SONDEOS DEL CIELO

ESPECIAL 1999

Curso: FORMACIÓN Y EVOLUCIÓN DE GALAXIAS: RECIENTES AVANCES

Prof. Richard S. Ellis
Instituto Tecnológico de California (Caltech)
EEUU

Pionero en la historia de los cartografiados de corrimiento al rojo de galaxias, Richard S. Ellis, del Instituto Tecnológico de California y titular de la Cátedra Plumian de Astronomía de la Universidad de Cambridge, aporta en esta entrevista una perspectiva de los resultados de los primeros muestreos de galaxias y de sus homólogos más actuales.

Hace aproximadamente una década varios grupos idearon y planearon la realización de amplios muestreos de corrimientos al rojo de galaxias. ¿Qué les impulsó a hacer ese trabajo? ¿Qué surgió de aquellos mapeados una vez obtenidos los datos?

"Los muestreos de corrimientos al rojo de galaxias débiles se remontan a los primeros años 80 y partieron de la idea de Beatrice Tinsley de que las galaxias azules débiles encontradas por Richard Kron y otros eran, en realidad, galaxias elípticas jóvenes a alto corrimiento al rojo. Algunos siguieron creyendo que la distribución bivariada de magnitudes y corrimientos al rojo N(m,z) contenía información valiosa sobre el modelo cosmológico. Sin embargo, pronto quedó claro, por la dependencia de la función de luminosidad de galaxias de campo con el corrimiento al rojo, que la evolución de las galaxias hasta un corrimiento al rojo de 1 es bastante compleja. Desde esa época hasta el presente hay un declive rápido en el número de galaxias azules irregulares pequeñas mientras que los sistemas regulares masivos evolucionan más despacio. Yo diría que éste es el resultado más destacable de esos muestreos.

Pero, tomando un poco de perspectiva, diría también que los muestreos fueron esenciales a la hora de valorar la importancia del Universo a alto corrimiento al rojo. En el Simposio 92 de la IAU "Objetos a alto corrimiento al rojo", celebrado en 1979 en Los Angeles (sí, tan viejo soy) encontramos referencias a alguna radiogalaxia o galaxia de cúmulo más allá de z=0,5, pero, ¡no se mencionan muestreos de galaxias de campo más débiles que B=15.5! Aunque aún queda mucho que aprender físicamente sobre la evolución en un corrimiento al rojo de entre 0 y 1, los primeros mapeados fueron fundamentales en el sentido de que revelaron la profundidad sondeada a varios límites y esto ha sido útil para muchos otros trabajos."

¿Necesitamos hoy un nuevo muestreo de corrimiento al rojo para galaxias más débiles que las recogidas en los mapeados CFRS y LDSS-II?

"Es una reacción natural, ¿no?: ahora que tenemos telescopios con mayor apertura, vayamos a por objetos más débiles y a por mayor profundidad. No obstante, es sorprendente el poco avance que ha habido hasta ahora en este sentido. En el rango visible, Len Cowie y sus colaboradores han llegado a B= 24,5 – 25 con el Keck, sólo aproximadamente una magnitud más débil de lo que se conseguía con el WHT, de 4,2 m, y creo que es justo decir que la distribución del corrimiento al rojo no ha dado panoramas radicalmente distintos porque simplemente estamos sondeando zonas un poco más débiles dentro de la misma función de luminosidad. Donde sí ha habido más progreso es en los muestreos seleccionados en la banda K de Cohen y Cowie, que serían sensibles a la presencia de galaxias masivas más allá de z=1. Parece que, más allá de z=1,5, hay menos galaxias masivas de las que se espera en los modelos en los que las galaxias formaron la mayor parte de sus estrellas en épocas tempranas.

El problema con que nos encontramos es que los mapeados limitados en magnitud constituyen formas muy ineficaces de sondear un intervalo de corrimiento al rojo dado (digamos, 1<z<2) debido a la contaminación por galaxias más cercanas. No me parece una buena idea seguir mapeando todo lo que encontremos hasta un límite fijo, al estilo de lo que se hizo en CFRS o LDSS. Tenemos también el problema de reconocer características que podrían encontrarse en cualquier punto entre el UV y el infrarrojo cercano, lo que implica el uso de una combinación de espectrógrafos ópticos e infrarrojos y, de algún modo, decidir una estrategia diferente para cada instrumento.

Afortunadamente, con las imágenes del HDF se ha desarrollado la técnica de los corrimientos al rojo fotométricos. Aunque hay quien considera estos datos imprecisos, especialmente en el caso de las distribuciones espectrales de energía azules y sin líneas espectrales, se tiene la esperanza de que puedan ser utilizados para dividir las muestras para hacer luego espectroscopía más detallada. Hay mucho por hacer en este campo pues, hasta hace poco tiempo, los observadores que tenían acceso al Keck se dedicaban, quizá con buenos motivos, a estudiar galaxias seleccionadas por el corte de Lyman a corrimientos al rojo más altos. Ahora nos urge conocer mejor las galaxias en el rango de 1<z<2,5, pero diseñar los muestreos adecuados supondría una buena carga de trabajo y una nueva generación de espectrógrafos infrarrojos multiobjeto."

El desarrollo de la tecnología para la construcción de telescopios y la instrumentación astronómica va estrechamente unida a los avances científicos. A su modo de ver, ¿qué tecnologías impulsarán el estudio de la formación de galaxias en la próxima década?

