Diagnósticos físicos de una galaxia

Teoría. Una vez tenemos el espectro y el redshift de una galaxia, podemos exprimir su luz para deducir física: ¿sus estrellas son viejas o jóvenes? ¿qué ilumina su gas? ¿en qué fase de su vida está? Aquí explicamos los diagnósticos clásicos que convierten una curva de luz aparentemente anodina en un retrato de la historia de toda una galaxia.

0. Antes de empezar: qué es un espectro y por qué nos dice tanto

Imagina que descompones la luz de una galaxia con un prisma (o, en la práctica, con una red de difracción). En lugar de un único punto de luz obtienes un arcoíris: el espectro. En el eje horizontal va la longitud de onda (el "color", que solemos medir en angstroms, donde 1 Å = 0,0000000001 m); en el vertical, el flujo (cuánta luz llega en cada color).

Ese arcoíris no es liso. Sobre él aparecen tres cosas que son oro puro para la física:

• El continuo: la forma general de la curva. Nos habla de la temperatura y la mezcla de estrellas que componen la galaxia (las estrellas calientes son azules; las frías, rojas).
• Las líneas de absorción: "valles" oscuros donde falta luz. Las producen los átomos de las atmósferas estelares y nos cuentan de qué están hechas las estrellas y qué edad tienen.
• Las líneas de emisión: "picos" brillantes de luz extra. Las produce el gas entre las estrellas cuando algo lo calienta e ioniza. Nos cuentan qué está pasando ahora mismo en la galaxia.

Una galaxia no es una estrella, sino la suma de miles de millones de ellas, más nubes de gas y polvo. Su espectro es, por tanto, un espectro promedio: una mezcla. El arte de los diagnósticos consiste en desenredar esa mezcla y leer en ella la biografía del objeto.

Nota importante a tener en cuenta. Todo lo que sigue se mide en el marco en reposo de la galaxia, es decir, después de deshacer el redshift z. La expansión del universo estira todas las longitudes de onda observadas según λ_obs = λ_emitida · (1 + z). Si no corregimos eso primero, mediríamos las líneas en el lugar equivocado y los diagnósticos darían resultados sin sentido.

1. El salto Dn4000: ¿población vieja o joven?

La idea intuitiva

Justo en 4000 Å el continuo de muchas galaxias da un escalón: la luz cae bruscamente hacia el azul. Por debajo de 4000 Å hay mucha menos luz que por encima. Ese escalón se llama salto de 4000 Å (o 4000-ångström break), y es uno de los rasgos más robustos y fáciles de medir de todo el espectro.

¿Por qué se produce? La causa es que las estrellas frías y viejas acumulan en sus atmósferas muchísimas líneas de metales (sobre todo hierro, magnesio y calcio, en especies como Ca II, Fe I o Mg I) que "comen" la luz azul. Estos átomos, parcialmente ionizados, son extraordinariamente eficaces absorbiendo fotones de longitud de onda corta justo por debajo de 4000 Å. Cuantas más estrellas viejas y frías domine la galaxia, más metales hay actuando como una cortina, y más marcado resulta el escalón.

En cambio, las estrellas jóvenes, calientes y masivas (azules) tienen atmósferas más sencillas, con muchos menos metales actuando, y emiten con fuerza también en el azul. Por eso una galaxia repleta de estrellas jóvenes "rellena" la zona por debajo de 4000 Å y suaviza el escalón.

Cómo se mide

El escalón se cuantifica con el índice Dn4000 (Balogh, 1999), definido como el cociente del flujo medio justo encima de 4000 Å sobre el de justo debajo, medido en el marco en reposo:

Dn4000 = (flujo medio en 4000–4100 Å) / (flujo medio en 3850–3950 Å)

La "n" del nombre (de narrow, estrecho) recuerda que se usan dos ventanas estrechas y pegadas al salto. Existe una versión más antigua y ancha (D4000, con ventanas 4050–4250 Å y 3750–3950 Å), pero la estrecha de Balogh es menos sensible al polvo y se ha convertido en el estándar.

La lectura es directa:

• Dn4000 alto (≳ 1,5) → población vieja y roja, poca formación estelar reciente (elípticas, S0).
• Dn4000 bajo (≲ 1,3) → población joven y azul, formación estelar activa (espirales tardías, irregulares).

