El lunes 11 de julio el presidente de EE.UU. Joe Biden decidió adelantarse al anuncio oficial y presentar una de las imágenes, así que Nahúm Méndez Chazarra y yo hicimos una emisión por YouTube para comentar el evento en directo. Finalmente acabó retrasándose bastante, y mientras esperábamos respondimos preguntas del chat (muchas de las cuales están ya explicadas aquí) e hicimos un repaso de los objetos que se habían elegido para estas primeras imágenes con JWST, cuyo listado ya era público. Finalmente el evento en sí fue extremadamente breve, con pequeños discursos sobre lo que significaba la misión por parte de la vicepresidenta de EE.UU. Kamala Harris, el presidente Joe Biden, y el administrador de la NASA Bill Nelson, antes de pasar a mostrar la observación del cúmulo de galaxias SMACS 0723. A pesar de que había cargos científicos de la NASA presentes, tras una brevísima explicación de la imagen del cúmulo de galaxias se hizo salir a la prensa y cortaron la conexión en directo, así que Nahúm y yo estuvimos explicando por nuestra parte la imagen una vez ya descargada de las páginas web de la NASA y la ESA. Más tarde nos enteramos de que la reunión prosiguió de forma interna con el resto de imágenes y resultados de JWST, que no se mostrarían al público hasta el día siguiente.
Tras ello pude por fin mirar en detalle las imágenes y leer bien las notas de prensa, y el miércoles se pusieron a disposición del público tanto los datos originales como las propuestas de observación que detallaban la motivación de cada una, los modos instrumentales usados, los tiempos de exposición en cada filtro, etcétera. Esto me sirvió para descubrir unas cuantas curiosidades extra que no se habían mencionado oficialmente, y las estudié a fondo para contar el jueves en Coffee Break: Señal y Ruido todo lo que pudiera en el tiempo que teníamos. Pero había tanto que decir que finalmente quedó un programa monográfico de tres horas que puede verse a continuación:
Durante el programa, por cierto, mencionamos cuándo observó JWST un determinado objeto o en qué momento lo estará haciendo exactamente. La planificación de las observaciones puede consultarse en este enlace, tanto de las ya realizadas como las que están a una semana o menos en el futuro. Además hay un bot de Twitter que usa esta información y pone un tweet avisando de qué objetivo se observa en cada momento. Nahúm ha hecho también otro en español.
He acabado tardando bastante en poner todo esto en el blog, pero tal vez sea mejor así porque mientras tanto salió publicado el artículo científico que describe en detalle estas primeras observaciones. Como hay alguna ligera discrepancia entre las especificaciones de cada propuesta de observación y lo que se acabó observando realmente, aquí usaré los datos correctos al dar los detalles correspondientes.
La imagen puede verse a continuación, aunque recomiendo mucho entrar aquí y hacer zoom para examinarla en detalle.
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| Crédito: NASA/ESA/CSA/STScI (Fuente) |
El instrumento usado para obtenerla fue NIRCam, la cámara de infrarrojo cercano, y se observó el 7 de junio utilizando filtros anchos que cubrían un rango de 0.8 a 5 micras (µm). Cada filtro viene nombrado por la letra "F" seguida de un número de tres o cuatro cifras que corresponde a la longitud de onda central en micras con dos decimales (por ejemplo, 090 son 0.90 µm), y luego un sufijo que indica la anchura (en este caso "W" de "wide", "ancho" en inglés). Los detalles técnicos de los filtros pueden encontrarse aquí.
En la imagen podemos ver, en primer lugar, puntos brillantes azulados con seis espículas grandes y una línea horizontal más tenue, que corresponden con estrellas de nuestra propia galaxia apareciendo en el campo de visión. En el centro, de color blanquecino, están las galaxias elípticas del cúmulo, de formas difusas en comparación con las galaxias espirales. Además puede verse un brillo blanquecino tenue que las rodea, que indica que varias de esas galaxias colisionaron en el pasado y muchas de sus estrellas están dispersas por la zona. Y entre la gran cantidad de galaxias en esta pequeña región del cielo hay unas cuantas que se ven estiradas y distorsionadas, formando arcos e imágenes múltiples, como resultado del efecto de lente gravitacional del cúmulo. Muchas de ellas se ven de colores más rojizos, debido a que su luz ha ido aumentando de longitud de onda en su viaje hacia nosotros porque el universo se fue expandiendo de tamaño mientras tanto. A este fenómeno de estiramiento de la longitud de onda lo llamamos "desplazamiento al rojo" aunque la observación entera esté tomada en infrarrojos, debido a que en la luz visible el rojo es el color con mayor longitud de onda y el azul el de menor. La luz de los distintos filtros infrarrojos se ha representado en la imagen con colores ordenados de la misma forma que en la luz visible, para preservar la ilusión. De hecho, me llegué a preguntar si, debido a este desplazamiento, habría alguna galaxia mostrada en la imagen con los colores que tendría realmente cuando emitió su luz, si al representar los filtros de infrarrojo con colores de luz visible concidiesen con los originales. Sin embargo, el rango de longitudes de onda observado es demasiado amplio. Para que la luz azul de una galaxia se detecte con los filtros representados en azul, su desplazamiento al rojo (z) debería ser de entre 0.7 y 2.4 (donde 0 es la longitud de la onda cuando se emitió, 1 es el doble, 2 es el triple…). Para que la luz verde se muestre en color verde en la imagen, z tendría que estar entre 2.6 y 4.4. La luz emitida como naranja se verá naranja en la imagen en galaxias con z ≈ 4.4-5.3, y para que ocurra con el rojo hará falta z ≈ 5.3-5.7.
