La distribución del polvo galáctico alrededor de nuestro sol | Aquí se muestran variaciones en la dependencia de la longitud de onda de la extinción del polvo en el plano del disco galáctico. Las distancias son de hasta 8000 años luz del sol. El rojo indica regiones donde la extinción disminuye más rápidamente en longitudes de onda largas (en el extremo rojo del espectro), mientras que el azul indica una menor dependencia de la longitud de onda. Las regiones con datos insuficientes se muestran en blanco. Los contornos grises marcan regiones con alta densidad de polvo.
Junto con su director de doctorado, Gregory Green, Zhang ha decodificado la distribución del polvo en las profundidades del espacio. Para ello, los dos investigadores aprovecharon el mismo efecto que tanto perturba otras observaciones: la extinción de la luz de las estrellas.
Lo que revela el parámetro de extinción
La idea detrás de esto: comparar el espectro medido de una estrella distante con el de una estrella cercana del mismo tipo espectral. Si ambos tienen el mismo espectro intrínseco y casi no hay polvo que interfiera entre nosotros y la estrella de comparación cercana, entonces cualquier diferencia entre los dos espectros proviene del polvo que hay entre nosotros y la estrella distante. La función matemática que transforma el espectro original en el espectro medido es la curva de extinción. Su pendiente describe la relación de extinción entre longitudes de onda cortas (azul) y largas (rojas). Su valor, expresado como R(V), se define de manera que un valor pequeño describe una alta absorción de longitudes de onda cortas, es decir, una curva de extinción pronunciada. Sin embargo, un valor alto de R(V) indica una curva de extinción plana en la que todas las longitudes de onda se atenúan casi por igual.
El análisis de los espectros estelares proporciona no sólo la distribución tridimensional de la densidad del polvo, sino también información sobre el tamaño de las partículas de polvo. Esto está directamente relacionado con la longitud de onda absorbida: las partículas de polvo más pequeñas dispersan principalmente la luz azul de onda corta, mientras que las más grandes, la roja de onda larga. Un valor R(V) bajo significa que la luz ha sido dispersada principalmente por partículas pequeñas.
Durante décadas se ha intentado estudiar la distribución de R(V) en diferentes regiones de la Vía Láctea, inicialmente con unas pocas docenas y posteriormente con cientos de estrellas. Como durante mucho tiempo apenas se conocía la distancia de la mayoría de las estrellas a nosotros, los investigadores limitaron sus investigaciones a la esfera celeste bidimensional. En 2023, los astrónomos chinos publicaron su trabajo más completo hasta la fecha: su mapa contiene alrededor del 50% del cielo y tres millones de estrellas, cuyos espectros fueron registrados por el Telescopio espectroscópico de fibra multiobjeto de gran área del cielo (LAMOST) en China. Mostró claramente que el valor R(V) varía a lo largo de la esfera celeste: aumenta significativamente cerca de los centros de nubes moleculares conocidas, lo que significa que las nubes contienen partículas de polvo más grandes en promedio que otras áreas.
Con Gaia en la tercera dimensión
Para capturar también la tercera dimensión, Zhang y Green utilizaron el catálogo de estrellas del satélite astrométrico europeo Gaia. En su última edición contiene distancias de alta precisión a más de mil millones de estrellas de la Vía Láctea, así como espectros de baja resolución de alrededor de 220 millones de estrellas. Aunque la calidad de los espectros no se puede comparar con la de los grandes instrumentos terrestres, es suficiente para el estudio de la extinción, ya que ésta no sólo afecta a unas pocas líneas espectrales, sino de forma continua en todas las longitudes de onda. Los investigadores no necesitaron una alta resolución espectral; Lo que era mucho más importante para ellos era la gran cantidad de estrellas y el hecho de que Gaia, como observatorio espacial, domina todo el cielo, porque para casi cada estrella en el gran conjunto de datos de Gaia hay estrellas circundantes cercanas cuyas distancias difieren sólo en unas pocas decenas de años luz. «Por lo tanto, podemos examinar los cambios en la extinción en pasos muy finos», explica Zhang.