"El HST nos ha abierto los ojos sobre la utilidad científica que pueden tener las imágenes de galaxias resueltas espacialmente. A pesar de que se conoce poco el fundamento físico de la morfología de las galaxias, son pocos los que sostendrían que la presencia de una espiral regular o de una elíptica bien formada con colores de evolución pasiva a z=1 no es información importante. Ahora debemos asegurarnos de que los telescopios terrestres estén a la altura de estas imágenes de alta resolución instalando en ellos la adecuada espectroscopía 2-D. Nicole Vogt y otros han obtenido algunas curvas de rotación de galaxias distantes, pero eso no es más que el comienzo. Este tipo de programas requieren una excelente calidad de imagen que sólo se consigue mediante óptica adaptativa y espectrógrafos multiobjeto 2-D infrarrojos equipados con detectores de óptico e infrarrojo de gran formato.

En el caso de instalaciones que no puedan observar en los rangos óptico e infrarrojo a la vez, es necesario conocer el papel que desempeña el polvo en la evolución de las galaxias mediante receptores submilimétricos de segunda generación y misiones espaciales como SIRFT, además de detectar la ‘primera luz’ de las estrellas más allá de z=5. En el último caso, no creo que debamos sentarnos hasta que llegue el NGST y ya está, sino que hay que esperar que los avances en el campo de los detectores infrarrojos impulsen búsquedas innovadoras de señales de líneas de emisión procedentes de las ’épocas oscuras’. Aún se puede hacer mucho desde tierra en estas áreas.

Así que la óptica adaptativa, los espectrógrafos de campo integrado, los receptores submilimétricos y los detectores de infrarrojo de gran formato son elementos clave a desarrollar."

A lo largo de los años 80 se reunió una gran cantidad de información nueva sobre galaxias lejanas. En su opinión, ¿encaja el panorama resultante sobre la formación de galaxias con la cosmología de la Materia Oscura Fría (DCM)? ¿Se necesita una nueva cosmología o se puede adaptar la CDM para encajar los nuevos datos?

"¡Estoy ansioso por escuchar lo que tenga que decir Simon White al respecto! Así que permítanme que haga un poco de abogado del Diablo. La CDM es un ‘marco’ extremadamente versátil que puede, gracias a la habilidad de sus defensores (quienes hay que reconocer que son personas muy elocuentes), ‘ajustarse’ para hacer encajar la mayoría de los datos que se obtienen hoy porque el número de parámetros libres es aún bastante grande. Es sobre todo una teoría sobre el desarrollo de estructura más que de la formación de galaxias. Por lo que a la última se refiere, la CDM necesita detalles físicos referidos a la formación estelar, el feedback y el ensamblaje físico para poder predecir lo observado, que no siempre son específicos de la CDM, algo que hay que recordar cuando se lea algún artículo donde se sostenga que la cosmología de la CDM concuerda con las observaciones.

Incluso si la CDM concordase con los datos observacionales, por ejemplo mediante modelos semianalíticos muy desarrollados, a mi modo de ver seguiría sin bastar. Lo que en realidad necesitamos es probar los elementos fundamentales de la teoría. Sobre todo necesitamos encontrar pruebas claras de materia oscura no bariónica, esperemos que independientemente de cualquier marco teórico, así como, francamente, de cualquier prueba ambigua de sesgo a gran escala. Creo que el fenómeno de lentes gravitatorias débiles fuera de los cúmulos es un buen sitio donde empezar la búsqueda. En segundo lugar, hay que fijar los parámetros cosmológicos de modo que a la CDM le quede menos margen de maniobra, supongo que aquí se está progresando algo. Por último, los observadores deben hacer frente al desafío y tratar de medir independientemente las masas estelar y total de los sistemas en varios momentos a lo largo de su evolución para comprobar el grado de desarrollo jerárquico. Será un trabajo duro pero merecerá la pena.

Así que ¡por supuesto que la CDM está haciendo progresos! Lo peor de la situación en que nos encontramos es que la CDM es lo único que hay. Sus proponentes han desarrollado un panorama muy versátil, pero la pregunta es si es correcto. Sería estupendo contar con más de una teoría bien desarrollada para poder controlar a estos muchachos. En realidad me sorprende que los teóricos vayan tan a la zaga en este punto; es insano para la disciplina y además un poco aburrido."

RICHARD S. ELLIS nació en 1950, en Colwyn Bay, Gales (Reino Unido).

A los 18 años ingresó en el Departamento de Astronomía del University College de Londres, donde se licenció en 1971 con dos premios de licenciatura. Se doctoró en Astrofísica por la Universidad de Oxford en 1974, con un trabajo sobre «Abundancias estelares y nucleosíntesis» que le mereció también dos premios.

Hasta 1993 fue Profesor de Astronomía en la Universidad de Durham.

Desde 1994 a 1999 ha sido Director del Instituto de Astronomía de Cambridge, donde ocupa la cátedra Plumian de Astronomía. Actualmente es Profesor de Astronomía en Caltech (EEUU).

Entre muchos otros comités científicos asesores de instalaciones telescópicas, formó parte del Grupo de Trabajo Científico de la NASA para el Telescopio Espacial responsable de los Deep Surveys (1984-85); del Comité de Usuarios del Space Telescope European Coordination Facility (1988-90); del Comité Científico Asesor del proyecto GEMINI por parte británica (1990-93); del Comité de Asignación de tiempo de observación en el Telescopio Espacial «Hubble» (1992) y del comité Científico del PPARC (desde 1998).

Ha sido responsable de la instrumentación de los telescopios británicos (1984-87) del Observatorio del Roque de los Muchachos, en La Palma.

Es miembro de la Royal Astronomical Society (1974), de la Sociedad Astronómica Americana (1985) y de la Sociedad Astronómica del Pacífico (1985) y ha publicado más de 200 artículos especializados.