UNA GALAXIA CASI SIN CARBONO, MIL MILLONES DE AÑOS DESPUÉS DEL BIG BANG
Justo después del Big Bang, la materia ordinaria era casi solo hidrógeno y helio. Todos los elementos más pesados —carbono, oxígeno, hierro— se fabricaron después, en el interior de las estrellas, y se dispersaron con sus explosiones.
Eso importa para el nacimiento de las estrellas. Una nube de gas que colapsa se calienta al contraerse, y debe deshacerse de ese calor para fragmentarse en estrellas. En el Universo actual, los iones de carbono y oxígeno hacen la mayor parte del enfriamiento, y las nubes se rompen en estrellas de todos los tamaños, muchas de ellas más pequeñas que el Sol. Sin esos elementos, las primeras nubes solo podían enfriarse mediante moléculas de hidrógeno. Se rompían en grandes fragmentos, y las estrellas que formaban eran sobre todo masivas.
¿Cuánto carbono y oxígeno se necesita para pasar a una formación estelar «normal»? Muy poco: alrededor de 1/3.000 de la proporción del Sol. Ese umbral se cruzó tan deprisa que todas las galaxias lejanas vistas brillar hasta ahora, incluidas las observadas por el telescopio espacial James Webb, ya están muy por encima cuando son lo bastante brillantes para verse.
Leer una nube en la luz de un cuásar
Hay otra manera de encontrar gas primitivo: dejar que absorba la luz de algo más brillante situado detrás. Sarah Bosman, de la Universidad de Heidelberg, Frederick Davies, del Instituto Max Planck de Astronomía, y 23 colegas están estudiando los 30 cuásares más brillantes con un corrimiento al rojo de entre 4,5 y 5,5 con GHOST, un espectrógrafo instalado en 2024 en el telescopio Gemini Sur, en Chile, que describen como el espectrógrafo de alta resolución más sensible jamás construido.
La luz del cuásar J1941−4500 atraviesa una densa nube de hidrógeno neutro, un «absorbente Lyman-alfa amortiguado», el tipo de reservorio de gas que se cree situado a pocos kilopársecs de las regiones de formación estelar de una galaxia. Cada elemento de la nube absorbe luz en sus propias longitudes de onda. Tras 5,8 horas de exposición, el equipo pudo medir silicio, oxígeno y carbono; el hierro no se detectó en absoluto.
La nube más prístina hasta ahora
La nube, llamada UMP-DLA-1, se encuentra a un corrimiento al rojo de 5,14, unos 1.100 millones de años después del Big Bang. Sus cifras:
- Carbono: 11.000 veces menos que en el Sol en relación con el hidrógeno (unas 16.000 veces menos con la referencia solar más reciente).
- Oxígeno y silicio: unas 5.000 veces menos que en el Sol.
- Es más de tres veces más pobre en oxígeno y silicio, y cuatro veces más pobre en carbono, que cualquier nube de este tipo conocida antes. También es la más pobre en hierro.
- La fracción de masa total de elementos más pesados que el helio: 3,16 millonésimas.
Los autores combinan carbono y oxígeno en un solo número, el «discriminante de transición», que predice si una nube puede enfriarse lo suficiente:
D_trans = log₁₀ (10^[C/H] + 0.3 × 10^[O/H])
Por debajo de −3,5, una nube no puede colapsar en estrellas de menos de una masa solar aproximadamente. UMP-DLA-1 está en −3,85. Es el primer reservorio de gas encontrado por debajo de esta línea, así que su bajo contenido en metales basta para garantizar que sus estrellas fueron sobre todo pesadas.
Un rincón tardío del Universo primitivo
Esto significa que la formación de estrellas en gas casi intacto, con estrellas mayoritariamente masivas, seguía siendo posible mucho después de la aparición de las primeras estrellas, e incluso después del final de la época de la reionización.
La química de la nube es además una muestra de lo que esas estrellas masivas y pobres en metales dejaron atrás al explotar: algo menos de carbono que de oxígeno, y oxígeno y silicio en sus proporciones solares. Por sí solo, este patrón no permite saber si las estrellas eran realmente de primera generación o de una segunda generación temprana. Pero coincide con nubes halladas en épocas posteriores que trabajos anteriores atribuyeron a apenas entre 1 y 30 supernovas de estrellas de primera generación. Los autores sugieren que buscar rastros de las primeras estrellas en rincones residuales de gas prístino, a corrimientos al rojo inferiores a 7, puede ser más fructífero que mirar mucho más atrás, más allá del corrimiento al rojo 20.
Unas pocas estrellas muy antiguas y muy pobres en metales de pequeñas galaxias enanas cercanas a la Vía Láctea comparten la misma firma química. Los autores consideran «totalmente posible» que sean las últimas supervivientes de las estrellas pequeñas nacidas en galaxias como esta.
¿Suerte o algo común?
Encontrar una nube así entre solo 30 cuásares es sorprendente. Salvo que el sondeo haya tenido una suerte extraordinaria, escriben los autores, puede haber más nubes de este tipo ocultas en espectros ya existentes, enterradas en la densa absorción de hidrógeno del Universo primitivo. Los futuros telescopios gigantes, como el Extremely Large Telescope, apuntados hacia los cuásares débiles que descubrirá la misión Euclid, deberían hacer un censo completo. Por ahora, UMP-DLA-1 es un objeto único, medido suponiendo que su gas se mueve como un solo bloque, una hipótesis que los autores respaldan con la ausencia de líneas de absorción saturadas.