¡Hola de nuevo! Acabo de prepararos un nueva entrada «ligerita» (concretamente, con el peso del hidrógeno). Esta vez, fliparemos con las observaciones del medio interestelar en ondas radio y con las maravillas que podemos aprender de ellas. Entre otras cosas, veremos cómo podemos detectar la presencia de materia oscura en nuestra galaxia usando poco más que un cubo de pintura y algo de electrónica barata; así, en plan MacGyver.
Mucha gente piensa que el espacio entre las estrellas está «vacío», pero la realidad es bien distinta: en el «medio interestelar» puede haber mogollón de cosas muy interesantes. Necesitaríamos una entrada más larga que el pelo de Rapunzel para hablar de todas ellas:
Desde plasma, materia oscura, gas molecular o polvo estelar, hasta el fondo cósmico de microondas y los rayos cósmicos. En otras entradas del blog hablaremos sobre estas maravillas, pero en ésta nos centraremos solamente en… el gas interestelar (¡y os prometo que no os aburrirá!).
Las estrellas (todas ellas, incluido el Sol) nacen en titánicos conglomerados de gas y polvo llamados «nubes moleculares». Buscad un poco por el ciberespacio y encontraréis fotos de algunas de estas nubes.
Pero hay algo chocante sobre estos objetos que no mucha gente sabe. Aunque las fotos de muchas de estas nubes dan la impresión de que esas regiones son muy «densas», en realidad están prácticamente vacías: suele haber unos pocos cientos de átomos por centímetro cúbico. Eso es tan poquito, que cada átomo, moviéndose libremente por allí, puede tardar décadas, o incluso siglos, en chocar contra algún compañero.
Pero entonces, ¿por qué las fotos de estas nubes parecen tan densas? ¡Pues porque esas regiones son enormes! En unos pocos de esos píxeles, cabe todo un sistema solar! De ahí que a simple vista, nos parezcan tan «llenas». ¡Hay un buen montón de átomos a través de cada píxel!
Una de las emisiones de radio más interesantes que recibimos de estas nubes moleculares es la llamada «línea del hidrógeno atómico» (o «HI»), producida cuando el electrón que orbita a un protón cambia la dirección en la que «rota» sobre su propio eje. Al hacer esto, libera un rayito de luz.
Cada átomo de hidrógeno, en solitario, tardaría unos 10 millones de años en emitir un solo «rayito» de luz en esa «línea HI». Habéis leido bien: 10 millones de años (o más) es el tiempo medio que necesita un átomo de hidrógeno para decidirse si cambia o no la orientación de su electrón, emitiendo ese rayito de luz.
¡Wow! ¿Y podemos detectar desde la Tierra esas emisiones producidas de forma tan poco frecuente? ¡Estamos hablando de colisiones entre átomos que ocurren una vez cada decenas de años (o siglos), así como de fotones que, para un átomo en solitario, tardarían 10 millones de años en emitirse… ¡fotones que tampoco tienen por qué ir dirigidos precisamente hacia la Tierra!
Pero claro, esas nubes son tan grandes, que incluso procesos tan difíciles de ocurrir como la emisión HI ocurren de forma bastante frecuente cuando sumamos toda la nube. De hecho, desde la Tierra podemos captar estas débiles emisiones de radio sin problemas, emitidas desde nubes situadas incluso al otro lado de la Galaxia.
Aquí os paso una figurita muy chula en la que se muestra cómo cambia la forma de la línea HI a lo largo de buena parte de nuestra galaxia.
Esa figurita está hecha con una antena de solo un par de metros de diámetro. Se trata de la antena SALSA, que forma parte de un precioso proyecto docente del Observatorio Espacial de Onsala (en Suecia). Para los interesados, aquí os paso el enlace a SALSA:
De hecho, la línea de HI galáctico es tan fácil de detectar (¡incluso desde nubes en el otro lado de la Galaxia!), que podemos verla hasta usando un simple cubo de pintura, en lugar de un radiotelescopio.
