias. Se han desarrollado dos colas de marea muy ricas en gas hidrÑgeno neutro. 33


emitida en ondas de radio en una galaxia (continuo de radio) es, bÀsicamente, radiaciÑn sincrotrÑn de electrones energÈticos moviÈndose a lo largo del sistema, acelerados y calentados por los campos magnÈticos. Esta radiaciÑn no-tÈrmica estÀ asociada a fenÑmenos violetos como explosiones de supernova o nÇcleos activos de galaxias. Por ejemplo, en M 81 se encuentra una regiÑn sobre uno de los brazos espirales que destaca mucho en radio continuo (Figura 5): se trata del resto de la explosiÑn de la supernova SN 1993J. Comparando mapas obtenidos con VLBI (interferometrÌa de muy larga base) durante nueve aßos se ha podido determinar su velocidad de expansiÑn y estimar una distancia a M 81 de 3,96 Mpc (12,9 millones de aßos luz).

circundante (como el observado en M 87, Figura 2). Centauro A se encuentra a sÑlo 4,1 Mpc (13,4 millones de aßos luz) y alberga el agujero negro supermasivo mÀs cercano. Desde la dÈcada de los 80 se sabe que posee alta emisiÑn en radio continuo; es famosa la imagen obtenida con VLA (Figura 6) mostrando los dos lÑbulos principales perpendiculares al disco de polvo. Sin embargo, Èstos representan menos del 1 % de toda la emisiÑn, que se detecta a una distancia mayor de 4°. Un proyecto liderado por la astrofÌsica Ilana Feain (ATNF, Australia) estÀ observando esta extensa estructura con ATCA, realizando alrededor de 400 apuntados que luego se combinaran en un mosaico que permitirÀ estudiarla con detalle. EmisiÑn en Rayos X: fenÑmenos violentos Algunas radiogalaxias tambiÈn emiten considerable cantidad de rayos X como consecuencia de los choques de las partÌculas expulsadas a gran velocidad con el medio circundante, ca