El Universo guarda su gas, pero forma menos estrellas

Un radiotelescopio para el gas, un sondeo para las galaxias

Todo depende de dos instrumentos, así que van primero. Su combinación es lo que hace posible la medición.

El primero es FAST, el Five-hundred-meter Aperture Spherical radio Telescope, el «radiotelescopio esférico de abertura de 500 metros». Está instalado en una cuenca natural de la provincia de Guizhou, en China. Su antena de 500 metros de diámetro lo convierte en el mayor radiotelescopio de superficie llena del planeta. Su especialidad es la línea de 21 centímetros, una emisión de radio muy débil que libera cada átomo de hidrógeno neutro. Esa línea es la única forma directa de detectar el hidrógeno atómico, el HI, el gas frío que precede al nacimiento de las estrellas.

El segundo es DESI, el Dark Energy Spectroscopic Instrument, el «instrumento espectroscópico para la energía oscura». Está montado en el telescopio Mayall de 4 metros, en el observatorio de Kitt Peak, en Arizona. Es una máquina de medir distancias: sus 5.000 fibras ópticas apuntan a la vez a 5.000 galaxias, y su espectrógrafo lee su corrimiento al rojo, el estiramiento de su luz que delata su lejanía. Cada medición fija la posición de una galaxia en el espacio y en el tiempo.

2,5 millones de galaxias escuchadas a la vez

Un solo átomo de hidrógeno en una galaxia lejana emite una señal cien mil millones de veces demasiado débil para detectarla. El recurso del equipo es no buscar las galaxias una por una, sino apilarlas. En la práctica, alinean el espectro de radio de cientos de miles de galaxias según su corrimiento al rojo y luego los suman. El ruido de fondo apunta en todas direcciones y se compensa en parte. La señal del hidrógeno se acumula y acaba emergiendo. El método tiene nombre: apilamiento espectral.

El ejercicio abarca exactamente 2.473.945 galaxias repartidas por unos 12.000 grados cuadrados, casi un tercio del cielo. Las galaxias proceden del Bright Galaxy Survey de DESI, la parte del sondeo dedicada a las galaxias cercanas y brillantes. FAST aporta el hidrógeno, DESI aporta las posiciones. Dos conjuntos de datos que nada había unido a esta escala antes de este trabajo.

El gas aguantó, las estrellas cedieron

Este es el resultado, en dos cifras. Hace 4.500 millones de años, el Universo formaba unas 2,5 veces más estrellas que hoy. En ese mismo momento, su densidad de hidrógeno atómico solo era 1,4 veces mayor. Dicho de otro modo: la fabricación de estrellas se desplomó a menos de la mitad, mientras que el combustible disponible apenas se movió.

No es un detalle contable. Si a las estrellas les faltara gas, las dos curvas deberían caer juntas. No caen juntas. El equipo va incluso más lejos y corrige los sesgos de medición más desfavorables para su propia conclusión, entre ellos la confusión dentro del haz de FAST, cuando dos galaxias caen en la misma zona del cielo. El factor de caída bruta del gas es de 1,35. Tras las correcciones, baja a 1,12, con una incertidumbre de 0,10. En términos claros: puede que la cantidad total de HI en el Universo no haya cambiado en absoluto.

El hallazgo no se limita a una media global, que podría haber ocultado cambios internos. El equipo midió por separado la proporción de gas en cada franja de masa de las galaxias. Esa proporción evoluciona menos de 0,2 dex en toda la franja estudiada, esto es, un factor de 1,6 como máximo, y la forma de la relación no se mueve. En términos claros: no son unas galaxias que pierden su gas mientras otras compensan. Es toda la población la que se comporta igual.

¿Adónde va el gas?

Si el combustible permanece, ¿por qué escasean las estrellas? Porque el hidrógeno atómico todavía no es utilizable tal cual. Para nacer, una estrella necesita hidrógeno molecular, el H2, dos átomos de hidrógeno unidos en nubes frías y densas. El HI es la etapa previa, una reserva intermedia entre el gas que afluye del exterior y la materia que colapsa en estrellas.

La idea de los autores es que no se vacía el depósito, sino que se agarrota la conversión. Con la expansión del Universo, el gas se diluye, las nubes pierden densidad y el paso del HI al H2 se vuelve menos eficaz. La reserva de hidrógeno neutro se mantiene, pero la parte que logra transformarse en nubes moleculares disminuye. Menos H2 significa menos estrellas, sin que haya desaparecido el combustible de partida.

La imagen que conviene retener: un río cuyo caudal en la fuente no cambia, pero cuya fábrica aguas abajo funciona a medio gas. El agua sigue corriendo, la producción baja. No es la sequía la que detiene la cadena, es el rendimiento.

Qué cambia

El estudio desplaza la pregunta. Durante años se preguntó si al Universo le faltaba gas. Ahora hay que preguntar por qué le cuesta tanto formar estrellas pese a tener gas de sobra. Ese giro orienta la investigación hacia el ciclo del gas en las galaxias, ese ir y venir permanente entre el interior de las galaxias y el medio intergaláctico, donde el gas es atraído, transformado, expulsado y reincorporado.

El resultado también fija los modelos. Impone una restricción estricta: toda buena teoría de formación de galaxias debe reproducir un Universo cuyo depósito de hidrógeno neutro permanece casi congelado mientras su producción de estrellas se derrumba. Dos simulaciones de referencia encajan el golpe de forma distinta. IllustrisTNG predice un depósito casi constante, lo que encaja con las observaciones, pero sobreestima el gas de las galaxias más masivas. SIMBA subestima el gas de las galaxias ligeras y sobreestima el de las pesadas.

Para ir más lejos

• Los conceptos clave, explicados sin jerga: la formación estelar, las galaxias y la espectroscopía.
• Localiza las galaxias de tu cielo con nuestro mapa del cielo interactivo y su guía de observación.
• Fuentes oficiales: el comunicado de la Academia China de las Ciencias, el artículo científico en arXiv y su publicación en Nature Astronomy. El comunicado de EurekAlert y el resumen de ScienceDaily completan el expediente.