Una curiosidad es que la imagen es un cuadrado con un lado de sólo 2.4 minutos de arco. La Luna se ve en el cielo con un tamaño angular de medio grado (30 minutos de arco), así que todas esas galaxias aparecen en una parte diminuta del universo (al hacer el cálculo, me sale que harían falta 25783079 observaciones así para cubrir todo el cielo). Y la exposición total uniendo todos los filtros es de 12 horas y media, aunque quizá sorprenderá saber que sólo se tardó 6 horas y cuarto en obtenerse. La clave está en cómo funciona el instrumento: la luz entrante se encuentra con un dicroico que refleja las longitudes de onda de 2.3 µm o menos y deja pasar el resto, mandándolas por caminos diferentes. De este modo puede observarse la misma región del cielo con dos filtros distintos al mismo tiempo, y se tomaron datos durante 2 horas y 5 minutos con cada par. Además, como con una longitud de onda de la mitad de tamaño se puede obtener el doble de resolución, el detector para las longitudes de onda largas es un cuadrado de 2040x2040 píxeles mientras que el de longitudes de onda cortas está formado por cuatro de ellos, como puede verse en la imagen:
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| Campos de visión de la cámara del instrumento NIRCam (Fuente) |
Aquí también se ve que el instrumento no tiene sólo un campo de visión cuadrado sino dos, uno al lado del otro, porque NIRCam consta de dos módulos que trabajan en paralelo. De modo que en esas 6 horas y cuarto no sólo se tomaron 12 horas y media de exposición, sino que el área fue el doble de grande de lo que se anunció porque venía otro campo contiguo observado de forma "gratuita". Este otro campo muestra gran cantidad de galaxias sin las distorsiones ni magnificaciones de la lente gravitacional del cúmulo, y puede verse
aquí procesado por Judy Schmidt.
Algo también interesante es que los huecos entre los detectores que forman el campo de visión cuadrado para las longitudes de onda cortas no se ven en la imagen final, y además dicho cuadrado tiene sólo 2.2 minutos de arco en vez de 2.4. El motivo de ambas cosas es que estas imágenes no se hacen con un único apuntado, sino varios en coordenadas ligeramente distintas (9 en esta observación) para que haya solapamiento de distintas partes del detector en cada zona. Así no sólo se obtiene un campo de visión algo mayor y se tapan huecos, sino que permite corregir imperfecciones y artefactos de una zona concreta del chip, píxeles estropeados, el impacto de rayos cósmicos, etcétera. A estas exposiciones individuales las llamamos "dithers".
La propuesta de observación cuenta que el tiempo de exposición fue calculado para igualar la profundidad de los Frontier Fields del Hubble a 0.8 µm (que necesitó unas 28 h para ello), una vez y media la del Hubble a 1.6 µm, y casi 10 veces la del telescopio infrarrojo Spitzer. Dicen que estos tiempos serían suficientes para detectar fácilmente GN-z11, la galaxia más lejana confirmada hasta entonces, en todos los filtros excepto el de 0.9 µm. Sin embargo, dado que el observatorio se está comportando bastante mejor de lo que esperaban, todos estos requisitos se superaron en la imagen final.
Estas imágenes de alta resolución de NIRCam se usaron para seleccionar 48 galaxias de interés en el campo y después apuntar a esa zona con el panel de microobturadores de NIRSpec, abriéndolos en grupos de tres para formar rendijas con las que hacer espectroscopía de cada una de ellas, todas al mismo tiempo. Estas galaxias incluían varias del cúmulo, algunas que forman arcos por la distorsión de la lente gravitacional, y un conjunto variado a distintas distancias. A la prensa enseñaron principalmente las cuatro galaxias más lejanas, cuyos espectros pueden verse a continuación con las mismas líneas de emisión cada vez desplazadas hacia longitudes de onda más largas:
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| Crédito: NASA/ESA/CSA/STScI (Fuente) |
El espectro de la más lejana, de la que vemos luz emitida hace poco más de 13100 millones de años (menos de 700 millones de años tras el Big Bang) y con desplazamiento al rojo z = 8.498, lo mostraron en más detalle para hacer ver que incluso a esa distancia se podía estudiar su composición. Con varias líneas detectadas de cada elemento químico, también es posible calcular las propiedades de los distintos gases y aprender aún más sobre este objeto tan lejano. Todos estos espectros se obtuvieron el 30 de junio.
