En busca de gas frío en una región muy caliente

Título del artículo original: A Near-Infrared Search for Molecular Gas in the Fermi Bubbles

Autores/as: Andrew J. Fox, Nimisha Kumari, Trisha Ashley, Sara Cazzoli, Rongmon Bordoloi 

Institución del primer autor: AURA for ESA, Space Telescope Science Institute, 3700 San Martin Drive, Baltimore, MD 21218

Estado de la publicación: publicado en RNAAS, acceso abierto en arXiv

 Si alguna vez has tratado de orientarte en la montaña, sabrás lo necesario que es tener una visión no solo del campo más cercano, sino de todo lo que te rodea, incluidos algunos picos destacados por aquí y por allá. Cuando lo hacemos no es porque nos interese llegar hasta ellos, sino que esa mirada distante nos ayude a situarnos.

 Hace 11 años, el telescopio espacial Fermi descubrió dos enormes “burbujas” de gas caliente (más de 10⁶ ºC) emisoras de rayos gamma alrededor del centro de la Vía Láctea y que se extienden hasta unos 10 kpc o, para que nos entendamos, aproximadamente 3300 años-luz a ambos lados del disco, con una distribución similar a la mostrada en la Figura 1. Éstas dieron en llamarse burbujas de Fermi. Pero, ¿qué hay dentro de éstas? Este artículo nos presenta los resultados de una búsqueda en el rango del cercano infrarrojo (NIR, por sus siglas en inglés) de hidrógeno molecular en estas estructuras.

Figura 1: Recreación de las burbujas basada en las medidas de Fermi (magenta) y ROSAT (un satélite que medía en rayos X y vio los primeros indicios de las burbujas, correspondientes a los límites de éstas e incluidos en azul). Vemos que estas estructuras se extienden en vertical y de extremo a extremo, una distancia comparable al radio galáctico. Si viéramos la imagen desde arriba, observaríamos que el ancho cubre hasta, más o menos, el sistema solar. Crédito: NASA/Goddard Space Flight Center. 

Los precedentes de la esperanza

 A pesar de ser detectadas por primera vez en rayos gamma (el rango más energético del espectro electromagnético), estos monstruos se han observado también en radio, ondas sub-mm (longitudes de onda comprendidas entre el lejano infrarrojo y las microondas), ultravioleta (UV), y hasta en la famosa línea de hidrógeno atómico Hɑ (asociada con la transición de la serie de Balmer de n=3 a n=2). Además, hace poco más de un año ya se detectó gas molecular en algunas regiones, concretamente monóxido de carbono, lo que indica que existen zonas con gas frío. 

 Ahora se quiere buscar en el NIR moléculas del elemento más abundante, hidrógeno (H₂), las cuales son trazadoras de la presencia de gas molecular “templado” (a unos agradables 80 K o, lo que es lo mismo, -193ºC), así como la línea de hidrógeno atómico Brγ (Brackett gamma, producida por la transición del nivel energético 7 al 4), trazadora de gas ionizado templado. Esto permitirá estudiar las nubes de gas más frío entre todo este material caliente. Para ello se han seleccionado las regiones alrededor de dos AGNs (galaxias cuyo núcleo, un agujero negro súper masivo, está emitiendo grandes cantidades de energía, dando lugar a lo que la comunidad astrofísica llama un “núcleo activo”) muy brillantes que servirían como guía a la hora de observar. En particular, se han elegido para esta importante misión PDS456 y 1H1613-097. Alrededor de estos puntos se han observado previamente líneas de absorción fuertes asociadas a muy altas velocidades de Si III, Si II y C II. La presencia de gas ionizado a altas velocidades en estas regiones de las burbujas, aumenta las posibilidades de que haya gas neutro y molecular a alta velocidad, objeto de este estudio. 

Entonces, ¿veremos el H₂?

