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Rotando Sin Materia Oscura: Curvas de Rotación del Pasado Distante

Título de los artículos técnicos: (1) KMOS3D: Dynamical constraints on the mass budget in early star-forming disks; (2) Strongly baryon-dominated disk galaxies at the peak of galaxy formation ten billion years ago; (3) Falling outer rotation curves of star-forming galaxies at 0.6≤z≤2.6 probed with KMOS3D and SINS/ZC-SINF; (4) The evolution of the Tully-Fisher relation between z~2.3 and z~0.9 with KMOS3
Autores: (1) S. Wuyts; (2) R. Genzel et al.; (3) P. Lang, et al.; (4) H. Übler, et al.
Institución del primer autor: (1) Department of Physics, University of Bath, Claverton Down Bath, BA2 7AY, UK; (2,3,4) Max-Planck-Institut für extraterrestrische Physik (MPE).

Hoy nos saltaremos un poco las reglas y en lugar de comentar un artículo, haremos lo propio con cuatro de ellos. No se asusten, esto no nos tomara más tiempo del habitual. Primero, las galaxias espirales rotan. Si, y el hielo se derrite, pero les juro que esto es importante. Sabemos que las galaxias espirales rotan porque (1) lo observamos en el movimiento de las estrellas de nuestra propia galaxia, la cual es una espiral, y (2) porque lo observamos al estudiar las propiedades del gas en otras galaxias donde la estructura espiral puede ser desenredada. Segundo, ¿cómo rotan las galaxias espirales? Esta pregunta no es trivial (aunque pudiera parecerlo). Observaciones del que convenientemente llamamos perfil de rotación (radio de la galaxia vs. velocidad de rotación) han sido realizadas desde la segunda parte del siglo XX, acarreando una importancia histórica al revelar la existencia de uno de los más intricados misterios de la ciencia moderna: la mayoría de la materia que observamos hoy no se puede ver. No se puede ver con telescopios de ningún tipo. Por lo tanto este componente, aparentemente invisible, recibió el nombre de “materia oscura”. La materia oscura solo se observa por su interacción gravitacional con las galaxias de hoy en día. ¿Cómo era esa interacción con las galaxias del pasado distante? Esa es la pregunta que nos atañe en los trabajos que reseñaremos en esta entrada. Pero antes, demos dos aclaraciones.

Las espirales rotan (duhhh), pero ¿cómo?

El nombre de Vera Rubin es una leyenda que quedará inmortalizada en la historia. Ella estudió durante años el perfil de rotación de docenas de galaxias. Años antes, un astrónomo bulgaro, Fritz Zwicky, descubrió que la materia observada en forma de estrellas no podía explicar contundentemente la masa total de los sistemas galácticos derivada de la dinámica  gravitacional que se obtenía al estudiar sus movimientos. Zwicky argumentó que existía una “materia faltante” en los cálculos. Rubin hizo lo propio al estudiar galaxias independientes. La rotación de las galaxias debería ser similar a la rotación de los planetas alrededor del Sol. Los planetas más cercanos se mueven más rápido que los más distantes. De la misma forma la velocidad orbital del gas y las estrellas de las galaxias debería disminuir con la distancia hacia el centro de las galaxias (curva A en azul de la figura 1). Vera Rubin obtuvo en su lugar un perfil casi plano (curva B en rojo de la figura 1). Por ende, Rubin sugirió que, de la misma manera que a los sistemas galácticos contienen una componente “faltante”, las galaxias espirales están dominadas por una materia oscura que las permea y aplana el perfil de rotación. Esta es en síntesis, la historia de la materia oscura, que representa alrededor del 90% de la materia global del Universo. Muchos han intentado encontrar la partícula responsable de esta componente oscura. Todos los intentos han sido infructuosos hasta el momento.

Figura 1: Curva A es el perfil de rotación esperado y la curva B es el obtenido.

Las galaxias del pasado

Miles de evidencias que confirman la existencia de la materia oscura han surgido desde entonces. Se piensa que la materia oscura a día de hoy esta fuertemente acoplada a la materia bariónica, como llamamos normalmente a la materia que “podemos ver”. Y por ende, estaríamos en un régimen gobernado por la materia oscura. En el pasado debió de ser distinto. Modelos cosmológicos apuntan a que la materia bariónica y la materia oscura debieron de permanecer desacoplados durante un largo periodo de tiempo. De observarse  galaxias en ese momento, sus curvas de rotación deberían de descender, tal y como es esperado para galaxias SIN materia oscura. Afortunadamente, esta proeza es completamente posible. La luz de las galaxias no nos viene de forma inmediata. Tardamos un tiempo en ver las galaxias más distantes, ya que su luz tarda algún tiempo en alcanzarnos. Para ver galaxias del pasado, simplemente tenemos que apuntar a objetos a altos redshifts, donde el desplazamiento Doppler de su espectro se encuentre muy corrido al rojo. Por supuesto, esto aunque es posible, no es fácil. Las galaxias más distantes son también las más débiles en brillo. Además, estamos hablando de galaxias que no se han terminado de formar y que probablemente sean más pequeñas que las de hoy en día, lo que implica usar un instrumento lo suficientemente sensible. Para sortear estas limitantes, el grupo de los artículos de esta entrada usaron ni más ni menos que Very Large Telescope (VLT), cuatro de los telescopios más grandes del planeta con 8 metros de diámetro cada uno, y observaron 240 galaxias a redshifts extendidos entre 0.6 y 2.6 (para ponerlo en perspectiva, nuestro Universo local está entre 0.00 y 0.06).

