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Polvo intergaláctico

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El polvo intergaláctico es polvo cósmico que se encuentra entre galaxias en el espacio intergaláctico.[1][2] Se sugirió evidencia de polvo intergaláctico ya en 1949, y su estudio creció a finales del siglo XX.[3] Existen grandes variaciones en la distribución del polvo intergaláctico. El polvo puede afectar las mediciones de distancia intergaláctica, como las supernovas y los cuásares en otras galaxias.[4][5]

El polvo intergaláctico puede formar nubes de polvo intergaláctico, que se sabe que existen alrededor de algunas galaxias desde la década de 1960.[1][6] En la década de 1980, se habían descubierto al menos cuatro nubes de polvo intergalácticas dentro de varios megaparsecs (Mpc) de la galaxia de la Vía Láctea, ejemplificada por la nube de Okroy.[7][8]

En febrero de 2014, la NASA anunció una base de datos muy actualizada para el seguimiento de hidrocarburos aromáticos policíclicos (HAP) en el universo.[9] Según los científicos, más del 20% del carbono en el universo puede estar asociado con HAP, posibles materiales de partida para la formación de la vida.[10] Los HAP parecen haberse formado ya dos mil millones de años después del Big Bang, están muy extendidos en todo el universo y están asociados con nuevas estrellas y exoplanetas.[9][11]

Observación y detección

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La detección de polvo intergaláctico es un desafío observacional debido a su baja densidad y a la dificultad de distinguirlo del polvo interestelar dentro de nuestra propia galaxia. Las principales técnicas de detección incluyen:[2]

  • Atenuación de la luz de fuentes distantes: El polvo intergaláctico puede atenuar la luz de galaxias o cuásares lejanos, especialmente en el rango ultravioleta y azul, un fenómeno conocido como atenuación intergaláctica.
  • Emisión infrarroja: El polvo interestelar calentado por radiación estelar emite en el infrarrojo lejano, detectable por telescopios como el Observatorio Espacial Herschel.
  • Absorción de rayos X: Los elementos pesados en los granos de polvo producen bordes de absorción en el espectro de rayos X de fuentes distantes.

Estudios recientes han utilizado datos del satélite Planck y del Spitzer Space Telescope para mapear la distribución de polvo en el espacio intergaláctico local.[12]

Propiedades físicas químicas

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Se cree que los granos de polvo intergaláctico tienen composición y tamaños similares al polvo interestelar, con dimensiones típicas entre 0.001 y 0.1 micrómetros. Los componentes principales incluyen:[2]

  • Silicatos (olivino y piroxeno): Responsables de características de absorción alrededor de 10 μm y 18 μm.
  • Carbono amorfo y grafito: Producen una atenuación continua en el ultravioleta.
  • Hidrocarburos aromáticos policíclicos (HAP): Emisores dominantes en el infrarrojo cercano (3-10 μm).

La presencia de HAP en el espacio intergaláctico es de particular interés astrobiológico, ya que estas moléculas orgánicas complejas son consideradas prebióticas.[10]

Distribución y origen

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El polvo intergaláctico no se distribuye uniformemente. Se ha detectado en varias estructuras:[4][11]

  • Cúmulos de galaxias: Los cúmulos masivos contienen cantidades significativas de polvo intergaláctico, con densidades que pueden variar desde regiones con extinción visual casi nula hasta nubes densas.
  • Corrientes de marea y colas de galaxias: Las interacciones gravitacionales entre galaxias pueden extraer polvo y gas hacia el espacio intergaláctico.
  • Nubes de alta velocidad (HVC): Como la corriente de Magallanes, contienen polvo que se origina en las galaxias satélite de la Vía Láctea.

El origen del polvo intergaláctico es múltiple. Puede ser expulsado de las galaxias mediante:[2]

  • Vientos estelares y supernovas en galaxias con formación estelar activa.
  • Interacciones de marea durante fusiones galácticas.
  • El viento galáctico de galaxias con núcleos activos (AGN).