 En ciencia nos gusta dar respuestas a las preguntas, pero antes tenemos que pensar cómo hacerlo. Al observar desde tierra, tenemos una dificultad extra por la la atmósfera. Aunque nos encante, porque permite la aparición de vida, hay que tener en cuenta sus particularidades a la hora de observar. En el infrarrojo nos afecta con absorciones muy fuertes debido a la presencia de moléculas como el vapor de agua o el dióxido de carbono. Eso si podemos ver algo, porque a longitudes de onda largas para este rango (infrarrojo lejano) resulta casi imposible, y si queremos observar hay que hacerlo desde el espacio. Para longitudes de onda más cortas existen ciertas ventanas menos afectadas. Las principales son las bandas Y, J, H y K. De éstas, la banda K contiene la línea de Brγ, así como líneas roto-vibracionales de H₂, convirtiéndose en el candidato ideal para este estudio.

 En cuanto al instrumento, hay que escoger con cuidado. Siempre nos tienta elegir aquel con la mejor resolución, capaz de medir variaciones de longitud de onda mucho menores, pero esto significa captar menos fotones, lo que habría que compensar con más tiempo de observación o conformándose con datos de peor calidad. En este caso, un espectrógrafo de resolución media (𝛌/Δ𝛌=5290) fue el elegido, por ser suficiente para detectar las grandes diferencias de velocidad esperadas y proporcionar datos de buena calidad.

 Ya con las observaciones hechas, hay que reducir y estudiar los datos. Lo primero era eliminar el efecto de los AGNs. Para ello, se obtuvo el espectro de estos considerando una pequeña región a su alrededor. Así se pudo inferir y sustraer la contribución de estas fuentes tan brillantes (usadas como simples referencias) al espectro global. Tras esto, se hicieron unos mapas de ambas regiones de observación, presentados en la Figura 2,  en que se representan desviaciones sobre el nivel de continuo en una longitud de onda asociada al H₂, pero todas se encontraban al nivel del ruido y no se pudieron atribuir a una detección real.

Figura 2: Mapas de flujo tras la sustracción del continuo hechos sobre una línea de hidrógeno molecular. Los colores más oscuros corresponden a flujos mayores. Gracias a ellos se pueden ver desviación sobre el nivel base y detectar cualquier anomalía atribuíble a la presencia de H₂. Sin embargo, todos los puntos que se ven son debidos a ruido popio de la medida y no a una detección real. Crédito: paneles centrales de la Figura 1 del artículo original.

Por otro lado se estudió la línea de Brγ para una región de la observación alrededor de PDS456 donde se observó un doble pico, mostrado en la Figura 3, atribuible a emisiones de esta línea de hidrógeno a velocidades de 0 km/s y -235km/s, muy parecidas a las observadas en el UV. Por desgracia, la zona donde se vio esto estaba muy cerca del pico de emisión del AGN y aunque su contribución había sido previamente sustraida, su alrededor resultaba muy sensible a incertidumbres asociadas al proceso de reducción y las medidas podrían estar contaminadas (por poner un ejemplo, esta medida se podría explicar con una línea de emisión de H₂ a un redshift de z=0.18). 

Figura 3: En negro, la línea de Brγ (o cercana) con un doble pico detectado en una región muy cercana a PDS456. Esta se ha modelado con 2 contribuciones (azul y roja) correspondientes a gas a distintas velocidades y cuyas líneas se ven afectadas por el efecto Doppler relativista. De acuerdo con el artículo, una componente tiene una velocidad de unos -235 km/s (línea punteada azul) mientras que la otra sería cercana a 0 km/s (línea punteada verde). En verde se ve la emisión total esperada. El eje X se ha convertido a velocidades para facilitar la interpretación del movimiento del centro de la gaussiana como movimiento del gas emisor. Las líneas punteadas amarilla y naranja marcan la velocidad correspondiente a absorciones sobre el Si III presentadas en otro trabajo. Crédito: Adaptación del panel superior derecho de la Figura 1 del artículo original.

 En resumen, tras todo este trabajo no se pudieron confirmar detecciones de hidrógeno atómico o molecular en las burbujas de Fermi… ¿era lo esperado? No. ¿Es desalentador? Para nada. Los resultados negativos de las investigaciones también arrojan luz sobre nuestro conocimiento y desconocimiento, poniendo coto a los métodos de observación. Habrá que buscar otros trazadores de las nubes de gas frío en estas estructuras y, mientras tanto, queda el rango submilimétrico con emisiones de monóxido de carbono (CO) y el UV con absorciones de H₂. ¡Estas estructuras aún tienen mucho que contarnos!