El hidrógeno en el Universo (I): La emisión del hidrógeno neutro a 21 cm.

El hidrógeno es, con diferencia, el elemento químico más abundante del Universo. Creado durante los procesos que sucedieron al Big Bang, particularmente durante la recombinación de los núcleos atómicos (protones en su mayoría) con los electrones unos 380 mil años después del inicio del Cosmos, el hidrógeno es el “padre” del que provienen el resto de elementos químicos. La transformación del hidrógeno en otros elementos ocurre sobre todo dentro de las estrellas (por fusión termonuclear, por ejemplo formando núcleos de helio a partir del hidrógeno, que luego se fusiona en núcleos de oxígeno, silicio, azufre o hierro en las estrellas más masivas) o por la acción de éstas en sus alrededores (explosiones de supernova, que típicamente producen los elementos químicos más pesados que el hierro). Así, deberíamos esperar que los astrofísicos invirtieran gran parte de su esfuerzo en conocer dónde se encuentran las nubes de hidrógeno dentro de las galaxias y dentro de la estructura a gran escala del Cosmos, y qué características tienen.

Pero la cosa no es sencilla. Desgraciadamente los telescopios convencionales no pueden detectar el hidrógeno neutro y frío. Los átomos de hidrógeno sólo pueden emitir luz en los colores “visibles” cuando son excitados por radiación energética (particularmente emisión ultravioleta emitida por estrellas masivas, enanas blancas, y otros procesos violentos). Es así como “vemos” las nebulosas difusas de emisión, nubes gigantescas constituidas sobre todo de hidrógeno, como la Gran Nebulosa de Orión (Figura 1). El color rojizo que típicamente domina estas nubes de gas proviene de la emisión del hidrógeno ionizado (línea H-alpha). Pero, obviamente, este tipo de excitación del hidrógeno no ocurre en las frías profundidades del espacio, particularmente en el casi vacío espacio extragaláctico.

Figura 2: La emisión de 21cm (1420 MHz) del hidrógeno atómico ocurre cuando se produce el cambio del espín del electrón de ser paralelo al espín del protón (arriba) al ser anti-paralelo al protón (abajo). La estructura hiperfina del nivel 1s del átomo de hidrógeno indica que en el primer caso se tiene un poco más de energía (5.9 x 10-6 eV) que en el segundo.

Sin embargo, se da la peculiaridad de que el hidrógeno neutro sí emite cierto tipo de luz. Esta radiación no ocurre en los “colores” que nosotros vemos sino en el dominio de las ondas de radio. La emisión del hidrógeno neutro en radio sucede como consecuencia de la transición atómica entre los dos niveles hiperfinos del estado fundamental del hidrógeno.

¿Qué quiere decir esto? La energía del átomo de hidrógeno, que consta de un protón y un electrón, es ligeramente diferente dependiendo si el espín (análogo al “giro”) del protón y del electrón están en la misma dirección (un poco más de energía) que en direcciones opuestas (un poco menos de energía). Un átomo de hidrógeno en el que el protón y el electrón tengan sus espines paralelos puede emitir un fotón (liberar energía) para pasar al estado en el que ambos espines apuntan en direcciones opuestas (Figura 2). Como la diferencia de energía es muy pequeña (5.9 x 10-6 eV), el fotón emitido tiene una frecuencia baja (1420.4 MHz) y, por tanto, una longitud de onda relativamente larga (21.1 cm).

A esta emisión en radio se la designa como “H I”, la emisión del hidrógeno atómico a 21 cm. No obstante es muy raro que ocurra en un átomo en concreto: la vida media del estado excitado es de unos 10 millones de años. Así, cuando en 1944 el astrónomo holandés Hendrik van de Hultz propuso por primera vez que se usaran radiotelescopios para captar la emisión del H I a 21 cm y así detectar nubes de gas hidrógeno en la Vía Láctea no muchos le hicieron caso. Pero, en realidad, como hay tal enorme cantidad de hidrógeno aún disponible en el Cosmos, la emisión a 21 cm del hidrógeno atómico es, en efecto, no sólo observable, sino fundamental para la Astrofísica contemporánea.

Radiotelescopio de Parkes (NSW, Australia), de 64 metros de tamaño, durante la puesta de Sol. Crédito: Ángel R. López-Sánchez (AAO/MQU).

No fue hasta 1951 cuando los astrónomos Harold Ewen y Edward Purcell de la Universidad de Harvard (EE.UU.) detectaron por primera vez la emisión a 21 cm del hidrógeno atómico, que fue rápidamente corroborada por observaciones independientes desde Europa y Australia. En la actualidad, este tipo de observaciones son rutinarias y otorgan a los astrofísicos piezas claves a la hora de entender nuestro Universo.

Precisamente, una de las grandes ventajas que propiciaban las observaciones en la línea de 21 centímetros del hidrógeno atómico es que, al estar en el rango de las ondas de radio, la extinción de la luz por el polvo y gas interestelar es completamente despreciable. Esto no ocurre en “los colores que nosotros vemos” (el rango óptico del espectro electromagnético), que son fuertemente absorbidos por el polvo y el gas difuso. Así, las observaciones en HI a 21 centímetros permitieron por primera vez “ver” la Vía Láctea en su totalidad.

Fue así como, en 1952 y tras conseguir los primeros mapas de la Galaxia, se encontróque la Vía Láctea tiene una estructura espiral. En este punto hay que insistir en que las observaciones radioastronómicas en la línea de 21 cm no son imágenes, sino espectros. Es una línea de emisión más, y como tal no sólo su intensidad máxima (su brillo) sino también otras propiedades, como la anchura, la velocidad o un análisis de componentes, pueden estudiarse en detalle.

Las observaciones en H I permiten, por efecto Doppler, calcular las distancias a las galaxias o inferir a qué velocidad relativa se mueve el gas dentro de una galaxia. Y, en efecto, ha sido usando observaciones H I a 21 cm de otras galaxias (normalmente el gas es mucho más fácil de observar en las partes externas de las galaxias que las estrellas) como se confirmó definitivamente que las partes externas se movían extremadamente rápido contabilizando la cantidad de masa (estrellas, polvo y gas difuso incluyendo hidrógeno atómico) que contenían, necesitando la componente extra de un amplio pero homogéneo halo de materia oscura para poder mantener las galaxias como entidades estables.

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