Año 23 Número 89 – Junio 2025
Por Juliana Saponara
El hidrógeno neutro, conocido en astronomía como HI, es el elemento más abundante del Universo. Es el gas a partir del cual se forman las estrellas y tiene un papel clave en la evolución de las galaxias. Aunque no podemos verlo directamente, el HI emite radiación electromagnética a una frecuencia precisa: 1420.405752 MHz. Esta emisión se produce cuando cambia la dirección del spin del electrón del átomo de hidrógeno1, fenómeno que puede ocurrir de manera espontánea o por colisiones. Lo llamativo es que, en cualquiera de los dos casos, la probabilidad de que suceda es extremadamente baja, pero aún así lo detectamos de forma constante. ¿Por qué? Porque, como mencionamos al principio, es el elemento más abundante y está presente en casi todas las direcciones en las que observamos.
Esquema del átomo de hidrógeno. En la figura de arriba los espines del protón y del electrón están alineados. En la figura de abajo el espín del electrón sufre un cambio que da como resultado la emisión de un fotón. Crédito de la imagen: Wikipedia.
Para detectar el HI se usan radiotelescopios. Se observó por primera vez en 1951, cuando Ewen y Purcell lograron detectarlo en nuestra galaxia, la Vía Láctea. Curiosamente, esta línea de emisión había sido predicha teóricamente antes de su detección, aunque muchos dudaban de que pudiera observarse debido a lo débil que es la señal procedente de un solo átomo. Dos años más tarde, en 1953, Kerr y Hindman, utilizando un radiotelescopio en Australia, detectaron emisión del HI proveniente de las Nubes de Magallanes, dos galaxias enanas irregulares que están interactuando con la Vía Láctea. De esta manera, comenzó la etapa del estudio del HI en otras galaxias.
Aunque solemos imaginar a las galaxias como objetos solitarios en el Universo, quizás por su inmensidad, generalmente esto no es así. La mayoría forma parte de conjuntos más grandes, como grupos o cúmulos, y según el lugar que ocupan en estos sistemas, pueden verse afectadas de distintas maneras. En particular, la mayor parte de las galaxias del Universo residen en grupos; de hecho, uno de ellos constituye nuestro entorno local. Sin embargo, los procesos físicos que operan en estos entornos no se comprenden del todo.
Observaciones del HI de galaxias cercanas han mostrado cómo ciertos procesos físicos influyen en la evolución de las galaxias. Por ejemplo, las interacciones denominadas de marea o la fricción dinámica afectan especialmente las regiones externas de las galaxias abundantes en HI. Una interacción de marea ocurre cuando dos galaxias pasan cerca una de la otra y las fuerzas gravitatorias que ejercen no actúan de forma uniforme. El lado de una galaxia que está más próximo a la otra siente una atracción más fuerte que el lado opuesto. Esta diferencia genera tensiones que pueden deformar la galaxia y, en muchos casos, arrancar parte de su gas. En cambio, la fricción dinámica se produce cuando una galaxia se mueve a través de un medio que contiene materia, como el gas que se encuentra entre un grupo o cúmulo de galaxias. Al avanzar, esa galaxia genera una acumulación de materia detrás suyo, que actúa como una fuerza que la frena lentamente. Cuanto mayor sea la densidad del medio o la velocidad del movimiento, mayor será el efecto. Como resultado, el gas más externo, el más débilmente ligado, puede ser desplazado o incluso perdido. Una forma sencilla de imaginarlo es pensar en lo que ocurre al andar en bicicleta: si vamos rápido, el viento hace que nuestro pelo se mueva hacia atrás.
Estos mecanismos no solo cambian la forma de las galaxias, sino también su futuro. Una vez que una galaxia pierde parte de su gas, especialmente el HI, también pierde su capacidad de formar nuevas estrellas. Con el tiempo, sus estrellas envejecen, y la galaxia puede volverse un sistema más pasivo, dominado por estrellas viejas. Esto es lo que le está ocurriendo a la galaxia KK 69, una galaxia enana, pequeña en comparación con la Vía Láctea, originalmente rica en HI. Sin embargo, debido a su interacción con una galaxia de mayor tamaño, NGC 2683, su gas está siendo arrancado. Así, KK 69 está en camino de convertirse en una galaxia pobre en gas.
Además, la forma en la que el HI es arrancado ayuda a reconstruir la historia de sus encuentros. A menudo, este gas desplazado forma estructuras como plumas, puentes o filamentos, que delatan interacciones pasadas. En los grupos más densos, estos restos de HI suelen encontrarse cerca de galaxias grandes y masivas, generalmente de tipos de galaxias más evolucionados.
Una de las grandes ventajas de observar la emisión del HI es que, gracias al efecto Doppler, podemos saber la velocidad del gas. El efecto Doppler es un fenómeno físico que describe el cambio en la frecuencia de una onda (ya sea de sonido, luz) percibida por un observador cuando la fuente de la onda o el observador se están moviendo en relación con la otra. Cuando la fuente y el observador se acercan entre sí, la frecuencia percibida aumenta, lo que se conoce como desplazamiento al azul. Por el contrario, cuando la fuente y el observador se alejan, la frecuencia percibida disminuye, lo que se llama desplazamiento al rojo. Cuando el gas que se encuentra en una galaxia se encuentra contenido en un disco que está en rotación, hay parte del gas que se acerca y parte del gas que se aleja del observador.
