| EAST, entre el astrónomo y el instrumento (II) |
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Desde un punto de vista práctico, el grupo EAST se está encargando de la concepción de la primera ciencia que se hará con EMIR en aquellos campos de trabajo no cubiertos por el grupo GOYA. Uno de los primeros objetivos de EAST es realizar el seguimiento, en el infrarrojo cercano, de mapas o cartografiados del cielo que ya se están llevando a cabo en otros rangos del espectro, como pueden ser rayos X, ondas de radio, infrarrojo lejano y ondas submilimétricas. En particular, una de las metas de EAST es determinar las peculiaridades de un gran número de galaxias halladas en el infrarrojo lejano y en ondas submilimétricas, tanto las que se han descubierto hasta ahora como las que se descubrirán gracias también a los satélites que trabajan en el infrarrojo cercano y medio, como SPITZER (principalmente con SWIRE), Herschell, ASTRO-F, así como con interferómetros milimétricos (IRAM, ALMA). Estos otros instrumentos van a sacar la “foto de familia”, van a detectar la emisión de objetos aún sin identificar. De lo que se trata es de utilizar EMIR como espectrógrafo para hacer estudios de detalle de esos objetos detectados en estos grandes cartografiados. EMIR es una herramienta que permitirá conocer más en detalle la naturaleza de los objetos observados, caracterizar a grandes rasgos su distribución espectral de energía. Se trata de saber adónde mirar para sacar el detalle y determinar qué tipo de objeto es.
Otro de los campos de trabajo de EAST es el estudio de formación estelar, que representa, cada vez más, un parámetro clave para conocer la historia, la evolución y la interacción de los diferentes componentes del universo. En la formación estelar es donde la química, la cinemática y la dinámica galácticas se unen. Es decir: en primer lugar, las estrellas forman hacen acopio de material. Luego, a partir de que alcanzan una determinada densidad, se producen las reacciones nucleares (que no se producen en otros sitios de la galaxia sino dentro del corazón de las estrellas). Esas “singularidades de masa” -como podría definirse a las estrellas desde un punto de vista dinámico- interaccionan gravitacionalmente y de otras maneras entre ellas, acomodando la forma de su estructura a la cantidad de masa que tienen, es decir, forman un objeto con la forma que vemos y con las características de movimiento que también podemos determinar. La formación estelar es un parámetro clave que nos dice cómo esa masa (que en principio anda flotando de una manera tenue en el universo en forma de nubes moleculares frías) ahora da lugar a las estructuras luminosas que somos capaces de ver; se forman elementos progresivamente más pesados a partir de elementos ligeros que están en el medio intergaláctico. Obviamente, de la formación estelar conocemos muchas cosas pero ignoramos muchas otras. Tradicionalmente, la formación estelar se ha estudiado en las zonas cercanas al Sol, ya que, para ver en detalle lo que ocurre (estudiar la presencia o ausencia de diferentes especies, parámetros termodinámicos como temperatura electrónica, densidades, etc.) tenemos que analizar la luz de objetos con cierta intensidad y eso exige que tengan un brillo determinado, no podemos servirnos de objetos más alejados y, por tanto, más débiles. Pero, a medida que la ciencia cuenta con instrumentos más potentes en telescopios más grandes, es posible mirar cada vez más lejos y contrastar si lo que hemos aprendido en la vecindad solar es extrapolable o no a otras zonas de la galaxia (y, por extensión, al universo local). Por tanto, son necesarios instrumentos potentes instalados en telescopios grandes y, además, deben ser instrumentos sensibles a la radiación en el infrarrojo cercano. Esto es debido a que la formación estelar se da en lugares donde hay materia, y esta materia absorbe la radiación: nos encontramos entonces con una barrera visual formada por materia, nubes de gas y polvo. Si queremos penetrar estas nubes de polvo tenemos que mirar en el infrarrojo. ¿Sería posible observar en otros rangos como, por ejemplo, el radio? Sí, entonces las nubes serían aún más transparentes, pero perderíamos información de la naturaleza estelar: la radiación en el infrarrojo cercano está dominada por la radiación de las estrellas, y si utilizamos el infrarrojo medio, el infrarrojo lejano o el radio, esa radiación se verá dominada por la emisión difusa de la materia interestelar intergaláctica, que nos “deslumbrará”, y perderemos la información del contenido estelar, el “detalle” que buscamos. ¿Qué haremos con EMIR en este campo concreto de estudio que es la formación estelar? En nuestra galaxia no vamos a medir poblaciones de estrellas, sino estrellas individuales. Vamos a utilizar la capacidad de multiplexado de EMIR. Es un espectrógrafo que permite hacer, hipotéticamente, hasta 55 espectros a la vez, lo que permitirá observar simultáneamente varios objetos estelares jóvenes (Young Stellar Objects, YSOs). FAMILIAS DE ESTRELLAS EMIR, no sólo investigará la formación de las estrellas, sino también la naturaleza y distribución de estrellas jóvenes en el interior de densas nubes moleculares, el estudio de objetos Herbig-Haro (la última etapa justo antes del nacimiento de la estrella), discos en torno a objetos estelares jóvenes y flujos y dinámica de discos protoestelares. EMIR será un potente instrumento para investigar las dinámicas y las poblaciones estelares en sistemas que se encuentran fuera de nuestra galaxia, usando la información derivada de ciertas características espectrales. En el espectro de luz que recibimos, podemos detectar las huellas que dejan el Monóxido de Carbono (CO a 2.3 µm), el Silicio (Si a 1.59 µm), y muchos otros elementos en forma atómica o molecular (Fe, Ca, Na, …). De hecho, se ha comprobado que muchas de estas