?Qu¨¦ tienen en com¨²n las im¨¢genes del cielo naranja de Nueva York con la b¨²squeda de las galaxias (?m¨¢s?) lejanas?

Uno de los objetivos m¨¢s importantes del telescopio JWST es descubrir y estudiar en detalle galaxias lejanas, incluidas las primeras galaxias que se formaron en el universo. ?C¨®mo abordamos este trabajo? ?Qu¨¦ dificultades tiene? ?Qu¨¦ hemos aprendido en este primer a?o de operaciones de JWST sobre este tema? Las respuestas, desde el punto de vista f¨ªsico, est¨¢n relacionadas con las im¨¢genes de un Nueva York estilo Blade Runner o Marte que hemos visto estos d¨ªas. 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. B¨¢sicamente 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 conoc¨ªa) que aparecen en im¨¢genes con JWST.

Gran parte de los datos que ha tomado JWST son im¨¢genes con las que queremos descubrir nuevas galaxias y a la vez calcular las distancias a las que est¨¢n. Los m¨¦todos para determinar esas distancias a partir de im¨¢genes no cuentan con gran precisi¨®n y a veces fallan estrepitosamente, pero son los ¨²nicos aplicables con este tipo de datos que pretenden estudiar decenas o centenares de miles de nuevas galaxias. El m¨¦todo se basa en analizar lo que conocemos como colores de las galaxias.

?Qu¨¦ 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 f¨ªsica, color es si emite m¨¢s o menos energ¨ªa

?Qu¨¦ es el color de una galaxia (o de cualquier cosa)? El color, a secas, nos dice la RAE que es la ¡°sensaci¨®n producida por los rayos luminosos que impresionan los ¨®rganos 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 trav¨¦s 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 energ¨ªa algunos calentadores infrarrojos (como los de estadios de f¨²tbol) o nuestros cuerpos (en ausencia de cualquier iluminaci¨®n). Ninguna de estas radiaciones es detectable por el ojo humano, que solo ve longitudes de onda equivalentes al conocido arco¨ªris. Pero en f¨ªsica hablamos del color de una cosa para comparar si emite m¨¢s o menos energ¨ªa en una longitud de onda con respecto a otra.

Si un objeto emite m¨¢s energ¨ªa en una zona del espectro con una longitud de onda m¨¢s larga que otra, se dice que es rojo, y ser¨ªa azul si pasa lo contrario. Si emite igual, es gris. As¨ª construimos las im¨¢genes bonitas que salen en art¨ªculos divulgativos como este. Para medir estos colores, lo que hacemos es tomar im¨¢genes 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 micr¨®metros, con la luz del arco¨ªris contando con una longitud de onda en torno a 0.5 micras), otra a 2.8, otra a 5.6, y as¨ª 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 raz¨®n principal es porque la emisi¨®n de sus estrellas se desplaza hacia el rojo por el efecto de la expansi¨®n del universo. As¨ª 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 m¨¢s 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 traducci¨®n al espa?ol, es s¨²perlarga), par¨¢metro al que nos referimos con la letra z. Cuanto m¨¢s alto es el redshift, mayor es la distancia a la que est¨¢ 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. As¨ª que cuando detectamos esos fotones nos dicen c¨®mo era esa galaxia en el momento que los emiti¨®, por lo que en realidad estamos viendo c¨®mo era el universo en sus or¨ªgenes (y no sabemos c¨®mo es ahora).

Detectamos fotones de galaxias lejanas que nos dicen c¨®mo eran en el momento de emitirse, por lo que en realidad vemos c¨®mo era el universo en sus or¨ªgenes (y no sabemos c¨®mo es ahora)

Con JWST estamos llegando m¨¢s all¨¢ de z¡«10, que no parece muy alto (el Big Bang estar¨ªa en el l¨ªmite infinito, que escribir¨ªamos como z¡ú¡Þ) pero equivale a una edad del universo de unos 500 millones de a?os, menos de un 4% de su edad actual. Durante las primeras tres semanas de operaciones cient¨ªficas 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, m¨¢s en concreto, z¡«11 y z¡«16. Las descubrieron varios equipos de investigaci¨®n trabajando independientemente sobre los mismos datos. Y todos coincidieron en sus resultados sobre el desplazamiento al rojo. No esper¨¢bamos encontrar unas galaxias tan lejanas en el primer a?o de la misi¨®n, cre¨ªamos que deb¨ªamos tomar datos durante varios a?os para llegar tan lejos. Dicho de otra manera, est¨¢bamos viendo galaxias demasiado brillantes para la distancia a la que pens¨¢bamos 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 art¨ªculo en el que presentamos el descubrimiento (los cient¨ªficos tenemos nuestro corazoncito). Y la otra la llamaron la Galaxia de Schr?dinger, por algo m¨¢s f¨ªsico que explicamos a continuaci¨®n.

