¿Qué tienen en común las imágenes del cielo naranja de Nueva York con la búsqueda de las galaxias (¿más?) lejanas?

Uno de los objetivos más importantes del telescopio JWST es descubrir y estudiar en detalle galaxias lejanas, incluidas las primeras galaxias que se formaron en el universo. ¿Cómo abordamos este trabajo? ¿Qué dificultades tiene? ¿Qué hemos aprendido en este primer año de operaciones de JWST sobre este tema? Las respuestas, desde el punto de vista físico, están relacionadas con las imágenes de un Nueva York estilo Blade Runner o Marte que hemos visto estos días. Lo explicamos.

Lo primero que hacemos los que nos dedicamos a esto de las galaxias primigenias es, de hecho, buscar una aguja en un pajar. Básicamente queremos identificar unas pocas decenas de galaxias candidatas a estar a gran distancia de nosotros de entre las decenas de miles de galaxias nuevas (es decir, que nadie conocía) que aparecen en imágenes con JWST.

Gran parte de los datos que ha tomado JWST son imágenes con las que queremos descubrir nuevas galaxias y a la vez calcular las distancias a las que están. Los métodos para determinar esas distancias a partir de imágenes no cuentan con gran precisión y a veces fallan estrepitosamente, pero son los únicos aplicables con este tipo de datos que pretenden estudiar decenas o centenares de miles de nuevas galaxias. El método se basa en analizar lo que conocemos como colores de las galaxias.

¿Qué es el color de una galaxia? Las palabras se quedan cortas, lo que ‘vemos’ con JWST son fotones en longitudes de onda infrarroja, radiaciones no detectables por el ojo humano. En física, color es si emite más o menos energía

¿Qué es el color de una galaxia (o de cualquier cosa)? El color, a secas, nos dice la RAE que es la “sensación producida por los rayos luminosos que impresionan los órganos visuales y que depende de la longitud de onda”. Las palabras se quedan cortas porque las galaxias lejanas que “vemos” con JWST las detectamos a través de fotones en longitudes de onda del infrarrojo medio, que empieza en el rango que utilizan nuestros mandos a distancia de la tele y acaban donde emiten la mayor parte de su energía algunos calentadores infrarrojos (como los de estadios de fútbol) o nuestros cuerpos (en ausencia de cualquier iluminación). Ninguna de estas radiaciones es detectable por el ojo humano, que solo ve longitudes de onda equivalentes al conocido arcoíris. Pero en física hablamos del color de una cosa para comparar si emite más o menos energía en una longitud de onda con respecto a otra.

Si un objeto emite más energía en una zona del espectro con una longitud de onda más larga que otra, se dice que es rojo, y sería azul si pasa lo contrario. Si emite igual, es gris. Así construimos las imágenes bonitas que salen en artículos divulgativos como este. Para medir estos colores, lo que hacemos es tomar imágenes en varias zonas del espectro usando diferentes filtros o bandas que solo dejan pasar una parte de los fotones. JWST observa, por ejemplo, en bandas alrededor de una longitud de onda de 2 micras (de micrómetros, con la luz del arcoíris contando con una longitud de onda en torno a 0.5 micras), otra a 2.8, otra a 5.6, y así hasta unas 30 bandas cubiertas con varios instrumentos.

A grandes rasgos, una galaxia lejana debe ser aparentemente roja si comparamos la luz que nos llega de ella en la zona visible, la que ven nuestros ojos, o infrarrojo cercano, que ven telescopios como Hubble, con la infrarroja media, la de los mandos a distancia y JWST. La razón principal es porque la emisión de sus estrellas se desplaza hacia el rojo por el efecto de la expansión del universo. Así que al final las galaxias lejanas son muy muy rojas (infinitamente rojas si elegimos bien las bandas) si comparamos filtros en torno a 2.0-2.8 micras con filtros más azules (1.15 o 1.50 micras).

Midiendo no solo un color, sino varios (unos 10), determinamos lo que conocemos como desplazamiento al rojo (redshift; nota del autor: odio la traducción al español, es súperlarga), parámetro al que nos referimos con la letra z. Cuanto más alto es el redshift, mayor es la distancia a la que está la galaxia. Las distancias son tan grandes que la luz de galaxias lejanas ha tardado casi tanto como la edad del universo en llegar hasta nosotros. Así que cuando detectamos esos fotones nos dicen cómo era esa galaxia en el momento que los emitió, por lo que en realidad estamos viendo cómo era el universo en sus orígenes (y no sabemos cómo es ahora).

Detectamos fotones de galaxias lejanas que nos dicen cómo eran en el momento de emitirse, por lo que en realidad vemos cómo era el universo en sus orígenes (y no sabemos cómo es ahora)

Con JWST estamos llegando más allá de z∼10, que no parece muy alto (el Big Bang estaría en el límite infinito, que escribiríamos como z→∞) pero equivale a una edad del universo de unos 500 millones de años, menos de un 4% de su edad actual. Durante las primeras tres semanas de operaciones científicas normales de JWST se descubrieron 2 galaxias, de entre unas 10.000, cuyos colores indicaban que estaban a desplazamientos al rojo mayores que z∼10, más en concreto, z∼11 y z∼16. Las descubrieron varios equipos de investigación trabajando independientemente sobre los mismos datos. Y todos coincidieron en sus resultados sobre el desplazamiento al rojo. No esperábamos encontrar unas galaxias tan lejanas en el primer año de la misión, creíamos que debíamos tomar datos durante varios años para llegar tan lejos. Dicho de otra manera, estábamos viendo galaxias demasiado brillantes para la distancia a la que pensábamos que estaban. El descubrimiento fue tan temprano e inesperado que incluso les pusimos nombres especiales a las galaxias. La de z∼11 la llamamos la Galaxia Maisie, el nombre de la hija del primer autor del artículo en el que presentamos el descubrimiento (los científicos tenemos nuestro corazoncito). Y la otra la llamaron la Galaxia de Schrödinger, por algo más físico que explicamos a continuación.