Ejemplo del efecto doppler en la galaxia Fourcade-Figueroa, la línea del HI se ve ensanchada. Esto se debe a que el gas que conforma el disco de la galaxia en HI se encuentra rotando.
El grupo de galaxias de IC 1459, es un ejemplo de un grupo de galaxias en interacción. Este grupo consta de unas siete galaxias. En la región central del grupo, se detectó una gran cantidad de gas HI en forma de nubes. Este gas, de morfología y cinemática irregular, probablemente se originó a partir de interacciones gravitatorias entre los miembros del grupo. Lo interesante es que gran parte de este gas no se encuentra asociado directamente a ninguna galaxia visible, lo que sugiere que fue arrancado de los discos galácticos. Por otra parte, es llamativo el hecho de que la cantidad de gas en estas nubes, esto es, la masa total de la nube, es similar a la cantidad de gas que tiene una de las galaxias del grupo. En otra de las galaxias, incluso se observa una cola, posiblemente una huella del recorrido que hizo a través del entorno grupal.
Otro caso muy interesante, es el de la galaxia “rueda de carro” (cartwheel en inglés). Se cree que esta era una galaxia similar a la Vía Láctea, hasta que una galaxia más pequeña atravesó su centro. Esa interacción generó una serie de ondas de choque que crearon un anillo azul brillante donde se están formando nuevas estrellas, y «rayos» de gas y estrellas que se extienden hacia afuera, como los radios de una rueda.
Finalmente, el caso más extremo de interacción es la fusión de galaxias. En estos eventos, no solo se distorsionan sus formas y se pierde gas, sino que ambas terminan convertidas en una sola. Estos procesos, pueden desencadenar intensos brotes de formación estelar. Un ejemplo emblemático es el sistema de las galaxias Antena (NGC 4038 y NGC 4039), donde se observan colas de gas y estrellas arrancadas por fuerzas de marea, y vastas regiones de formación estelar alimentadas por gas canalizado hacia el centro. Este tipo de fusiones, aunque espectaculares, son parte natural de la evolución galáctica, y el HI nos ayuda a entender cómo ocurren.
Ejemplos de galaxias en interacción que ilustran distintas etapas de una fusión mayor: desde las fases iniciales del encuentro (arriba a la izquierda) hasta las etapas finales, con la formación de un objeto resultante de la fusión (abajo a la derecha). La distribución de hidrógeno atómico (HI), en color azul, está superpuesta a imágenes ópticas en color real, donde se aprecian las poblaciones de estrellas jóvenes y viejas, junto con regiones activas de formación estelar. De izquierda a derecha y de arriba hacia abajo, los sistemas mostrados son: M81/M82/NGC 3077, NGC 2992/2993, “Quinteto de Stephan”, “Los Ratones” (NGC 4676), “La Guitarra” (Arp 105), “Las Antenas” (NGC 4038/4039), Atom for Peace, NGC 2623 (Arp 243) y NGC 4694. Crédito de la imagen: NED database.
Glosario
Galaxias enanas: Son galaxias pequeñas que contienen una cantidad de estrellas muy inferior a la de galaxias grandes como la Vía Láctea. A menudo orbitan galaxias más masivas; por ejemplo, la Vía Láctea tiene al menos 14 galaxias enanas satélite. A pesar de su tamaño reducido, cumplen un rol importante en la evolución del universo, ya que se cree que fueron los bloques fundamentales en la formación de galaxias mayores. Más información en: ESA-HUBBLE
Galaxias irregulares: Son galaxias que no presentan una forma definida, a diferencia de las espirales o elípticas. Suelen estar entre las más pequeñas observadas, aunque algunas pueden ser muy brillantes. Están compuestas por grandes cantidades de gas y polvo, y contienen muchas estrellas jóvenes y masivas. Se estima que alrededor del 20% de las galaxias cercanas son irregulares. Muchas de ellas deben su forma caótica a interacciones o fusiones con otras galaxias. Más información en: NASA
Referencias
- Ewen, H. I., & Purcell, E. M. (1951). Observation of a line in the galactic radio spectrum: Radiation from galactic hydrogen at 1,420 Mc./sec. Nature, 168(4270), 356. https://doi.org/10.1038/168356a0
- Kerr, F. J., & Hindman, J. V. (1953). Preliminary report on a survey of 21 cm radiation from the Magellanic Clouds. The Astronomical Journal, 58, 218. https://doi.org/10.1086/106923
- Muller, C. A., & Oort, J. H. (1951). The interstellar hydrogen line at 1,420 Mc./sec., and an estimate of galactic rotation. Nature, 168(4270), 357–358. https://doi.org/10.1038/168357a0
- Saponara, J., Koribalski, B. S., Benaglia, P., & Fernández López, M. (2018). H I debris in the IC 1459 galaxy group. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 473(3), 3358–3366. https://doi.org/10.1093/mnras/stx2475
- Saponara, J., Koribalski, B. S., Patra, N. N., & Benaglia, P. (2020). New H I observations of KK 69. Is KK 69 a dwarf galaxy in transition? Astrophysics and Space Science, 365(7), 111. https://doi.org/10.1007/s10509-020-03825-2
- van de Hulst, H. C., Raimond, E., & van Woerden, H. (1954). The spiral structure of the outer part of the Galactic System derived from the hydrogen emission at 21 cm wavelength. Bulletin of the Astronomical Institutes of the Netherlands, 12, 117.