líneas son efectivos indicadores de edad en estallidos de formación estelar, así como útiles para determinar el rango de edad, la metalicidad y la IMF (Función Inicial de Masa) de galaxias elípticas. En caso de conocer la masa del objeto, es posible hacer un censo de masa aproximado. Se puede estimar que, en una determinada zona, por ejemplo, de mil objetos, se ha detectado un 20% con una masa similar a la masa del Sol, o con la mitad de la masa solar, etc. Si ese censo de masa se lleva a cabo en una zona donde hay un brote de formación estelar en el que, presumiblemente, esos objetos son jóvenes, se puede caracterizar cómo ha sido esa formación estelar: estamos ante una nube protoestelar que se ha fraccionado y, de ella, han surgido todas estas estrellas. De su estudio se obtienen distintos porcentajes en distintos rangos de masa y se puede decir cómo se ha desarrollado la formación estelar, ver, por tanto, si lo que postula la teoría sobre cómo se produce esa formación estelar funciona o no. Entre el estudio en detalle de la formación estelar, y el estudio de la población estelar que da lugar a esa formación estelar, es posible comprobar si las piezas van encajando. NACIMIENTO, VIDA… Y MUERTE: LOS ÚLTIMOS ESTADIOS DE LA FORMACIÓN ESTELAR. Con EMIR pueden llevarse a cabo, de una manera efectiva, observaciones espectroscópicas de alta señal-ruido de estrellas AGBs y Post-AGBs en galaxias cercanas y en el Centro Galáctico. La etapa AGB (del inglés Asymptotic Giant Branch, Rama Asintótica Gigante), es una de las últimas fases de la vida de una estrella. Hablamos ahora de estrellas viejas. Las AGB son estrellas en torno a las 4 masas solares. Además, estas estrellas viejas, de masa intermedia, tienen unos rasgos de emisión bastante característicos en el infrarrojo cercano. Por ello pueden observarse bien y son trazadores de la estructura subyacente, porque estas estrellas deben ser lo que queda de la población que se formó en tiempos muy pretéritos. Las estrellas con más masa han ido muriendo y quedan estas estrellas viejas. Podemos ver, pues, cómo han evolucionado las estructuras y compararlas. Pero además, es posible ponerlo en el contexto de la población joven estudiada previamente. La estructura, la cinemática, la naturaleza de esta población joven, ¿son compatibles con esta población vieja? ¿Hablamos de una formación estelar continua que procede de una manera homogénea en el tiempo o se trata de cosas diferentes? ¿Las estrellas viejas se sitúan en zonas distintas de las estrellas jóvenes? ¿Cómo se relacionan la densidad de estrellas viejas con la densidad de estrellas jóvenes? Aquí, en esencia, se estudia lo que se denomina “población estelar subyacente”, lo que queda al final de todo el proceso.
Absorción. Oscurecimiento. Se sabe poco acerca de las regiones centrales de la Vía Láctea, afectada por una gran oscuridad óptica o absorción. Estamos en la zona más densa de la galaxia y esa densidad de material provoca una absorción, un apantallamiento. Podemos constatarlo con la galaxia M81, una espiral que vemos de frente. Ocurre también cuando miramos al centro de nuestra galaxia: tradicionalmente, hasta hace 15 ó 20 años, al mirar en el rango óptico no veíamos nada. Ahora empezamos a mirar en otros rangos y comenzamos a ver lo que hay en el interior. En la zona cercana a Sagitario A es donde está, previsiblemente, el agujero negro supermasivo. Esto da lugar a una física relativamente distinta de la que se da en una zona en la que no exista un agujero negro supermasivo: las energías que se ponen en juego son órdenes de magnitud más altas que en otras zonas. Deducimos entones que la formación estelar, probablemente, actúa de distinta manera, la cinemática de los objetos es diferente, la naturaleza de los objetos que están allí –estrellas muy masivas- probablemente sea también distinta, y todo esto resulta sumamente interesante. Canarias está en una posición relativamente difícil para mirar el centro de la galaxia, ya que éste tiene declinación -30 y Canarias se encuentra en declinación +28, por tanto, se vería bajo. Pero, por otro lado, los observatorios de Canarias son particularmente transparentes en el infrarrojo, por lo que, pese a la dificultad de la localización, se espera que EMIR pueda, actuando en su doble dimensión de cámara y espectrógrafo, aportar algo en el reconocimiento, identificación y naturaleza de las fuentes estelares de la zona central de la galaxia. “Aquí pretendemos que EMIR nos permita medir velocidades radiales, abundancias y propiedades estelares de cientos de estrellas de una manera muy eficiente, siempre teniendo en cuenta el inconveniente de la declinación”, afirma Paco Garzón. Si EMIR es un instrumento lo suficientemente estable, se podrán medir velocidades de objetos con precisiones del orden de unas pocas decenas de kilómetros por segundo. Lo que los modelos revelan y lo que confirman las observaciones, es que las órbitas de los objetos, sus velocidades, son peculiares, no están dominadas por esa rotación que anima al resto del disco de la galaxia. Ese rasgo es sustantivo. La determinación del resto de los parámetros también lo es, pero, en este caso, la identificación de la fuente, el estudio de su naturaleza a partir de su espectro y la medida de la velocidad radial, serían los parámetros relevantes. En palabras de Garzón, “en la zona central de nuestra galaxia hay aspectos muy específicos que tratar, porque sabemos lo que ocurre; en otras galaxias estamos pensando en caracterizar de manera global esa zona central, definir cómo emite. A esa zona nuclear que sabemos que tiene actividad y que tiene una emisión prominente respecto al resto, queremos asignarle un carácter único y estudiarlo como tal. Por supuesto, también hay que ponerlo en el contexto de la galaxia que lo aloja: cuál es su tamaño, su cinemática, su tipo morfológico, etc.”
