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Buscando a Wally: versión galáctica

Título del artículo original: Deep optical imaging of the dark galaxy candidate AGESVC1 282

Autores: Michal Bílek, Oliver Müller, Ana Vudragovic, and Rhys Taylor.

Institución del primer autor: Université de Strasbourg, CNRS, Observatoire astronomique de Strasbourg (ObAS), France.

Estado de la publicación: aceptado en A&A, acceso abierto en arXiv.

Calentando motores

Hoy, por fin, vamos a encontrar a Wally, pero antes de empezar la búsqueda, como en toda buena práctica, necesitamos calentar. Para ello primero vamos a jugar un poco con Wally y así calentar nuestros cerebros.

Figura 1: Imagen de buscar a Wally en el espacio. Si no ves bien coge una lupa o pincha en el enlace de los créditos para agrandar la imagen. (Crédito: anim-arte)

Bien, si has encontrado a Wally, continuemos.

Las líneas de Wally

Seguro que mientras buscabas a nuestro querido amigo no has ido a lo loco, si no que has buscado el patrón tan característico de su famosa camiseta. Has buscado por esas líneas rojas y blancas, y precisamente algo parecido se hace para buscar galaxias, se mira a la particular línea de 21 cm del  hidrógeno. Esta línea se produce por la radiación liberada en los átomos de hidrógeno neutro, y si algo nos sobra en el universo es hidrógeno. Las enormes cantidades de hidrógeno no son la única ventaja de esta línea, ya que para observarla tenemos que irnos a frecuencias de radio. A diferencia de la radiación óptica a la que estamos acostumbrados que se extingue al pasar por nubes de polvo y gas, las ondas de radio atraviesan el cosmos casi sin inmutarse. Podemos ver un ejemplo de esto en la figura 2.

Figura 2: Imagen comparativa de la emisión del grupo de galaxias M81. A la derecha podemos ver la emisión visible y a la izquierda la emisión de la línea de hidrógeno neutro captada en ondas de radio. (Crédito: SKA telescope)

Galaxias que se esconden mejor que Wally

Desde hace ya tiempo el estudio AGES (Arecibo Galaxy Environment Survey) observa la línea de 21 en el universo local en busca de galaxias, lo que permite tener una primera estimación de la masa de la galaxia, así como unas coordenadas donde buscar la radiación visible de dicha galaxia. Sin embargo, en el cúmulo de Virgo hay numerosas detecciones de hidrógeno neutro que no tiene su versión visible. Entre todas esas detecciones el equipo de investigación autor del artículo se centra en el objeto AGESVC1 282, nuestro particular Wally galáctico. Este particular objeto fue elegido por su excelente relación señal-ruido en radio, que permitió calcular una masa de 8·106 veces la masa del Sol. Tras buscar en todas las bases de datos el equipo concluyó que no existía ningún objeto visible coincidiera con las coordenadas de la detección en frecuencias de radio de AGESVC1 282, así que decidieron buscarla. Para ello hicieron uso del telescopio Milankovic e hicieron observaciones hasta un total de 10.4 horas, lo que permitió que la imagen final alcanzara límites de brillo de 29 mag·arcsec2 similares a los que podría tener una galaxia ultra-difusa. Para hacernos una idea de lo que esto significa, es un brillo tan débil como el propio cielo nocturno, es decir, es como si una de las estrellas que podemos ver a simple vista fuese tan débil que no pudiésemos distinguirla al mirar el cielo. Podemos ver en la figura 3 la imagen en el óptico obtenida de AGESVC1 282.

Figura 3: Imagen obtenida con el telescopio robótico Milankovic, podemos ver cientos de objetos que aparecen cuando acumulamos muchas horas de exposición.  Los ejes indican las coordenadas de posición, declinación y ascensión recta. Se añade en la esquina inferior izquierda una pequeña barra para indicar la escala. (Crédito: figura 1 del artículo)

¿Dónde está AGESVC1 282?

Pues como vemos en el centro de la figura 3, no está. Pero es trabajo científico no acaba aquí, a veces nuestra visión puede engañarnos. Para hacer una búsqueda más completa y concienzuda, se usó el programa Source Extractor. Este programa usa un complejo algoritmo que busca isofotas en la imagen, es decir, los niveles de igual brillo. Por lo general el brillo en las galaxias desde el centro hacia los exteriores siguiendo un perfil exponencial, por lo que, para diferentes puntos de la galaxia a igual distancia del centro, el brillo de la galaxia será el mismo. Usando este principio, se usa el programa Source Extractor, pero para asegurarse de que el resultado sea creíble, el equipo de investigación decidió crear diferentes galaxias artificiales e introducirlas en la imagen para así comprobar que el programa funcionaba correctamente. En la figura 4 podemos ver un mosaico con las 30 galaxias creadas con diferentes brillos y tamaños.