Por otro lado, con 220 millones de estrellas, no es posible encontrar objetos comparables para cada estrella. Luego, Zhang y Green desarrollaron un modelo informático de una máquina de autoaprendizaje que determina el tipo de estrella original a partir de los espectros medidos de Gaia. Para ello, primero hubo que entrenar el modelo. Los datos de entrenamiento, aproximadamente el 1% del conjunto de datos final, provinieron de LAMOST: a partir de sus espectros, los investigadores identificaron líneas de absorción que no eran visibles en los espectros de Gaia y las usaron para determinar la temperatura, la masa y la gravedad superficial de cada estrella de entrenamiento individual. Además, utilizaron la información sobre la densidad del polvo que sus colegas habían determinado en el estudio anterior. «Durante el entrenamiento, le decimos al modelo qué tipo intrínseco es la estrella y cuáles son los parámetros del polvo», explica Zhang. Luego, el modelo predice el espectro de Gaia observado. Si estas predicciones coincidieran lo suficientemente bien con los espectros realmente medidos por Gaia, podría comenzar la fase de análisis real: el modelo determina ahora para cada uno de los 220 millones de espectros de Gaia cuál era el espectro original de la estrella en cuestión aplicando el procedimiento practicado anteriormente al revés. La diferencia entre los dos espectros proporcionó la curva de extinción y, por tanto, el parámetro de extinción deseado R(V).
Debido a que el catálogo de Gaia contiene no sólo datos precisos sobre la posición de cada estrella sino también sobre sus distancias, los investigadores pudieron trazar los valores de R(V) tanto en las coordenadas celestes como en la distancia al sol. El resultado es una representación única de la distribución del polvo interestelar en nuestra parte de la galaxia hasta una distancia de 8.500 años luz.
Cómo crecen los granos de polvo
Los mapas muestran que R(V), y por tanto el tamaño medio de las partículas de polvo en la Vía Láctea, está claramente relacionado con la densidad de las regiones de formación estelar conocidas, las nubes moleculares y los cúmulos de estrellas O y B jóvenes y masivas. Donde se están formando o se han formado nuevas estrellas, los granos de polvo son más grandes que el promedio en la galaxia. Esto concuerda con la teoría: las estrellas O y B producen una fuerte radiación ultravioleta que destruye los granos más pequeños. Las nubes moleculares, por otro lado, marcan las regiones más densas del medio interestelar. Aquí debería haber mucho polvo y los granos de polvo a menudo deberían chocar entre sí, apelmazarse y hacerse más grandes.
Sólo las zonas marginales de estas nubes representan un misterio: en estas zonas, donde el polvo es más denso que la media pero menos denso que en el centro, se encuentran valores de R(V) sorprendentemente bajos. Quizás, plantean la hipótesis de Zhang y Green, las partículas de polvo aquí crecen de manera diferente que en los centros de las nubes densas, es decir, a través de colisiones en lugar de mediante la adhesión de moléculas de gas. Debido a que los granos más pequeños tienen más superficie por unidad de masa, ganan masa mucho más rápidamente que los granos más grandes durante este proceso de crecimiento. El resultado es una región con granos preferentemente pequeños, es decir con un R(V) bajo. Pero quizás también estén involucradas moléculas completamente diferentes, los llamados hidrocarburos aromáticos policíclicos, un grupo de compuestos orgánicos que se encuentran a menudo en el sistema de la Vía Láctea. También podrían crecer uniendo más moléculas de gas y reduciendo el tamaño promedio de las partículas en estas regiones.
«Esta es una pregunta abierta que hacemos a nuestros colegas y, por supuesto, a nosotros mismos», dice Zhang. «El avance más importante de nuestro estudio es que ahora podemos hacer afirmaciones sobre el tamaño o la química de las partículas de polvo involucradas». Para Adolf Witt, profesor de la Universidad de Toledo en el estado estadounidense de Ohio y que no participó personalmente en el trabajo, el resultado es de gran importancia para la investigación sobre el polvo interestelar: «Gracias a la base de datos Gaia, vemos por primera vez mapas tridimensionales de los parámetros de extinción. Confirman que nuestras ideas sobre cómo crecen los granos de polvo en el medio interestelar son en gran medida correctas».
