Obteniendo la mejor imagen en infrarrojo lejano de la Vía Láctea

Basado en el artículo Fourier-space combination of Planck and Herschel images. Artículo que es parte de la tesis doctoral de Dr. Jorge Abreu Vicente y que fue premiado como portada de la revista Astornomy & Astrophysics en el volumen 604, Agosto de 2017.

Las estrellas nacen en las regiones más densas y frías del medio interestelar, dentro de enormes colecciones de moléculas y polvo conocidas como nubes moleculares (para más información nuestro previo post, y éste otro). Debido a sus frías temperaturas (de unos 250 grados centígrados bajo cero) las nubes moleculares no emiten en óptico, por lo que aparecen como parches negros respecto al fondo estrellado en imágenes de frecuencias sensibles a nuestros ojos (el rango visible o rojo - azul que todos conocemos). Sin embargo, son visibles en las longitudes de onda (o frecuencias) del infrarrojo lejano (FIR en inglés) que tiene unas longitudes de onda de entre 60 y 1000 micras (el rango visible se encuentra entre 0.4 y 0.7 micras).

La astronomía en el infrarrojo lejano es imposible desde tierra, pues nuestra atmósfera bloquea dicha radiación. Sólo la utilización de telescopios espaciales como Herschel o Planck puede abrirnos la puerta al estudio de las nubes moleculares y los secretos de la física de formación estelar. NOTA: las nubes moleculares emiten también en ondas sub- y milimétricas, que sí son observables con radiotelescopios como el IRAM 30m desde tierra. De hecho, necesitamos la unión de observaciones espaciales y de tierra para estudiar las nubes moleculares en su totalidad.

Como ha sido mostrado en nuestro proyecto previo, hay una correlación entre la distribución de densidad de una nube molecular y su actividad de formación estelar. Concretamente, las nubes moleculares con mayores cantidades de gas de alta densidad forman más estrellas que nubes moleculares con gas de baja densidad. En dicho proyecto también comentamos que el paradigma actual de los procesos físicos causantes de la formación estelar tiene dos candidatos principales: gravedad y turbulencia. Aunque dicho trabajo parece decidirse por la gravedad, mayor y más directa prueba es necesaria para tal afirmación. El problema es que distinguir entre gravedad y turbulencia requiere muy precisas medidas de la densidad o masa de las nubes moleculares.

Éste es uno de los principales objetivos científicos del lanzamiento del observatorio espacial Herschel, de la Agencia Espacial Europea (ESA). El método utilizado por Herschel para medir la densidad de nubes moleculares es el siguiente. Las nubes moleculares emiten siguiendo la Ley de Planck. Estosignifica que la nube molecular emite como un cuerpo en equilibrio termodinámico y por tanto su emisión está determinada por su temperatura y su densidad. Esto se puede observar en la figura 1. En dicha figura, se observan 5 sombras verticales que equivalen a las longitudes de onda a las que Herschel es sensible. Conociendo la función empírica de la Ley de Planck y teniendo los cinco valores de Herschel, podemos hacer un ajuste de las observaciones para obtener la temperatura y densidad de la nube molecular que está siendo observada.

Figura 1: Radiación de cuerpo negro (ley de Planck) como función de la longitud de onda, en micras. Éste es el patrón típico de emisión de nubes moleculares. Las línes muestran la emisión de nubes a 10, 20, 30, and 50 grados Kelvin (-263, -253, -243, -223) grados centígrados. El máximo de emisión se encuentra determinado principalmente por la temperatura, mientras que la normalización (desplazamiento en vertical de la función) es influenciada por la densidad. Las bandas verticales muestran las longitudes de onda observadas por Herschel (100, 160, 250, 350, 500 micras de izquierda a derecha). Las dos bandas rojas son las bandas con problemas de calibración que vamos a solucionar en este trabajo.

El problema es el siguiente: las observaciones de Herschel a 100 y 160micras no han sido calibradas en su forma debida. Por supuesto una mala caliración de los instrumentos lleva inexorablemente a medidas erróneas. Y la distinción entre gravedad y turbulencia es tan sutil que las observaciones necesarias para tal fin han de ser extremadamente exactas. Éste es el objetivo de nuestro artículo. Mejorar la calibración de los instrumentos y generar los mapas de temperatura y densidad más exactos nunca obtenidos de todo el plano galáctico.