Es, en una sola cifra, un "reloj" aproximado de la edad media de las estrellas de la galaxia.

Dn4000 y las poblaciones estelares (avanzado)

Para entender por qué Dn4000 funciona tan bien como reloj conviene introducir el concepto de población estelar simple (SSP): un conjunto de estrellas que nacieron a la vez, de la misma nube y con la misma composición química. Es la pieza de Lego con la que se construye cualquier galaxia real.

La clave está en cómo evoluciona una SSP con el tiempo:

• Justo tras el nacimiento (unos pocos millones de años), la población está dominada por estrellas O y B: masivas, azulísimas, calentísimas (decenas de miles de kelvin). Brillan en el ultravioleta y el azul, así que el salto de 4000 Å es pequeño.
• Las estrellas masivas mueren rápido (las más grandes, en pocos millones de años). A medida que desaparecen, la luz azul se desvanece y la población se va enrojeciendo.
• Pasados unos mil millones de años (Gyr), dominan estrellas frías de tipo K y M y, sobre todo, gigantes rojas. Sus atmósferas, cargadas de metales, excavan el salto de 4000 Å, que crece de forma monótona con la edad.

Esa monotonía es lo que convierte a Dn4000 en cronómetro: salvo en los primeros cientos de millones de años, a más edad, mayor Dn4000. Los modelos de síntesis de poblaciones estelares (los más usados son los de Bruzual & Charlot, 2003) permiten traducir un valor de Dn4000 en una edad media ponderada por luz, una vez se asume una historia de formación estelar.

Nota importante a tener en cuenta. Dn4000 sufre una degeneración edad–metalicidad: una galaxia vieja y pobre en metales puede dar un salto parecido al de otra más joven pero muy rica en metales (los metales también "comen" luz azul). Por eso un único índice no basta para una edad precisa; se combina con otros (como el índice Hδ en absorción, sensible a brotes recientes) para romper la ambigüedad. La cifra de Dn4000 es un excelente indicador relativo, no una edad absoluta exacta.

2. Líneas de emisión: el gas que brilla (avanzado)

Antes de llegar al diagrama BPT conviene entender por qué brillan las líneas de emisión, porque ahí reside toda su potencia diagnóstica.

Ionización y recombinación

Un átomo de hidrógeno neutro tiene su electrón ligado al núcleo. Si le llega un fotón suficientemente energético (ultravioleta), puede arrancarle el electrón: el átomo queda ionizado (H+, un protón suelto). A esto se le llama fotoionización. El gas ionizado es una sopa de protones y electrones libres.

Tarde o temprano, un electrón libre vuelve a ser capturado por un protón: se recombina. Al caer en cascada por los niveles de energía del átomo, emite fotones de longitudes de onda muy concretas. Esos fotones son las líneas de emisión. Las más célebres del hidrógeno forman la serie de Balmer:

• Hα en 6563 Å (rojo intenso, la línea más brillante).
• Hβ en 4861 Å (azul-verdoso).
• Hγ, Hδ... cada vez más al azul y más débiles.

Líneas prohibidas y metales

Además del hidrógeno, el gas contiene oxígeno, nitrógeno, azufre, etc. Cuando los electrones libres chocan con estos iones, los excitan, y al desexcitarse emiten líneas características. Muchas de ellas son líneas prohibidas (se marcan entre corchetes, como [O III], [N II], [S II], [O I]): se llaman así porque, según las reglas de la mecánica cuántica, son transiciones extremadamente improbables... que solo ocurren en gases tan tenues como los del espacio, donde un átomo excitado puede esperar segundos u horas sin chocar con nada antes de desexcitarse. En un laboratorio terrestre la densidad es tan alta que el átomo choca antes de poder emitir, y la línea no aparece. Por eso ver [O III] es prueba directa de gas muy poco denso: el del medio interestelar.

Las líneas más útiles para el diagnóstico son:

¿Quién ioniza el gas?