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| Crédito: NASA/ESA/CSA/STScI (Fuente) |
Pero además del método de espectroscopía multiobjeto de NIRSpec, el 17 de junio también se sacaron espectros de todo el campo al mismo tiempo sin usar rendija, con el modo correspondiente del instrumento NIRISS. Se usaron dos filtros para restringirse a secciones concretas del espectro y que no haya tantos solapamientos, y los espectros se hicieron en dos direcciones perpendiculares para aumentar las posibilidades de que en una de ellas no se cruce con el de otro objeto (unos 47 minutos por filtro en cada dirección). En la imagen siguiente se muestra el uso de esta técnica para confirmar que dos de los arcos creados por la lente gravitacional son en realidad imágenes de la misma galaxia, ya que el desplazamiento al rojo de las líneas espectrales es igual en ambas (e indica que su luz fue emitida hace unos 9300 millones de años):
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| Crédito: NASA/ESA/CSA/STScI (Fuente) |
El 14 de junio también se obtuvieron imágenes en infrarrojo medio con el instrumento MIRI, que tiene un campo de visión más pequeño que NIRCam y no cubre toda la zona. En vez de hacer un mosaico de apuntados, el equipo optó por priorizar la profundidad alcanzada en ese área menor, con hora y media de exposición en cuatro filtros anchos cubriendo un rango de 6.6 a 19.5 µm y haciendo 10 dithers con cada uno. A continuación puede verse una comparación entre lo que se vio en infrarrojo medio y en infrarrojo cercano:
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| Crédito: NASA/ESA/CSA/STScI (Fuente) |
En el rango de infrarrojo medio, las estrellas suelen aparecer en las longitudes de onda más cortas y por tanto se ven principalmente de color azul en la imagen. En longitudes de onda más largas se ve el brillo del polvo interestelar que oculta la luz de estrellas en galaxias con regiones de formación estelar. Así que, aunque en luz visible las estrellas azules son las más jóvenes y cuando una galaxia se ve amarilla y rojiza indica poblaciones más envejecidas, en esta imagen de MIRI ocurre más bien al contrario: las galaxias más envejecidas apenas tienen ya gas y polvo y sólo brillan las estrellas, mientras las que se mantienen jóvenes aparecen representadas en colores amarillos y rojos. Las galaxias en rojo que aparecen muy pequeñas, no obstante, podrían tener ese color debido a su gran desplazamiento al rojo aunque tengan menos cantidad de polvo.
Nada más hacerse públicos los datos de esta observación muchos grupos se pusieron a trabajar con ellos de inmediato, hasta el punto de que sólo unos días después ya había artículos concluyendo que la proporción de galaxias espirales en épocas tempranas del universo es mucho mayor de lo esperado, nuevos modelos de la distribución de masa del cúmulo en base a su efecto de lente gravitacional, etcétera. Pero la verdadera carrera empezó a darse para ser los primeros en encontrar las galaxias más lejanas y tempranas del universo, tanto en esta observación como en los datos que se iban publicando de programas como GLASS y CEERS. En épocas tempranas del universo, las primeras estrellas masivas y núcleos activos de galaxias fueron ionizando el hidrógeno a su alrededor hasta dejar el medio intergaláctico en su estado actual (en un proceso llamado Reionización); por tanto, antes de ocurrir esto la luz ultravioleta con energía suficiente para ionizar el hidrógeno era absorbida por el gas, y no vemos luz de una galaxia emitida con longitudes de onda menores. Como el descenso de brillo es muy brusco, observando a partir de qué filtro dejamos de ver la galaxia se puede estimar el desplazamiento al rojo de su luz sin obtener un espectro. Y este método fue el que se usó para sacar artículos a toda velocidad: no tardaron en aparecer galaxias candidatas a z~11-13, a z=16.7, e incluso a z~20 (!) (Francis Villatoro explica el tema bien en su blog a raíz de estas últimas).