El problema es que una galaxia puede parecer roja en im¨¢genes como las tomadas por JWST no solo porque sea distante, y adem¨¢s hay muchos tipos de ¡°rojo¡±. Hay otras formas de hacer que una galaxia sea roja. Una de ellas se basa en la misma raz¨®n que explica por qu¨¦ estamos viendo esas im¨¢genes de Nueva York.

Algunas galaxias albergan mucho polvo, part¨ªculas de carbono, silicio, hidr¨®geno y otros elementos, durante la formaci¨®n de nuevas estrellas. Nosotros somos el resultado de c¨®mo se uni¨® polvo durante millones de a?os, dando lugar a planetas y vida

Cuando en un medio existe mucho polvo, definido como part¨ªculas de carbono, silicio, hidr¨®geno y otros elementos, del tama?o alrededor de una micra, la luz que pasa a trav¨¦s de ¨¦l no lo hace de manera homog¨¦nea. Podr¨ªamos 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 m¨¢s f¨¢cilmente, y al final son los que llegan a nuestros ojos. Adem¨¢s, 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 d¨ªas en los que han llegado part¨ªculas de los incendios de Canad¨¢. Tambi¨¦n explica esos atardeceres preciosos en Espa?a cuando nos invade el polvo del S¨¢hara.

Algunas galaxias albergan mucho polvo creado en una gran pira como es la formaci¨®n 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 metaf¨®rica, que uni¨® el polvo durante millones de a?os, 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 m¨¢s cercana con mucho polvo.

?C¨®mo distinguir una galaxia roja cercana con polvo de una galaxia roja muy lejana? Pues JWST da tambi¨¦n la soluci¨®n, es la mayor potencia del observatorio: se toman datos de otro tipo, no de imagen, sino espectrosc¨®picos. Y esos datos dan mucha m¨¢s informaci¨®n, aunque son mucho m¨¢s dif¨ªciles de obtener, se necesita mucho m¨¢s tiempo de observaci¨®n. Por ello debemos preseleccionar objetos interesantes para hacerles lo que se conoce como seguimiento espectrosc¨®pico.

El seguimiento espectrosc¨®pico de Maisie y Schr?dinger, liderados por un espa?ol (trabajando fuera de Espa?a), indicaron que efectivamente la primera era muy lejana, z¡«11, pero la otra era una galaxia polvorienta m¨¢s cercana, a z¡«5. Esos valores se transforman en edades del universo de 500 y 1.200 millones de a?os, que no parecen tan diferentes, pero lo son, aunque s¨®lo sea en tama?o del universo conocido, ¨¦ste era el doble de grande a z¡«5 que a z¡«11. De hecho, hab¨ªa algunos indicios de que la galaxia Schr?dinger pod¨ªa no estar a z¡«16, pero todos los an¨¢lisis (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 Schr?dinger.

Habiendo hablado de c¨®mo descubrimos galaxias lejanas y qu¨¦ dificultades tiene este trabajo, terminamos con ?qu¨¦ hemos aprendido sobre la formaci¨®n del universo este primer a?o de operaciones de JWST? Pues dos cosas, ambas inesperadas y muy relacionadas, aparte de instruirnos sobre c¨®mo debemos usar JWST. La primera es que el universo fue capaz de formar galaxias m¨¢s r¨¢pido de lo que pens¨¢bamos, galaxias como Maisie no cre¨ªamos que deb¨ªan existir, es demasiado brillante para lo lejos que est¨¢. Y la segunda cosa es que lo que podr¨ªa parecer un fracaso, como es que pens¨¢ramos que Schr?dinger era la galaxia m¨¢s distante jam¨¢s observada, en realidad es otro gran resultado, de hecho el mismo. Galaxias como Schr?dinger tienen demasiado polvo para ser tan distantes como son, el universo fue capaz de formar elementos como el carbono o el silicio muy r¨¢pido y convertirlo en polvo muy eficientemente. Esto siempre me lleva a pensar que ¡°entidades basadas en carbono¡± podr¨ªan llevar mucho tiempo danzando por el cosmos. ?Todo fascinante!, desde mi punto de vista muy sesgado. Seguiremos informando.

Vac¨ªo C¨®smico es una secci¨®n 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 cient¨ªfico sino tambi¨¦n filos¨®fico, social y econ¨®mico. El nombre ¡°vac¨ªo c¨®smico¡± hace referencia al hecho de que el universo es y est¨¢, en su mayor parte, vac¨ªo, con menos de un ¨¢tomo por metro c¨²bico, a pesar de que en nuestro entorno, parad¨®jicamente, hay quintillones de ¨¢tomos por metro c¨²bico, lo que invita a una reflexi¨®n sobre nuestra existencia y la presencia de vida en el universo. La secci¨®n la integran Pablo G. P¨¦rez Gonz¨¢lez, investigador del Centro de Astrobiolog¨ªa, y Eva Villaver, profesora de investigaci¨®n en el Instituto de Astrof¨ªsica de Canarias.

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