La intensidad y, sobre todo, los cocientes entre estas líneas dependen de qué está ionizando el gas, porque no es lo mismo una fuente de radiación "blanda" que una "dura":

• Estrellas jóvenes y calientes (formación estelar): su luz ultravioleta ioniza las nubes que las rodean, creando regiones H II. Es una radiación relativamente blanda: ioniza el hidrógeno con facilidad, pero apenas arranca el segundo electrón al oxígeno, así que [O III] sale moderado.
• Un núcleo galáctico activo (AGN): un agujero negro supermasivo en el centro que, al tragar materia, emite una radiación durísima (rica en ultravioleta extremo y rayos X) que ioniza el gas de forma mucho más energética. Esta radiación dura excita con fuerza especies como [O III], [N II], [O I] y [S II], dejando una "huella dactilar" distinta de la de las estrellas.

Esa diferencia de "dureza" es justo lo que el diagrama BPT pone en evidencia.

3. Agujeros negros supermasivos y AGN (avanzado)

El motor central

En el corazón de prácticamente todas las galaxias grandes se esconde un agujero negro supermasivo (SMBH), con masas de entre un millón y varios miles de millones de masas solares. El de nuestra Vía Láctea, Sagitario A\*, tiene unos 4 millones de masas solares y es, afortunadamente para nosotros, tranquilo: apenas come.

Cuando un agujero negro sí está alimentándose activamente, la galaxia alberga un núcleo galáctico activo (AGN). El mecanismo es el siguiente:

• El gas que cae hacia el agujero negro no se precipita en línea recta: forma un disco de acreción que gira a velocidades enormes.
• La fricción y la compresión calientan ese disco a millones de grados, haciéndolo brillar con una potencia que puede superar la de toda la galaxia que lo rodea.
• Esa radiación ultravioleta y de rayos X es la "luz dura" que ioniza el gas circundante y produce las líneas de emisión características.

Los AGN tienen un zoo de nombres según cómo los veamos (cuásares, blazares, radiogalaxias...), pero para el diagnóstico espectroscópico nos importan sobre todo dos familias: las Seyfert y las LINER.

Seyfert frente a LINER

• Seyfert: AGN "clásicos", con líneas de emisión intensas y una radiación muy dura. La galaxia anfitriona suele ser una espiral. Son la huella de un agujero negro comiendo con apetito.
• LINER (Low-Ionization Nuclear Emission-line Region): muestran líneas de emisión de baja ionización relativamente fuertes ([O I], [N II], [S II]) frente a las de alta ionización. Su origen se ha debatido mucho: pueden ser AGN débiles o "muriéndose de hambre", pero también pueden estar alimentados por estrellas viejas y calientes (post-AGB) en galaxias sin apenas gas. Por eso a veces se prefiere el término más neutro de galaxias con emisión de baja ionización.

Distinguir Seyfert de LINER no es un capricho taxonómico: nos dice si el agujero negro está en un episodio voraz o agonizante, lo que cambia por completo el papel que juega en la evolución de su galaxia.

4. El diagrama BPT: ¿formación estelar o núcleo activo?

Ya tenemos los ingredientes. El diagrama BPT (Baldwin, Phillips & Terlevich, 1981) es la herramienta estándar para decidir qué ioniza el gas de una galaxia. Su idea es genial por lo sencilla: enfrenta dos cocientes de líneas que están muy próximas entre sí en longitud de onda.

log([O III] 5007 / Hβ) frente a log([N II] 6584 / Hα)

Por qué usar cocientes de líneas cercanas

La elección de los pares no es casual:

• [O III]/Hβ (ambas hacia 4900–5000 Å) mide la dureza de la radiación: cuánto oxígeno se ha ionizado dos veces respecto al hidrógeno. Una radiación dura (AGN) lo dispara hacia arriba.
• [N II]/Hα (ambas hacia 6500–6600 Å) mide la ionización del nitrógeno respecto al hidrógeno y crece también con la dureza y la metalicidad.

Como cada par está pegado en longitud de onda, ambas líneas del cociente sufren el mismo enrojecimiento por el polvo interestelar (el polvo absorbe más el azul que el rojo, pero si dos líneas están casi en el mismo color, las absorbe casi igual). Al dividir una entre otra, el efecto del polvo se cancela. El cociente es, por tanto, insensible al enrojecimiento: una propiedad valiosísima, porque el polvo es uno de los grandes enemigos de las medidas astronómicas.