De hecho, se detectaban tantas candidatas en las primeras observaciones que empezó a haber tensión con las predicciones de los modelos cosmológicos sobre cuántas galaxias por unidad de volumen deberían existir tan temprano, y los proponentes de un universo sin materia oscura o incluso sin Big Bang lo tomaron como prueba de que sus teorías eran las correctas. Pero sacar resultados tan rápido puede jugar malas pasadas. Los descubridores de una galaxia candidata a z~14, por ejemplo, explican en su artículo que el software de procesado de JWST todavía no contaba en esa fecha con los datos de calibración de los meses de puesta a punto en el espacio sino que aún usaba los medidos en tierra, e hicieron una gran cantidad de trabajo extra para asegurarse de que los resultados eran buenos a pesar de ello (algo que podría haberse evitado esperando unas semanas, si no existiese la presión académica por ser los primeros). En agosto ya era posible empezar a comparar los desplazamientos al rojo de varias candidatas encontradas por distintos grupos y ver la inconsistencia de resultados, salió también un artículo mostrando que candidatas a z > 12 podrían ser en realidad galaxias a z < 7 rodeadas de mucho polvo, y la puntilla llegó al reprocesar las observaciones con los datos de calibración correctos y mostrar que bastantes candidatas estarían en realidad a desplazamientos al rojo mucho menores.
Al final hay que tener siempre cautela y esperar a tener un espectro de la galaxia lejana antes de dar su distancia por buena. Ya hay programas de observación con JWST dedicados a obtener espectros de muchas para estudiar la Reionización, o analizar en detalle una galaxia a z = 11 de la que vemos tres imágenes por la distorsión gravitacional del cúmulo MACS J0647.7+7015. Y hablando de lentes gravitacionales, otro programa promete mejorar las estimaciones del parámetro de Hubble observando un sistema lente con el espectrógrafo de campo integral de NIRSpec, y además JWST ya ha obtenido nuevas imágenes de la estrella Earendel y esta semana salió un artículo con los resultados.
Espectro de transmisión del exoplaneta WASP-96 b
Los siguientes datos mostrados no consistieron en imágenes, sino en el espectro de la atmósfera de un planeta que orbita una estrella a 1150 años luz de distancia. El nombre del planeta, WASP-96 b, viene de haber sido descubierto por el proyecto Wide Angle Search for Planets, que tiene dos telescopios robóticos formados por 8 cámaras con lentes fotográficas de gran angular cada una, como si de enormes ojos compuestos de avispa se tratase. Uno de estos telescopios, SuperWASP North, se encuentra en el observatorio del Roque de los Muchachos, en las islas Canarias, aunque este exoplaneta se descubrió con SuperWASP South, en Sudáfrica. El planeta es un gigante gaseoso con algo menos de la mitad de la masa de Júpiter pero un tamaño 20% mayor, debido a la proximidad a su estrella, bastante parecida al Sol, a la que orbita una vez cada 3.4 días. Su atmósfera está enormemente hinchada debido a las altas temperaturas.
Puesto que la fracción de luz estelar que atraviesa la atmósfera del planeta es muy pequeña y sólo se vuelve aparente al comparar el espectro de la estrella sola con el que se mide teniendo el planeta delante, obtener este tipo de espectros es complicado. Por ello, pensé que se eligió este objetivo no sólo por ser un planeta gigante con atmósfera extensa mucho más fácil de medir que la de un planeta pequeño como la Tierra, sino porque al orbitar en tan pocos días podrían observarse varios tránsitos para luego sumar o promediar los datos. Pero no era así: cuando se usó el modo de NIRISS para hacer espectroscopía de un sólo objeto sin rendija (ya que este sistema estelar se ve sólo como un punto de luz), se hizo una sola observación de 6 horas y 23 minutos que obtuvo datos más que suficientes desde antes hasta después del tránsito, como muestra la siguiente imagen:
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| Crédito: NASA/ESA/CSA/STScI (Fuente) |
En ella pueden verse dos horas y media de observaciones del brillo de la estrella sola, después la disminución de luminosidad durante el tránsito, y luego otra hora y media de la estrella nada más (cada punto es una toma de datos en la que se obtuvo un espectro individual). A pesar de que el planeta oculta sólo el 1.5% del brillo total de la estrella y la luz absorbida por su atmósfera es una pequeña parte de eso, este único tránsito fue suficiente para obtener un espectro combinado excepcionalmente bueno entre 0.6 µm (luz roja todavía visible) y 2.8 µm (inaccesible a telescopios terrestres). Los datos se muestran a continuación:
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| Crédito: NASA/ESA/CSA/STScI (Fuente) |
Con este espectro se pudo confirmar la
presencia de vapor de agua en la atmósfera de WASP-96 b, apreciable en las características ondulaciones del espectro que se ven también en la primera gráfica de
mi entrada anterior, que muestra su absorción de luz en la atmósfera terrestre. Esto no indica en absoluto que haya agua líquida en el planeta, no obstante, ya que se ha podido calcular una temperatura atmosférica de unos 750 °C. Otro de los descubrimientos es algo inesperado, no obstante: observaciones anteriores indicaban una ausencia de nubes que permitiría obtener datos de capas más profundas de la atmósfera, pero con JWST se detectaron indicios precisamente de nubes y brumas. Parece que ni situando un telescopio fuera de la atmósfera terrestre se libran los astrónomos de que les salga el día nublado el día que van a observar algo.