Sí, habéis leido bien. Hay gente que ha llegado a detectar el HI galáctico usando un cubo de pintura. ¡Wow! MacGyver se tragaría el chicle del flipe: ¡podemos incluso usar esas medidas de HI para detectar la presencia de materia oscura en la Galaxia, usando un cubo y un poco de electrónica de los chinos! Aunque, para hacerlo muy bien, se necesita «calibrar» el cubo de pintura (y dependiendo de la calidad que se busque, eso puede complicar un poquitín el experimento).
Detectando hidrógeno galáctico con un bote de pintura
¿Cómo podemos detectar la presencia de materia oscura a partir de las medidas de HI? ¡Pues muy fácil! Por una parte, conocemos muy bien la frecuencia a la que se emite la radiación HI; lo podemos medir con muchísima precisión en un laboratorio (de hecho, esa frecuencia es la base para construir algunos de los relojes atómicos más precisos que existen).
Por otra parte, cuando observamos la línea de HI en el Universo, casi nunca la detectamos a su frecuencia real, sino que la vemos desplazada hacia el rojo o el azul, en función de cómo se mueve la nube molecular de origen con respecto a la Tierra. Por consiguiente, midiendo ese efecto Doppler de la línea HI, y cómo va cambiando a lo largo y ancho de nuestra Galaxia, podemos reconstruir la curva de rotación de toda la Vía Láctea y compararla con la predicción de la Gravitación Universal de Newton (o, ya que estamos, de la Relatividad General).
Como muchos de vosotros ya sabéis, cuando comparamos la curva de rotación real (que puede medirse con el HI y/o con otras moléculas) con la teórica (deducida a partir de la materia que «vemos», como las estrellas, el gas y el polvo), nos encontramos con un chocante resultado: la curva teórica no tiene nada que ver con la real. Concretamente, la curva de rotación real es muy «plana» (en el sentido de que toda la parte exterior de la Galaxia está orbitando a la misma velocidad lineal), lo cual puede explicarse perfectamente si añadimos una distribución de «materia invisible» (también llamada «materia oscura») que se sume a la materia «que sí podemos ver».
Este resultado de la curva de rotación no solamente se da en la Vía Láctea, sino también en la práctica totalidad de las galaxias de las que podemos medir, de forma robusta, sus curvas de rotación.
Pero las nubes moleculares no están hechas únicamente de hidrógeno atómico. También podemos detectar emisión del llamado «hidrógeno ionizado», que se produce típicamente en regiones más calientes, donde están formándose nuevas estrellas. Y, además del hidrógeno, también podemos detectar muchísmas moléculas (de hecho, ¡por eso se las llama «nubes moleculares»!): Se ha llegado a detectar agua, glucosa, cafeina, diversos azúcares, alcoholes,… vamos, que nos podríamos hacer un buen carajillo usando solamente sustancias del medio interestelar. Ahí lo tenéis: los ladrillos de la vida, esparcidos entre las estrellas.
José Cernicharo (uno de los radioastrónomos más famosos de España) es el investigador principal de un interesantísimo proyecto, con el que se generan moléculas en un laboratorio (mimetizando las condiciones del medio interestelar) y se detectan también en el Universo, a partir de observaciones realizadas mayormente con el radiotelescopio del Centro Astronómico de Yebes (cerca de la Guadalajara española). Aquí os paso el enlace a la web de su proyecto ERC «Nanocosmos»:
Otros lugares donde se encuentran moléculas orgánicas «a punta pala» son los discos protoplanetarios (los lugares donde se están formando, ahora mismo, planetas alrededor de otras estrellas). El instrumento artífice de estos descubrimientos es el Atacama Large mm/submm Array (ALMA), situado en la chilena planicie de Chajnantor. Aquí tenéis unos enlaces relativamente recientes sobre hallazgos de este tipo:
Moléculas orgánicas detectadas con ALMA en cinco discos protoplanetarios
Moléculas orgánicas complejas en un joven sistema estelar
Dentro de poco, en otra entrada os hablaré sobre una nube molecular muy especial, de la que un colega mío publicó, hace años, un resultado que cuando os lo cuente os hará explotar el cerebro. Tiene que ver con el Big Bang y la expansión del Universo. ¡Manteneos a la escucha!