Figura 4: Mosaico con las 30 galaxias simuladas para probar el algoritmo de detección. En las diferentes filas podemos ver como varía el brillo superficial (mag·arcsec2), mientras que en las columnas vemos como cambia el tamaño de las galaxias (arcsec). Cada imagen incorpora una pequeña barra roja de escala que indica el radio de la galaxia detectada, y un recuadro blanco con el brillo total de la galaxia. Pues que son galaxia de bajo brillo las imágenes son algo borrosas, la mejor manera de identificar las galaxias es comparar la imagen superior izquierda con la inferior derecha, de esa forma podremos identificar como son las galaxias que se han introducido artificialmente. (Crédito: figura 2 del artículo)

Wally nos ha ganado una vez más.

El hecho de no haber encontrado una versión de AGESVC1 282 que sea visible en el rango óptico del espectro, más que una derrota es una incógnita que abre muchas excitantes investigaciones. Lo mejor de todo es que no está solo, hay muchos otros objetos detectados por el estudio AGES en la línea de 21 cm que no tienen una versión óptica en las bases de datos actuales. ¿Y que son estos objetos entonces?

  • Una posible explicación es que se tratasen de las llamadas galaxias oscuras, unos objetos formados por un halo de materia oscura, pero sin contenido estelar. Este tipo de objetos son teóricamente posibles y ya se han encontrado en diferentes simulaciones cosmológicas, pero su origen es actualmente desconocido.
  • También podrían tratarse de escombros de otras galaxias, lo que sugiere un proceso de formación similar al de la Luna. En la figura 5 podemos una superposición de las detecciones de hidrógeno neutro de AGES junto con una imagen del cúmulo de Virgo. Para que AGESVC1 282 fuese el escombro producido por alguna colisión o fuerza de marea, deberíamos poder ver algún rastro. En la figura 5 vemos como la galaxia VCC 740 una pequeña cola apuntando en dirección a AGESVC1 282, y también la tiene VCC 713. Sin embargo, ni la extensión de las colas ni las velocidades de estas posibles galaxias progenitoras resultan muy convincentes para el equipo de investigación.

Figura 5: Imagen óptica del cúmulo de Virgo con la superposición de las detecciones obtenidas por el estudio AGES. De nuevo los ejes muestran las coordenadas, declinación y ascensión recta, y la barra de colores muestra la velocidad de cada detección de AGES. Se añade abajo una pequeña barra para representar la escala. (Crédito: figura 3 del artículo)
  • Otro posible origen que se discute en el artículo es que AGESVC1 282 fuese un desprendimiento debido a la presión del gas. El medio intra-cúmulo es un gas caliente por el que se mueven las galaxias, y en ocasiones la presión de este gas puede hacer que las galaxias pierdan parte de su propio material. De la figura 5 llama la atención que VCC 740, AGESVC1 247 y AGESVC1 282 están más o menos alineados, lo que podría ser un indicio de este origen. Sin embargo, las velocidades de AGESVC1 282 y VCC740 son parecidas y distintas de la de AGESVC1 247, y en los casos encontrados hasta ahora los objetos desprendidos por la presión del gas siguen un gradiente de velocidades lineal, lo que no cuadra mucho con estas observaciones.
  • Una última posible explicación es que AGESVC1 282 fuese una nube de gas neutra, ópticamente oscura, que se formó debido al enfriamiento y condensación del material caliente que hay dentro del cúmulo de galaxias. Estas se pueden formar ya que la presión ejercida por sus campos magnéticos es mayor a la presión debido a su temperatura, lo que impide que se expanda y disipe. Aunque este origen es teóricamente posible y los tamaños encajan con las simulaciones, todas las simulaciones dan como resultado nubes con 100 veces menos masa que la detectada para nuestro Wally galáctico.

Al fin y al cabo, la conclusión es clara, a pesar de que solo se tienen unas pocas características observaciones de AGESVC1 282, no se tiene una explicación teórica que encaje con todas sus propiedades. Una vez más la naturaleza elude todas las posibles explicaciones científicas que tenemos, y nos invita a seguir investigando para dar sentido al universo que nos rodea.













PD: ¿has sido capaz de encontrar a todos los Wallys escondidos en las figuras? Si aún no lo has hecho coge una lupa, ¡la necesitarás!

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