La
propuesta de esta observación nos deja otra sorpresa: originalmente no se iba a apuntar a este sistema sino a
HAT-P-18 b, un exoplaneta más cercano a nosotros con 0.18 veces la masa de Júpiter, un 95% de su radio, y que orbitaba su estrella cada 5.5 días. No obstante,
la presencia de otra estrella cercana complicó el análisis y tuvieron que hacer la observación extra de WASP-96 b para asegurar resultados.
Una pregunta que surge al hablar de esta observación es cuándo se utilizará ese método para buscar signos de vida en exoplanetas próximos más parecidos a la Tierra, es decir, rocosos en vez de gaseosos y con temperaturas más bajas. La verdad es que en la estrella más cercana, Alfa Centauri C (o Próxima), hay un planeta rocoso en la zona de habitabilidad, pero como no produce tránsitos será muy difícil estudiarlo con JWST debido a que la estrella es una enana roja y el planeta se encuentra muy próximo a ella. Hay planeadas observaciones de Alfa Centauri A, que es más parecida al Sol, pero de momento sólo para buscar planetas gigantes y aprender si pueden formarse en esa región pese a la influencia de la cercana Alfa Centauri B.
Medir el espectro de la atmósfera de un planeta rocoso en la zona de habitabilidad tal vez sólo sea posible esta década en torno a enanas rojas, y primero hay que empezar por ver si dichas atmósferas existen o algo impide que se formen o perduren. Muchas observaciones del primer año de JWST se dedicarán a esto, siendo el objetivo por excelencia los exoplanetas de TRAPPIST-1, a los que se dedicará el 8.2 % de todo el tiempo dedicado a exoplanetas con este telescopio (que en sí ya es una cuarta parte del tiempo total, con lo que vamos a aprender mucho próximamente). Están repartidos en varias propuestas (1, 2, 3, 4, 5), pero se hará espectroscopía en tránsitos de los siete exoplanetas del sistema, y además se intentará distinguir entre la ausencia de atmósfera o una atmósfera opaca como la de Venus en los dos más próximos a la estrella, a base de medir su luz antes y después de ser eclipsados por ésta (6, 7, 8). Una de estas propuestas también incluye la búsqueda de atmósferas en planetas en torno a otras enanas rojas, para estudiar los factores que podrían influir en su existencia, y hay alguna más con propósitos parecidos.
Nebulosa planetaria NGC 3132
Las siguientes imágenes fueron de una nebulosa planetaria, un tipo de objeto que se denomina así porque cuando se descubrieron, su apariencia en el telescopio recordaba a la forma circular de un planeta, aunque muy tenue. Pero en realidad representan el final de la vida de estrellas similares al Sol, cuando la fusión de helio y tal vez elementos más pesados como carbono y oxígeno es menos estable, y produce pulsos que hinchan la estrella y acaban expulsando sus capas externas y dejando el núcleo expuesto en forma de enana blanca.
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| Crédito: NASA/ESA/CSA/STScI (Fuente) |
Esta imagen, obtenida el 3 de junio, está de nuevo hecha con uno de los dos módulos de NIRCam, como la del cúmulo de galaxias, y recomiendo mucho
hacer zoom para ver bien todos los detalles. A pesar de que en el centro de la nebulosa se puede ver una estrella brillante, no se trata de la enana blanca que quedó tras expulsar las capas exteriores, sino una estrella compañera del doble de masa del Sol y que aún está fusionando hidrógeno en su centro. La enana blanca puede verse coincidiendo con una de las espículas, abajo a la izquierda de la estrella compañera, y a pesar de su menor brillo es la principal responsable de la ionización del gas a su alrededor debido a una temperatura superficial de más de 100000 °C. Dado que llegó antes al final de su vida, la estrella que formó la nebulosa planetaria debió tener originalmente más masa que su compañera (las estrellas más masivas viven menos tiempo). Y el sistema binario que forman tuvo una enorme influencia en la distribución del gas de las capas expulsadas a su alrededor: al orbitarse entre sí fueron removiéndolo y dando lugar a una forma de reloj de arena, que desde la Tierra vemos por una de sus dos aberturas. Dado que ambas estrellas pueden verse en imágenes telescópicas me pregunté si se habría visto algún cambio en su posición a lo largo de los años, pero se encuentran a una separación angular de 1.7 segundos de arco, que a una distancia de 2500 años luz de nosotros se traduce en más de 1000
unidades astronómicas entre sí. Hará falta esperar mucho tiempo para poder ver su movimiento orbital en fotografías.