La calibración de dichas bandas se ha llevado a cabo originalmente bajo la suposición de que el cielo emite igual en todo el campo de visión. Ésto es definitivamente falso. Por no ser tan duro, quizá podríamos llamarlo una sobresimplificación. En regiones de alta emisión debido al polvo como es el plano galáctico, la variación de emisión es tan importante que asumir un fondo de cielo constante resulta en una calibración tan exacta como lanzar tres dados de 20 caras y tratar de predecir sus resultados exactamente. Y sin una calibración exacta, no se pueden medir densidades ni teperaturas exactas de nubes molecularesque por consiguiente lleva al hecho de que no se puede determinar qué procesos físicos actúan en la formación estelar. Los errores de calibración, aunque pueden ser pequenos para los objetos más compactos (de pequena extensión en la imagen), se hacen enormes e impredecibles a gran escala. Esto acentúa más si cabe nuestro problema, pues es a gran escala donde la mayor parte de la masa de las nubes moleculares se encuentra.

En este trabajo tomamos ventaja del lanzamiento de otro observatorio espacial que, aunque destinado a una misión completamente distinta (medir el eco del Big Bang), nos da las herramientas necesarias para recalibrar las observaciones de Herschel. El observatorio Planck generó observaciones a gran escala de cielo completo en su búsqueda del fondo cósmico de microondas (el eco del Big Bang). Para ello, Planck debía sustraer la emisión de nuestra Galaxia, pues ésta bloquea la radiación de fondo cósmico por estar entre éste y nosotros. Por ello, Plank generó unos mapas de densidad y temperatura del cielo muy precisos. Éstos mapas los podemos usar nosotros para recalibrar las imágenes de Hrschel.

En este caso, Planck nos da la temperatura y densidad de cada punto de la Vía Láctea. Nosotros tomamos dicha información y con ello hacemos una ingeniería inversa del proceso mostrado en la figura 1. Con la temperatura y densidad generamos la función de Planck y luego, sabiendo la sensibilidad exacta de Herschel, podemos simular la emisión que Herschel vería en cada punto de la Vía Láctea teniendo una calibración perfecta. En definitiva, podemos usar las observaciones de Planck para corregir los problemas de calibración a gran escala de Herschel, obteniendo así el mejor mapa de densidad y temperatura de la Vía Láctea existente. NOTA IMPORTANTE: el lector se preguntará: y si Planck tiene ya la densidad y temperatura... Por qué no usarlos? La respuesta es que Planck es un telescopio mucho más pequeño que Herschel. Esto se traduce en que Herschel puede resolver partes de cielo mucho más pequeñas que las que puede resolver Planck. Y la formación estelar tiene lugar precisamente en esas escalas pequeñas accesibles a Herschel y no a Planck.

Debido a que este proceso requiere una explicación técnica muy especializada e intensa, no entramos más a fondo en este post, remitiendo al lector al artículo original para más información.

Los resultados obtenidos con esta técnica han demostrado ser realmente espectaculares. Para poder mostrar su validez, primero aplicamos el método a una nube molecular simulada, de la cual podríamos saber con exactitud su densidad y temperaturas reales. Tras validar el método, lo aplicamos a dos regiones de prueba: Orión y Perseo. La segunda se puede ver en la figura 2. La aplicación de nuestro método ha mejorado la estimación de masas observadas por Herschel en Perseo en valores de hasta el 30%. En general, nuestro método es capaz de corregir las masas (equivalente a densidades en los métodos utilizados) de nubes moleculares en factores que varían del 1 al 100. Este logro es verdaderamente impresionante y en la actualidad se está aplicando a la totalidad de observaciones de la Vía Láctea llevadas a cabo por Herschel. Una vez finalizado, habremos conseguido el más exacto mapa de temperatura y densidad de nubes moleculares en la Vía Láctea existente hasta la fecha. Gracias a este trabajo, esperamos finalmente contribuir a la respuesta al enigma de turbulencia o gravedad como principal causante de la formación estelar.

Figura 2: Izquierda: Mapa de densidad de una región de la nube molecular Perseo tras usar nuestra técnica innovadora de calibración para las observaciones de Herschel. Derecha: Comparación de la densidad obtenida por nuestro nuevo método y la densidad de los datos oficiales de Herschel. Las zonas blancas muestran zonas donde los dos métodos son iguales (principalmente, y cómo esperado, las zonas más compactas y densas). Las zonas azules muestran regioines donde los mapas previos de Herschel sobre estimaban densidades. Las zonas rojas muestran las regiones donde Herschel subestimaba las densidades antes de nuestra nueva calibración.