Cómo se lee el diagrama

Al poner cada galaxia como un punto, los objetos no caen al azar: dibujan una característica forma de "ala" con dos ramas. Dos curvas teóricas separan las regiones:

• Por debajo de la curva de Kauffmann (2003) → galaxias de formación estelar (regiones H II): estrellas jóvenes ionizando el gas.
• Por encima de la de Kewley (2001) → dominadas por un núcleo activo (AGN): la radiación dura del agujero negro.
• Entre ambas → objetos compuestos (mezcla de los dos mecanismos).

Las dos curvas tienen orígenes distintos, y por eso conviven:

• La línea de Kewley (2001) es un límite teórico máximo: marca lo más arriba que pueden llegar las galaxias ionizadas solo por estrellas, según los modelos. Cualquier cosa por encima no puede ser pura formación estelar.
• La línea de Kauffmann (2003) es empírica: traza, a partir de datos reales del Sloan Digital Sky Survey, dónde acaba en la práctica la nube de galaxias formadoras de estrellas. Está por debajo de la de Kewley, y la franja entre ambas es la de los compuestos.

Nota importante a tener en cuenta. Este BPT, el de [N II], no separa los dos tipos de AGN (Seyfert y LINER): para eso hacen falta los diagramas con [S II] o [O I]. En esos diagramas alternativos aparece una segunda línea divisoria (la de Schawinski, 2007) que parte la región AGN en una rama Seyfert (arriba) y otra LINER (abajo). Además, el BPT solo funciona si la galaxia tiene líneas de emisión medibles; las galaxias rojas y pasivas a menudo carecen de gas emisor y no se pueden situar en el diagrama: son las llamadas galaxias "sin líneas" o quiescent.

5. Color, magnitud y el "valle verde"

La bimodalidad

Si tomamos muchas galaxias y representamos su color (por ejemplo u − r: cuán roja es) frente a su luminosidad (magnitud absoluta), no se reparten al azar. Aparecen dos grupos bien separados:

• La secuencia roja: galaxias viejas y pasivas (elípticas, S0), que ya no forman estrellas. Su luz la dominan estrellas frías y rojas, y su Dn4000 es alto.
• La nube azul: galaxias con formación estelar activa (espirales, irregulares). Sus estrellas jóvenes y calientes las tiñen de azul, y su Dn4000 es bajo.
• Entre ambas, poco poblado, el valle verde: la zona de transición, donde se cree que las galaxias están "apagando" su formación estelar y migrando de la nube azul a la secuencia roja.

Esta bimodalidad (dos poblaciones) es una de las pistas más importantes sobre cómo evolucionan las galaxias: no cambian de color poco a poco al azar, sino que parecen apagarse de forma relativamente rápida, dejando el valle verde casi vacío.

Por qué el color hay que entenderlo bien (avanzado)

¿Qué significa exactamente "color" aquí? En astronomía, un color es simplemente la diferencia de magnitudes en dos filtros distintos, por ejemplo u (ultravioleta) y r (rojo): color = u − r. Como las magnitudes son al revés de lo intuitivo (cuanto más brillante, menor número), un objeto rojo emite poco en u (magnitud u grande) y mucho en r (magnitud r pequeña), así que u − r resulta grande. Por eso: más rojo = u − r mayor.

El color es un indicador estupendo porque solo necesita fotometría (medir brillo en varios filtros), mucho más barata que un espectro completo. Pero por sí solo no basta para colocar bien una galaxia en el eje vertical de la luminosidad: para eso hace falta convertir su brillo aparente en magnitud absoluta, y ahí entran la distancia y la corrección K.

Magnitudes absolutas y corrección K (avanzado)

El brillo aparente (magnitud aparente m) nos dice cuánta luz recibimos, pero depende de lo lejos que esté el objeto: una galaxia intrínsecamente brillante puede vernos tenue solo por estar muy lejos. Para comparar galaxias entre sí necesitamos su brillo intrínseco, la magnitud absoluta M, definida como el brillo que tendría a una distancia de referencia de 10 parsecs. La relación es:

M = m − 5 · log10(d / 10 pc)

donde d es la distancia. El término 5 · log10(d/10 pc) es el módulo de distancia. Por tanto, necesitamos la distancia para obtener M, y a redshift bajo esa distancia se estima con la ley de Hubble: v ≈ H0 · d, donde v se deduce del redshift (v ≈ c · z) y H0 es la constante de Hubble.