De este objeto no se hicieron espectros, pero como se encuentra en nuestra galaxia, sin desplazamiento al rojo debido a la expansión del universo, se pudo aprovechar que las líneas espectrales están en longitudes de onda conocidas para sacar más información de las fotografías. Se usaron un par de filtros anchos al igual que en el cúmulo, aunque con sólo 24 minutos de exposición, elegidos para destacar la dispersión y emisión de luz por el polvo y mostrar las imágenes de fondo. Pero los otros cuatro filtros son estrechos (con la letra N de "narrow"), con 39 minutos de exposición cada uno, y situados donde aparecen dos líneas distintas de hidrógeno atómico y otras dos correspondientes a modos de rotación y vibración de hidrógeno molecular (H2). El tener más de una línea espectral del mismo elemento o molécula permite distinguir entre estados más energéticos o menos, y así con estas imágenes se puede estudiar el estado y temperatura del gas en todas las regiones de la nebulosa.
También hubo observaciones con MIRI el 12 de junio, y aquí se hizo un mosaico de dos apuntados para cubrir buena parte del campo de visión de NIRCam.
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| Crédito: NASA/ESA/CSA/STScI (Fuente) |
Los filtros de MIRI son todos bastante anchos, pero se eligieron unos que abarcasen ciertas bandas de emisión de moléculas de hidrocarburos características del polvo (a 7.7 µm y 11.3 µm) y también líneas brillantes de neón y azufre ionizados. Esta imagen en infrarrojo medio tiene menos resolución que la de infrarrojo cercano, debido a las mayores longitudes de onda, pero aun así puede verse en mucho detalle la estructura de la distribución de polvo en el exterior de la nebulosa, así como la región de gas ionizado en el interior. La enana blanca también aparece bastante más brillante aquí y en colores rojizos, posiblemente debido a la presencia de polvo a su alrededor. No queda claro si provendrá del material expulsado por la estrella que murió o vendrá de gas robado a la estrella compañera, pero futuras investigaciones se encargarán de averiguarlo.
Algo curioso es la presencia de una galaxia espiral de fondo vista totalmente de canto como un segmento brillante alineado con la estrella central. Al ampliar la imagen de infrarrojo cercano se distinguen perfectamente el disco y el bulbo, así como las nubes oscuras de polvo situadas en el plano galáctico. En el infrarrojo medio, en cambio, es este polvo lo que más brilla y además parece tener una anchura algo mayor que la del disco de estrellas, quizá por estar distribuido más verticalmente debido a los vientos de las regiones de formación estelar y las supernovas que se producirán en ellas.
Quinteto de Stephan
La siguiente imagen fue un gran mosaico del grupo de cinco galaxias conocido como Quinteto de Stephan, por su descubridor en 1877, en el que ahora sí usaron ambos módulos del instrumento NIRCam en tres apuntados diferentes para cubrir una gran área cuadrada de 7.4 minutos de arco de lado (con los dithers correspondientes para tapar los huecos entre detectores y módulos). Por supuesto, aquí se hace imprescindible ampliar todo lo posible para apreciar bien todos los detalles. Los filtros usados con NIRCam en este caso fueron los mismos que para el cúmulo SMACS 0723, porque aunque el desplazamiento al rojo de las galaxias más llamativas es de apenas 0.02597, ya es demasiado grande para que los filtros estrechos contengan las líneas espectrales correspondientes. Aquí sólo hay 39 minutos por filtro en las regiones con más solapamiento, no obstante, que suman algo más de dos horas y media de exposición total.
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| Crédito: NASA/ESA/CSA/STScI (Fuente) |
De estas cinco galaxias, sólo las cuatro que están alineadas en vertical forman una verdadera agrupación a unos 290 millones de años luz de nosotros, con
varias de ellas colisionando entre sí. Esta interacción distribuye sus estrellas de formas extrañas (en la imagen, las distribuciones suaves de colores azulado y blancuzco) y el gas es arrancado de las galaxias y comprimido por las ondas de choque dando lugar a brotes de formación estelar. Estas aglomeraciones de gas y polvo son más notables en infrarrojo medio, así que se han añadido a la imagen datos de MIRI en tonos naranjas y rojos para resaltarlo. En
imágenes del Hubble en luz visible, esas regiones muestran los tonos azulados de estrellas masivas jóvenes y los colores rosas del hidrógeno ionizado por ellas.
El campo de visión de MIRI es bastante más pequeño que el de NIRCam y sus dos módulos y llevaría demasiado tiempo sacar imágenes de toda la zona, así que se decidió hacer dos apuntados el 12 de junio que cubrieran las tres galaxias en colisión para resaltar la emisión del polvo y cúmulos de formación estelar. Más tarde se añadieron dos apuntados más para cubrir también NGC 7320 y revelar la estructura filamentosa en espiral de su distribución de polvo (influida por los campos magnéticos de la galaxia y la formación estelar). Estos dos apuntados extra tuvieron lugar el 1 de julio, y la diferencia de fecha con los otros se nota en la siguiente imagen por su distinta orientación, debida al ángulo que ha de mantener el telescopio para orientar el parasol correctamente mientras observa la misma región del cielo.
