Para comprender la aparición de las protogalaxias, hay que retroceder a la historia muy antigua del Universo. Poco después del Big Bang, hace unos 13.800 millones de años, la materia estaba caliente, densa y uniformemente distribuida. Al expandirse, el Universo se enfrió, permitiendo la aparición de los primeros átomos de hidrógeno y helio.
Pequeñas variaciones de densidad, visibles hoy en el fondo cósmico de microondas, sirvieron como semillas gravitacionales. Bajo su propio peso, estas zonas ligeramente más densas atrajeron lentamente el gas circundante, formando halos donde la materia oscura desempeñaba un papel central. Fue en estos pozos gravitacionales donde el gas comenzó a colapsar para dar lugar a las primeras estrellas.
El telescopio espacial James Webb permite remontarse a este período clave, a veces llamado "amanecer cósmico". Gracias a su sensibilidad en el infrarrojo, captura la luz de las galaxias que aparecieron menos de 400 millones de años después del Big Bang. Al estudiar su tamaño, brillo y composición, los astrónomos pueden probar los modelos que describen cómo la materia se organizó en estructuras cada vez más vastas, hasta las galaxias que observamos hoy.
Para saber si una mancha difusa en el cielo es realmente una protogalaxia, los astrónomos combinan varias técnicas. El telescopio James Webb (JWST) utiliza sus instrumentos infrarrojos para detectar la luz emitida por las primeras estrellas, que se ha "enrojecido" mucho debido a la expansión del Universo. Al analizar este corrimiento al rojo, pueden estimar en qué época existió este objeto.
Esta observación se complementa midiendo el brillo y la distribución de las estrellas dentro de la mancha. Si la estructura contiene mucho gas pero pocas estrellas ya formadas, es probable que se trate de una protogalaxia ensamblando sus primeras poblaciones estelares. Los investigadores luego comparan estos datos con modelos de formación galáctica para confirmar la naturaleza del objeto.
Finalmente, las observaciones del JWST se cruzan con las de otros telescopios, como lo había previsto Edwin Hubble (1889-1953) al relacionar distancia y velocidad de expansión. Esta sinergia permite trazar una historia más completa: cómo las nubes de gas se convirtieron, con el tiempo, en las primeras grandes estructuras cósmicas.
Una vez detectada una protogalaxia, los astrónomos buscan comprender sus propiedades físicas: cuántas estrellas contiene, a qué velocidad se forman y cuál es su contenido de gas y polvo. Para ello, miden la luz recibida en diferentes colores, un método llamado SED (Spectral Energy Distribution). Cada color, o longitud de onda, proporciona pistas sobre la temperatura y la masa de las estrellas.
Al comparar la luz observada con modelos de galaxias en formación, se puede estimar:
Estas mediciones permiten dibujar un retrato global de la protogalaxia. Por ejemplo, una protogalaxia muy luminosa pero poco masiva podría estar formando rápidamente sus primeras estrellas, mientras que otra, más masiva pero más débil en luz, puede haber comenzado ya a estabilizarse. Gracias a estos diagnósticos, los científicos comprenden mejor cómo evolucionaron las primeras galaxias y contribuyeron a la reionización cósmica.
N.B.: Después del Big Bang, el Universo estaba lleno de un gas neutro (principalmente hidrógeno). Cuando se formaron las primeras estrellas y galaxias, emitieron luz ultravioleta lo suficientemente energética como para arrancar los electrones de estos átomos de hidrógeno. Este proceso, llamado reionización, transformó el gas neutro en gas ionizado, haciendo que el Universo fuera transparente a la luz.
Las protogalaxias emiten luz que nos llega hoy muy "enrojecida" por la expansión del Universo. Al analizar esta luz con un espectrógrafo, los astrónomos pueden detectar ciertas longitudes de onda características, llamadas líneas espectrales. Por ejemplo, la línea He II a 1640 Å o la línea [O III] a 5007 Å proporcionan información sobre la temperatura de las estrellas y la composición química del gas.
Estas señales también permiten evaluar la cantidad de fotones capaces de reionizar el Universo. Poco después del Big Bang, el Universo estaba lleno de gas neutro. Las primeras estrellas produjeron luz lo suficientemente energética como para ionizar este gas, haciendo que el Universo fuera transparente a la luz. Al estudiar la intensidad y la presencia de estas líneas, el JWST ayuda a los astrónomos a determinar qué galaxias contribuyeron más a este proceso.
Así, las firmas espectrales sirven como "trazadores" de la actividad estelar y la reionización. Permiten vincular la aparición de las primeras estrellas con las grandes etapas de la evolución cósmica, ofreciendo una visión directa de la formación de las primeras estructuras del Universo.
Desde la llegada del James Webb, los astrónomos se han sorprendido por varios aspectos de las primeras galaxias detectadas. Algunos objetos ya aparecen masivos y luminosos menos de 400 millones de años después del Big Bang, lo que parece contradecir los modelos clásicos de formación jerárquica, donde las galaxias se ensamblan gradualmente a partir de pequeños bloques de materia.
Además, la diversidad observada es asombrosa: algunas protogalaxias son compactas, otras ya extendidas; algunas presentan una formación estelar intensa, otras más moderada. Estas diferencias rápidas y marcadas indican que los procesos físicos, como la acreción de gas, la fusión de halos o el impacto de la radiación de estrellas masivas, pueden actuar muy temprano y de manera más eficiente de lo esperado.
Los espectros obtenidos revelan a veces una composición química ya enriquecida en elementos pesados, señal de que la nucleosíntesis estelar ocurrió más rápido de lo que anticipaban los modelos estándar. Estas observaciones están llevando a los astrofísicos a replantearse la cronología y la complejidad del amanecer cósmico, y podrían conducir a ajustes importantes en las simulaciones de formación de galaxias.
En resumen, el "amanecer cósmico" parece ser más rico, más variado y más rápido de lo que imaginábamos, empujando a la comunidad científica a revisar algunos fundamentos de nuestra comprensión del Universo primitivo.
| Fuente | Corrimiento al rojo \(z\) | Masa Estelar (M⊙) | SFR (M⊙/año) | Comentario |
|---|---|---|---|---|
| GN-z11 | 11.1 | 1×109 | 25 | Una de las primeras galaxias detectadas a alto corrimiento al rojo, confirmada por espectroscopia. Luz muy roja debido a la expansión del Universo. |
| CEERS-93316 | 16 (candidata) | 3×108 | 5 | Fuente muy joven, detectada por fotometría infrarroja. La formación de estrellas acaba de comenzar. |
| GLASS-z12 | 12.4 | 5×108 | 15 | Observada en el marco del programa GLASS, muestra una actividad estelar sostenida. Candidata interesante para estudiar la reionización. |
| JADES-GS-z13-0 | 13.2 | 4×108 | 20 | Descubierta por el programa JADES, presenta una formación estelar intensa y un espectro fuertemente desplazado al rojo. |
| CEERS-1749 | 14.1 | 2×108 | 8 | Galaxia candidata muy pequeña, detectada solo por fotometría infrarroja. Puede representar una etapa temprana de formación. |
| NGDEEP-z15 | 15.3 | 3×108 | 12 | Candidata del programa NGDEEP. Masa modesta pero formación estelar activa, útil para estudiar la diversidad de las galaxias primitivas. |
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