Pero hay una sutileza adicional, la corrección K. Cuando observamos una galaxia lejana, el redshift estira su espectro: la luz que captamos hoy en el filtro r fue emitida por la galaxia en una longitud de onda más azul de la que ese filtro mide en reposo. Es decir, no estamos comparando la misma región del espectro en galaxias cercanas y lejanas. La corrección K (K(z)) es el ajuste que reconduce la medida a lo que veríamos si la galaxia estuviera en reposo, para comparar peras con peras:

M = m − 5 · log10(d / 10 pc) − K(z)

La corrección K depende del filtro y de la forma del espectro de cada galaxia (no es la misma para una roja que para una azul), y crece con el redshift. A redshift muy bajo es casi despreciable, pero ignorarla introduce un error sistemático que enrojece y atenúa artificialmente las galaxias lejanas.

Nota importante a tener en cuenta. Para situar cada galaxia en este diagrama hace falta su distancia (para pasar de brillo aparente a magnitud absoluta). SusoLabs - Cosmos la estima con la ley de Hubble a z bajo, sin correcciones cosmológicas finas ni corrección K, así que las posiciones son aproximadas y solo orientativas.

El "quenching": cómo se apaga una galaxia (avanzado)

El valle verde casi vacío plantea una pregunta enorme: ¿por qué una galaxia deja de formar estrellas? A ese apagado se le llama quenching, y es uno de los grandes problemas abiertos de la astrofísica extragaláctica. Que el valle esté tan despoblado significa que la transición es rápida comparada con la edad del universo: las galaxias no se quedan mucho tiempo a medio camino.

Se barajan varios mecanismos, no excluyentes:

• Retroalimentación del AGN (AGN feedback): el agujero negro central, al activarse, calienta o expulsa el gas frío con el que se forman estrellas. Aquí se cierra el círculo con las secciones anteriores: el mismo AGN que detectamos en el BPT podría ser el responsable de empujar a la galaxia hacia la secuencia roja.
• Agotamiento del gas: simplemente, la galaxia se queda sin combustible y no logra reponerlo.
• Procesos ambientales: en cúmulos densos, una galaxia puede sufrir ram-pressure stripping (el gas intergaláctico le arranca su propio gas al moverse a través de él) o estrangulamiento (deja de recibir gas fresco del exterior).
• Fusiones: la colisión de dos galaxias puede consumir el gas en un brote intenso y dejar el sistema exhausto, transformándolo a menudo en una elíptica roja.

La belleza de SusoLabs - Cosmos es que permite ver con tus propios datos las tres caras de esta misma historia: el Dn4000 te dice si las estrellas ya envejecieron, el BPT te dice si hay un AGN en marcha, y el diagrama color–magnitud te dice en qué punto del viaje hacia la secuencia roja se encuentra la galaxia. Son tres ventanas a un mismo proceso: el lento (o no tan lento) apagado de las galaxias.

Para saber más

• Salto de 4000 Å y poblaciones estelares — Wikipedia (ES): Población estelar
• Núcleos galácticos activos — Wikipedia (ES): Núcleo galáctico activo
• Agujeros negros supermasivos — Wikipedia (ES): Agujero negro supermasivo
• Cartografiado del cielo y diagramas de diagnóstico — Sloan Digital Sky Survey (SDSS): https://www.sdss.org
• Galaxias y agujeros negros, divulgación — NASA Science: https://science.nasa.gov
• Imágenes y ciencia de galaxias — Observatorio Europeo Austral (ESO): https://www.eso.org
• Misiones de astrofísica europea — Agencia Espacial Europea (ESA): https://www.esa.int
• Libro clásico — Galaxies in the Universe: An Introduction, Linda S. Sparke & John S. Gallagher.
• Libro clásico — Galaxy Formation and Evolution, Houjun Mo, Frank van den Bosch & Simon White.

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