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| Crédito: NASA/ESA/CSA/STScI (Fuente) |
Al fijarnos sólo en los datos de MIRI, vemos además que en el filtro de 15 µm, mostrado en rojo, hay algo nuevo: el centro de una de las galaxias tiene un brillo elevadísimo comparado con las otras. Se trata de un
núcleo galáctico activo, en el que el agujero negro supermasivo (24 millones de veces la masa del Sol en este caso) está consumiendo material, acelerándolo a tales velocidades que el
disco de acreción que forma emite una cantidad de luz equivalente a 40000 millones de veces la luminosidad solar. Esa luz no nos llega directamente porque está rodeado de polvo que la oculta, pero este polvo se calienta a su vez revelando en el infrarrojo medio la gran cantidad de energía en su interior. Es muy probable que haya sido la propia colisión galáctica la que hizo caer gas al agujero negro supermasivo.
Este núcleo activo fue observado también por los
espectrógrafos de campo integral, que sacrifican resolución o campo de visión pero permiten obtener espectros de todos los píxeles de la imagen, y cuyo funcionamiento expliqué
al principio de la entrada anterior. Con la
unidad de campo integral de NIRSpec para infrarrojo cercano, el diagrama publicado se centra en algunas de las líneas espectrales detectadas, que trazan la distribución de gases con distintas propiedades y muestran qué está sucediendo en cada región. Así, tenemos dos líneas producidas por hidrógeno atómico,
una en rojo y
otra en infrarrojo, que permiten ver el gas excitado y empujado por esta luminosidad central. Otra línea es de hidrógeno molecular, que nos señala las regiones donde hay material más denso y a menos temperatura (o las moléculas se separarían en átomos individuales). Y otra es producida por hierro ionizado, revelando la distribución del gas más afectado por la gran cantidad de energía emitida por el entorno del agujero negro.
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| Crédito: NASA/ESA/CSA/STScI (Fuente) |
Y por fin, también hubo datos de la unidad de campo integral de MIRI, el espectrómetro de resolución media (
MRS, medium resolution spectrometer), que fue con el que trabajé yo durante mi postdoc en el
Centro de Astrobiología. Al apuntarlo al núcleo activo se puede ver que el espectro de la fuente central en infrarrojo medio está dominado por un continuo en todas las longitudes de onda producido por el polvo, y se distingue una región en torno a 10 µm donde parte de la luz está absorbida por los granos de silicatos que lo forman. El espectro de regiones algo más alejadas del centro, en cambio, no tiene tanta emisión en el continuo pero hay muchas líneas espectrales de elementos diversos como neón, argón, azufre, oxígeno y hierro, formando el viento de material empujado por la gran luminosidad del disco de acreción. Tener varias líneas de cada elemento permite, como en otros casos, ver en qué regiones el estado del gas es más energético o menos, y entender mejor los procesos que ocurren en estos entornos tan extremos.
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| Crédito: NASA/ESA/CSA/STScI (Fuente) |
Pero además, estas líneas espectrales se desplazan hacia longitudes de onda más cortas o largas según el gas se acerque o aleje de nosotros (debido al efecto Doppler), y como tenemos espectros de toda la zona podemos medir las velocidades de cada gas en toda su distribución espacial. En la imagen siguiente se muestra en azul el gas que se dirige hacia nosotros y en amarillo el que se aleja, para las distribuciones de argón y neón ionizados y también de hidrógeno molecular. De esta forma se puede ver si el gas está siendo expulsado por el viento central, se está expandiendo o comprimiendo, si está rotando en torno al centro, etcétera.
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| Crédito: NASA/ESA/CSA/STScI (Fuente) |
El Quinteto de Stephan se eligió como objetivo porque estas observaciones permiten ver muchos de los procesos que tienen lugar en la formación y evolución de las galaxias a lo largo de la historia del universo. Tanto las colisiones e interacciones galácticas que arrancan y comprimen el gas dando lugar a brotes de formación estelar y también al crecimiento de los agujeros negros supermasivos en sus centros, que podrían terminar en la fusión para crear galaxias más grandes y envejecidas, como la distribución de las estrellas, gas y polvo en una galaxia espiral más tranquila con formación estelar sin necesidad de eventos tan apocalípticos. Creo que esta serie de datos es mi favorita de las que mostraron.