El problema es que una galaxia puede parecer roja en imágenes como las tomadas por JWST no solo porque sea distante, y además hay muchos tipos de “rojo”. Hay otras formas de hacer que una galaxia sea roja. Una de ellas se basa en la misma razón que explica por qué estamos viendo esas imágenes de Nueva York.

Algunas galaxias albergan mucho polvo, partículas de carbono, silicio, hidrógeno y otros elementos, durante la formación de nuevas estrellas. Nosotros somos el resultado de cómo se unió polvo durante millones de años, dando lugar a planetas y vida

Cuando en un medio existe mucho polvo, definido como partículas de carbono, silicio, hidrógeno y otros elementos, del tamaño alrededor de una micra, la luz que pasa a través de él no lo hace de manera homogénea. Podríamos decir que la trayectoria de los fotones azules es desviada en todas direcciones, se dice que se dispersan. En contraste, los fotones rojos atraviesan el medio más fácilmente, y al final son los que llegan a nuestros ojos. Además, en general, muchos fotones de todo tipo se los come el polvo, pero sobre todo los azules. Esto es lo que explica que veamos un Nueva York anaranjado y oscuro en estos días en los que han llegado partículas de los incendios de Canadá. También explica esos atardeceres preciosos en España cuando nos invade el polvo del Sáhara.

Algunas galaxias albergan mucho polvo creado en una gran pira como es la formación de nuevas estrellas. De hecho, todas las galaxias grandes que vemos a nuestro alrededor seguramente han tenido un momento en el que era mejor pasar una mopa, y en realidad nosotros somos el resultado de esa mopa metafórica, que unió el polvo durante millones de años, dando lugar a planetas y vida. Si una galaxia tiene polvo, la vemos roja, y el problema para los que estudiamos galaxias primigenias es que podemos confundir una galaxia muy lejana que es roja por su distancia con otra más cercana con mucho polvo.

¿Cómo distinguir una galaxia roja cercana con polvo de una galaxia roja muy lejana? Pues JWST da también la solución, es la mayor potencia del observatorio: se toman datos de otro tipo, no de imagen, sino espectroscópicos. Y esos datos dan mucha más información, aunque son mucho más difíciles de obtener, se necesita mucho más tiempo de observación. Por ello debemos preseleccionar objetos interesantes para hacerles lo que se conoce como seguimiento espectroscópico.

El seguimiento espectroscópico de Maisie y Schrödinger, liderados por un español (trabajando fuera de España), indicaron que efectivamente la primera era muy lejana, z∼11, pero la otra era una galaxia polvorienta más cercana, a z∼5. Esos valores se transforman en edades del universo de 500 y 1.200 millones de años, que no parecen tan diferentes, pero lo son, aunque sólo sea en tamaño del universo conocido, éste era el doble de grande a z∼5 que a z∼11. De hecho, había algunos indicios de que la galaxia Schrödinger podía no estar a z∼16, pero todos los análisis (salvo uno, he de decir orgulloso, aunque triste porque z∼16 hubiera sido tremendo) indicaban una mayor probabilidad de esa posibilidad sobre la alternativa polvorienta. Solo con nuevos datos, “abriendo la caja para ver el gato”, conocimos la verdadera naturaleza de la galaxia Schrödinger.

Habiendo hablado de cómo descubrimos galaxias lejanas y qué dificultades tiene este trabajo, terminamos con ¿qué hemos aprendido sobre la formación del universo este primer año de operaciones de JWST? Pues dos cosas, ambas inesperadas y muy relacionadas, aparte de instruirnos sobre cómo debemos usar JWST. La primera es que el universo fue capaz de formar galaxias más rápido de lo que pensábamos, galaxias como Maisie no creíamos que debían existir, es demasiado brillante para lo lejos que está. Y la segunda cosa es que lo que podría parecer un fracaso, como es que pensáramos que Schrödinger era la galaxia más distante jamás observada, en realidad es otro gran resultado, de hecho el mismo. Galaxias como Schrödinger tienen demasiado polvo para ser tan distantes como son, el universo fue capaz de formar elementos como el carbono o el silicio muy rápido y convertirlo en polvo muy eficientemente. Esto siempre me lleva a pensar que “entidades basadas en carbono” podrían llevar mucho tiempo danzando por el cosmos. ¡Todo fascinante!, desde mi punto de vista muy sesgado. Seguiremos informando.

Vacío Cósmico es una sección en la que se presenta nuestro conocimiento sobre el universo de una forma cualitativa y cuantitativa. Se pretende explicar la importancia de entender el cosmos no solo desde el punto de vista científico sino también filosófico, social y económico. El nombre “vacío cósmico” hace referencia al hecho de que el universo es y está, en su mayor parte, vacío, con menos de un átomo por metro cúbico, a pesar de que en nuestro entorno, paradójicamente, hay quintillones de átomos por metro cúbico, lo que invita a una reflexión sobre nuestra existencia y la presencia de vida en el universo. La sección la integran Pablo G. Pérez González, investigador del Centro de Astrobiología, y Eva Villaver, profesora de investigación en el Instituto de Astrofísica de Canarias.

Puedes seguir a MATERIA en Facebook, Twitter e Instagram, o apuntarte aquí para recibir nuestra newsletter semanal.