El gas caliente que rodea la Vía Láctea

Estos días estoy intentando recuperar algo de mi tiempo de investigación astrofísica, dado que en los últimos tiempos diversas responsabilidades, que incluyen enseñar a estudiantes a hacer investigación en astrofísica y dar soporte instrumental al Telescopio Anglo-Australiano, han sido una prioridad. En cualquier caso, ya ayer había vísto la última nota de prensa del satélite de rayos X Chandra (NASA) en la que se detallaba un estudio realizado por un equipo internacional de astrónomos del gas caliente que rodea a nuestra Galaxia. Tenía pensado escribir algo sobre ello, pero Francis (th)E mule Science's News se me ha adelantado, y dado que él lo cuenta muy bien en su historia remito a ella para los detalles. A continuación sólo dejaré unos comentarios generales (vale, al final me enrollé).

Ilustración artística que muestra el enorme halo de gas caliente (en azul) alrededor de nuestra Galaxia, y que se extiende hasta un radio de unos 300 000 años luz de la Vía Láctea. Se incluyen la partes ópticas (la componente estelar, principalmente) de la Vía Láctea y las Nubes de Magallanes por comparación. Crédito de la imagen: NASA/CXC/M.Weiss; NASA/CXC/Ohio State/A Gupta et al.
Una galaxia está compuesta básicamente por 4 componentes: estrellas, gas, polvo y materia oscura. Para "pesar" una galaxia tenemos que sumar correctamente la masa de cada una de estas componentes. Las estrellas están sobre todo en el disco espiral y en el bulbo (la parte central) de las galaxias, aunque existen algunas estrellas moviéndose mucho más lejos, formando los cúmulos globulares, e incluso pueden existir estrellas que hayan sido expulsadas por fuerzas de marea en el pasado o son los restos de una galaxia enana satélite que ha engullido la galaxia principal. Buena parte del gas (normalmente frío) se encuentra también en el disco de las galaxias: es así como se van a poder formar estrellas nuevas. El polvo contribuye poco, en este cómputo de masas normalmente se desprecia. Pero lo que sí es muy importante es la contribución de la materia oscura, que aparece de forma natural al examinar el movimiento de rotación de la galaxia. Así, los astrofísicos definieron el halo de una galaxia como todo aquello que está mucho más lejos que la componente estelar. En los últimos años, estamos encontrando en el halo de galaxias cercanas corrientes difusas de estrellas o gas, que nos hablan sobre la historia de formación estelar del sistema. Pero se cree que el halo está compuesto sobre todo de materia oscura, que distinguiremos de la materia "normal" (protones, neutrones, electrones que constituyen gas, estrellas y polvo) y que los científicos denominan bariónica.
De hecho, los modelos cosmológicos actualmente aceptados (materia oscura fría con constante cosmológica, o ΛCDM) predicen que primero se formaron halos de materia oscura, en sus centros las primitivas galaxias comenzaron a formarse, y poco a poco por unión de halos pequeños se fueron haciendo halos y galaxias más y más grandes. Pero a pesar de tener un origen común, la evolución de los halos de materia oscura y la materia bariónica evolucionan de forma diferente, precisamente porque los bariones (la materia normal) está afectada por otros muchos procesos como calentamiento, enfriamiento y turbulencia, que son muy difíciles de modelar. En parte, ésta es la causa de que los astrofísicos nunca hayan podido determinar bien cuánta masa "normal" (bariónica) existe dentro de los halos de las galaxias, dada que una parte importante debería estar calentada a temperaturas muy altas, superiores al millón de grados centígrados.
¿Cómo saben los astrófísicos eso? La pista la dieron las observaciones en rayos X: desde hace más de una década, se sabe que el halo de las galaxias poseen una componente de gas muy caliente que observamos en rayos X. Es más, galaxias más masivas tienen halos más grandes y emisión en rayos X más intensa. La hipótesis de que existe más masa bariónica en las galaxias de la que a priori vemos en estrellas, polvo y gas frío venía también a solventar (o al menos paliar en parte) otro de esos problemas de la Astrofísica de los últimos años: no contamos la misma cantidad de materia bariónica que la predicha por la teoría del Big Bang. Este problema, que recibió el nombre del problema de los bariones perdidos, trae de cabeza a muchos astrónomos desde hace tiempo, y no pocos congresos internacionales se han celebrado en los últimos tiempos para intentar aclararlo.
Bien, entonces, ¿de qué va la nota de prensa de Chandra? Un grupo de astrofísicos han usado observaciones en rayos X, no sólo empleando Chandra (NASA) sino también los satélites XMM-Newton (ESA) y Suzaku (JAXA, la Agencia Espacial Japonesa) para investigar el espectro de rayos X de galaxias no muy lejanas (pocos cientos de millones de años luz) pero brillantes a esas frecuencias (suelen ser Núcleos Activos de Galaxias o AGNs). El experimento es entonces buscar rasgos muy concretos (las líneas de iones O VII y O VIII, que indican átomos de oxígeno que han perdido 7 u 8 electrones, respectivamente, lo que sugiere que se mueven dentro de un gas extremadamente caliente) producidos por el halo de la Vía Láctea.
Con estas observaciones, han podido encontrar que el gas caliente del halo está a unas temperaturas de entre 1 y 2.5 millones de grados centígrados, y que la masa bariónica de dicho gas es de entre 10 mil y 60 mil millones de soles, quizá incluso algo más. El problema de determinar bien este número proviene de varias incertidumbres, como conocer bien la abundancia química de oxígeno dentro del halo. Como conté hace poco, el oxígeno es un elemento clave en la evolución del Universo, no sólo porque es fundamental para la vida y para nosotros, sino porque determina de forma fundamental cómo viven y mueren estrellas y galaxias. Por eso muchos astrofísicos nos peleamos mucho con los datos (=lo que decía que estoy intentando hacer estos días de investigación astrofísica) para saber mejor cuántos átomos de hidrógeno hay por cada átomo de oxígeno en nebulosas, estrellas y galaxias. A este número se le llama abundancia de oxígeno, en el caso del Sol, tenemos aproximadamente 1 átomo de oxígeno por unos 2000 átomos de hidrógeno. ¡Pero en muchas galaxias la proporción es mucho mayor, como 1 átomo de oxígeno por 50000 átomos de hidrógeno! Estos números marcan la evolución química de estrellas y galaxias y deben tenerse en cuenta en los modelos.
Finalmente, los autores del estudio también avisan de que, aunque sí parece que al menos parte de esos "bariones perdidos" se encuentran en efecto en el halo caliente de las galaxias, la densidad de tales halos es tan baja que es muy difícil de detectar en otras galaxias más lejanas, a pesar de que observemos la emisión cierta emisión en rayos X. Como bien concluye Francis, en realidad hacen falta más estudios de estos halos calientes para llegar a una solución clara al problema.