Nebulosa Carina NGC 3324
El último objeto mostrado en el evento fue el gran complejo de formación estelar de la constelación Carina, situado a unos 7600 años luz de distancia en nuestra propia galaxia. La región escogida fue uno de los bordes de la burbuja catalogada como NGC 3324, cerca de la nebulosa de Carina, excavada por los vientos y radiación de un cúmulo de estrellas masivas jóvenes que empujan y comprimen el gas de las zonas limítrofes haciendo que colapse sobre sí mismo en algunos puntos y forme nuevas estrellas a su vez.
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| Crédito: NASA/ESA/CSA/STScI (Fuente) |
Esta zona se eligió también para aprovechar el ángulo que tendría el telescopio a principios de junio, y poder hacer
un gran mosaico rectangular usando ambos módulos de NIRCam en cuatro apuntados consecutivos. Entre los filtros escogidos hay tres anchos para detectar la luz dispersada por polvo de distintos tamaños de grano, dos estrechos para recoger líneas espectrales emitidas por gas ionizado (en azul) e hidrógeno molecular (en amarillo), y también uno de anchura media (con la letra "M", mostrado en naranja) que recoge la luz emitida a 3.3 µm por
ciertos hidrocarburos que forman parte del polvo en estas regiones. Esta combinación permite examinar en mucho detalle la zona limítrofe entre el gas ionizado por la luz ultravioleta de las estrellas masivas y el que todavía permanece en estado molecular, así como ver estrellas cuya luz visible sería absorbida por el polvo, y también sistemas solares en formación.
Esto último se distingue mejor en imágenes de infrarrojo medio con MIRI, por lo que se hizo una serie de cinco apuntados con este otro instrumento para cubrir una parte del área en esas longitudes de onda. De hecho, al ampliar la mitad izquierda, pueden verse en colores rojizos y amarillos los vientos y chorros de material expulsados por protoestrellas en el centro de sus discos de gas y polvo. En la zona central también se ve un conjunto de estrellas expulsando burbujas de material al poco de nacer.
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| Crédito: NASA/ESA/CSA/STScI (Fuente) |
Este tipo de observaciones permitirá aprender muchísimo sobre la multitud de procesos que tienen lugar en la formación de estrellas y sistemas solares, incluido el nuestro, y ayudará así a desentrañar los detalles que todavía permanecen sin resolver sobre nuestros propios orígenes.
Júpiter
Como bola extra, aquí tenía pensado añadir imágenes de Júpiter que se hicieron públicas el 14 de julio, tomadas durante la puesta a punto de los instrumentos de JWST, y que completarían la demostración de capacidades del observatorio con un objeto en movimiento de nuestro propio sistema solar. Las imágenes mostraban las bandas de nubes del gigante gaseoso, sus anillos y también alguna de sus lunas, y fueron reprocesadas por Judy Schmidt para dar un mejor resultado visual.
Pero esta semana fuimos sorprendidos con un nuevo conjunto de observaciones del sistema joviano, tomado con NIRCam ya durante la fase científica del observatorio y por tanto de mayor calidad, para cuyo procesado contaron con la propia Judy Schmidt en colaboración con Ricardo Hueso, co-investigador en estas observaciones y que investiga atmósferas planetarias en la Universidad del País Vasco.
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| Crédito: NASA, ESA, CSA, Jupiter ERS Team; procesado de imagen por Judy Schmidt (Fuente) |
La primera imagen muestra el disco de Júpiter, con la capa principal de nubes en azul captada por un filtro muy ancho centrado en 1.5 µm. En verde vemos el resultado de usar un filtro estrecho centrado en 2.12 µm para mostrar brumas a gran altitud en las regiones polares, y en rojo tenemos la luz captada por un filtro de anchura media a 3.6 µm, que muestra las auroras del gigante gaseoso, algunas brumas a gran altitud, y luz reflejada por nubes bajas. Esta combinación muestra en colores blancos las nubes de condensación que reflejan mucha luz solar por estar a gran altura, y podemos ver que esto ocurre principalmente en la Gran Mancha Roja y la banda ecuatorial.
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| Crédito: NASA, ESA, CSA, Jupiter ERS Team; procesado de imagen por Ricardo Hueso (UPV/EHU) y Judy Schmidt (Fuente) |
La segunda imagen muestra más contexto, y combina el filtro estrecho a 2.12 µm en naranja con un filtro de anchura media a 3.35 µm en azul. En ella pueden verse claramente las potentes auroras, el sistema de anillos, y varias de las lunas del planeta. Va a ser muy interesante ver imágenes del resto de planetas al alcance de JWST, cuando la orientación del telescopio sea la adecuada para ello.
Y no olvidemos que todo lo descrito aquí no es más que el primer aperitivo ofrecido por esta misión, además, con nuevas imágenes y resultados espectroscópicos siendo analizados cada día. Si todo esto ha parecido espectacular, prepárate, porque se avecina una década de grandes descubrimientos en astrofísica.