Pese a tratarse de algunos de los objetos más abundantes de la galaxias, las enanas marrones y las estrellas de baja masa son objetos difíciles de detectar y estudiar debido a que son objetos que emiten poca luz y, por tanto, son muy débiles. Es necesario realizar imágenes profundas en el infrarrojo cercano, además de espectroscopía en el mismo rango, con el fin de localizar y caracterizar estos objetos. Nuevamente, el infrarrojo es un campo de observación privilegiado, pues, por un lado, estos objetos están localizados en entornos de alta densidad de materia, por lo tanto enrojecidos y, por otro lado, se trata de objetos muy pequeños que normalmente se encuentran asociados. Son fríos, y la poca luz que emiten hay que buscarla en el rango infrarrojo. Aparte, existen cuestiones que afectan al contraste. Estos objetos que se encuentran localizados cerca de estrellas normales suelen aparecen apantallados por la emisión de la estrella. El contraste en el óptico es más intenso que en el infrarrojo, es decir, la emisión relativa de estos objetos frente a su estrella es mayor en el infrarrojo que en el óptico. EMIR, más que para buscar, está pensado para caracterizar, es decir, para mirar adonde ya se sabe que hay algo y confirmar esa detección o esas características. Un K-MOS (Espectrómetro Multi-Objeto en la banda K) de gran campo de visión (como EMIR), que permita observar varios objetos a la vez, será especialmente adecuado para proyectos de este tipo (que necesitan de mucho tiempo de observación debido a que se trata de objetos muy débiles). En zonas de formación estelar donde la distancia aparente de los objetos sea pequeña, al tener EMIR un campo de casi 7 minutos, será posible incluir varios objetos en el campo. Eso siempre es de agradecer en proyectos destinados, no tanto a la localización como a la caracterización, y que necesiten integraciones individuales muy largas. Esto supone un salto en eficiencia. PROGRAMAS CIENTÍFICOS Se estima que será difícil acoger todas las propuestas que se encuentran actualmente sobre la mesa dentro del modelo de tiempo de observación que EMIR podría ceder a los usuarios de una forma directa. Es posible que haya que limitar las propuestas (probablemente algunas líneas de trabajo se verán más representadas que otras) e incidir en el detalle de que el tiempo de observación de EAST, el “programa central”, debe ser la pincelada inicial de los proyectos que después tendrán que caminar solos en otro tipo de tiempos. Luego es probable que haya que negociar con los comités de asignación de tiempos algún tipo de marco en el que estas propuestas con las que cuenta actualmente EAST (y que se van a refinar un poco más para darles la última forma), puedan desenvolverse, pero la realidad es que se trata de un factor, probablemente, diez de sobresuscripción de tiempo. LISTA DE LAS PROPUESTAS Como elemento aglutinador de EAST, los miembros del grupo preparan una serie de proyectos observacionales que serán llevados a cabo por EMIR en sus inicios en el GTC. De este modo, se prepara a la comunidad para que conozca el instrumento y se pone a punto la ciencia que llevará a cabo EMIR tras su primera luz. 1.- NIR Mapping of Blue Compact Dwarf Galaxies: An observing proposal for EMIR- L.M. Cairós Más información: |
LA CIENCIA DE EAST: EN BUSCA DEL DETALLE EN LA “FOTO DE FAMILIA”.
LAS ESTRELLAS: ESAS GRANDES DIVAS MISTERIOSAS.
REGIONES CENTRALES EN NUESTRA VÍA LÁCTEA: LA ZONA OSCURA.
ENANAS MARRONES, ESTRELLAS DE BAJA MASA Y PLANETAS EXTRASOLARES