SINFONI Y KMOS/VLT

Me gusta mucho hablar de los instrumentos que se usan actualmente en astronomía. SINFONI (Spectrograph for INtegral Field Observations in the Near Infrared) y KMOS (K-band Multi Object Spectrograph) son unidades de campo integrado que dividen regiones muy pequeñas del cielo en parcelas (llamadas en la técnica “spaxels”) y toman un espectro por cada una de estas parcelas, con la ventaja que todas las parcelas son observadas simultáneamente. La idea es simple de implementar y poderosa cuando estudiamos galaxias individuales. En poco tiempo podemos obtener miles de espectros de regiones tan pequeñas como un arco segundo del cielo (1/3600 parte del cielo) cada uno. Finalmente, estudiando el corrimiento de las líneas de emisión y absorción, podemos conocer con precisión como se mueve el gas en cada uno de los spaxels con respecto a nosotros. El patrón es bien conocido, si la mitad de la galaxia parece acercarse a nosotros y la otra mitad parece alejarse, estamos ante una rotación. Solo basta estudiar las velocidades de los spaxels en cuanto nos alejamos del centro de la galaxia para determinar el perfil de rotación (figura 2).  Sin embargo, nadie dijo que sería fácil. Solo 97 galaxias de las 240 pudieron observarse con suficiente confiabilidad, y de esas solo 6 con suficiente precisión para realizar estudios individuales de caso. La información para las 97 galaxias fueron combinadas para obtener un promedio estadístico del comportamiento de sus curvas de rotación (figura 3).

Figura 2: resultados de SINFONI y KMOS para 6 de las 240 galaxias observadas. a) Emisión del gas de la galaxia. b) Mapa de velocidad donde el color rojo indica alejamiento del gas y el color azul acercamiento. c) Curvas de rotación. d) Mapa de la dispersión de velocidades. e) Perfil de la dispersión de velocidades.

Figura 3: Curva de rotación normalizada: a) Para las 6 galaxias de la figura 1 donde cada símbolo denota una de ellas. b) Para la combinación estadística de las 240 galaxias donde la sombra gris denota el intervalo de confianza estadística de los datos, la curva roja punteada es perfil de rotación (normalizado) de la galaxia de Andromeda, la curva verde es el perfil de nuestra galaxia, la curva rosa solida es un modelo para galaxias espirales y la curva azul el ajuste de los datos.

¿Qué aprendemos de las galaxias del pasado?

Figura 4.

La figura 4 ilustra la imagen que tenemos ahora. Las galaxias del pasado no estaban influenciadas por la materia oscura y por ende la velocidad del material rotando alrededor de ellas decae en sus periferias. En algún momento las galaxias cayeron en los halos de materia oscura, embebiéndose en ellos, cambiando su dinámica y aplanando sus curvas de rotación. Sería fabuloso encontrar galaxias en la transición. Y sería fabuloso encontrar galaxias a redshift mayores y ver confirmada esta hipótesis. Deberemos esperar nuevas pruebas, como las que nos traerá JWST (Telescopio Espacial James Webb). Por lo pronto, este resultado ha sido discutido, tanto por los que apoyan la hipótesis de la materia oscura como los que no. Así es la ciencia. Solo dejenla ser.

Comentarios

Un comentario en “Rotando Sin Materia Oscura: Curvas de Rotación del Pasado Distante

  1. La expansión del universo explicada brevemente y de forma alternativa.
    a) La masa se mueve como un nudo corredizo en el éter global –red tridimensional de filamentos elásticos.
    b) La energía electromagnética es torsión en la red –onda trasversal.
    c) Cuando hay suficiente energía de torsión se crea masa dentro de una retícula, y el éter global se comprime. Las retículas evitan que los nudos se deshagan.
    d) Cuando las estrellas pierden masa, están expandiendo el éter global.
    e) La expansión no mueve mucho a las otras estrellas porque la interacción tiene la relación cuadrática v ^ 2 / c ^ 2 – similar a la energía cinética pero el efecto opuesto- por lo que parece que la expansión se genera en todas partes.
    f) La Física Global no fue diseñada para explicar la expansión del universo, pero lo hace y la materia oscura ya no es necesaria.
    https://molwick.com/es/astrofisica/145-materia-oscura.html#rotacion

    Publicado por Jose | 21/01/2018, 16:14

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