Implicaciones cosmológicas

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La presencia de polvo intergaláctico tiene importantes implicaciones para la cosmología observacional:[4]

  • Puede introducir un sesgo sistemático en las mediciones de distancia utilizando supernovas tipo Ia, afectando la determinación de la energía oscura y la constante de Hubble.
  • Afecta la determinación de la opacidad del universo a la luz ultravioleta y visible.
  • Contribuye a la extinción interestelar de fuentes extragalácticas.

Modelos recientes sugieren que el polvo intergaláctico podría representar hasta el 10-20% del total del polvo cósmico en el universo local.[2] Sin embargo, su contribución exacta a la masa bariónica total del universo sigue siendo incierta.

Véase también

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Referencias

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  1. 1 2 Bailey, M. E.; Williams, D. A. (1988). Dust in the Universe: The Proceedings of a Conference at the Department of Astronomy, University of Manchester, 14–18 December 1987. Cambridge University Press. p. 509. ISBN 978-0-521-35580-3.
  2. 1 2 3 4 5 Dwek, Eli (2004). «Intergalactic Dust». Astrophysics of Dust. ASP Conference Series 309: 691-702. Bibcode:2004ASPC..309..691D. arXiv:astro-ph/0312344.
  3. ↑ Zwicky, Fritz (1949). «Intergalactic Dust». Physical Review 75 (8): 1316. Bibcode:1949PhRv...75.1316Z. doi:10.1103/PhysRev.75.1316.2.
  4. 1 2 3 Ménard, B.; Nugent, P.; Scranton, R.; Richards, G. T.; Pan, C.; Mehta, A.; Cutri, R. M.; Schneider, D. P.; Wake, D. A.; Weedman, D. W. (2008). «Measuring the galaxy–dust correlation through quasar colours». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 389 (4): 1785-1790. Bibcode:2008MNRAS.389.1785M. arXiv:0805.2360. doi:10.1111/j.1365-2966.2008.13679.x.
  5. ↑ Atkinson, Nancy (26 de febrero de 2009). «Intergalactic Dust Could Be Messing Up Observations, Calculations». Universe Today. Consultado el 8 de mayo de 2026.
  6. ↑ Zwicky, Fritz (1962). «Intergalactic Dust Clouds». Publications of the Astronomical Society of the Pacific 74 (438): 224-226. Bibcode:1962PASP...74..224Z. doi:10.1086/127813.
  7. ↑ Okroy, M. S. (1978). «Dust Clouds in Intergalactic Space». Soviet Astronomy 22: 132-136. Bibcode:1978SvA....22..132O.
  8. ↑ Bogdan, T. J.; McMillan, R. S. (1980). «Intergalactic dust clouds in the Local Group». Astrophysical Journal 241: 267-274. Bibcode:1980ApJ...241..267B. doi:10.1086/158338.
  9. 1 2 Hoover, Rachel (21 de febrero de 2014). «Need to Track Organic Nano-Particles Across the Universe? NASA's Got an App for That». NASA. Archivado desde el original el 10 de mayo de 2020. Consultado el 22 de febrero de 2014.
  10. 1 2 Tielens, A. G. G. M. (2008). «Interstellar Polycyclic Aromatic Hydrocarbon Molecules». Annual Review of Astronomy and Astrophysics 46: 289-337. Bibcode:2008ARA&A..46..289T. doi:10.1146/annurev.astro.46.060407.145211.
  11. 1 2 Li, Alex; Omont, Alain; Le Floc'h, Emeric; Shen, Yue; Wang, Wei-Hao; Wu, Zhong-Zu (2013). «Intergalactic Dust in the Local Group: Detection of PAHs in a High-Velocity Cloud». Astronomy & Astrophysics 554: A52. Bibcode:2013A&A...554A..52L. arXiv:1304.1151. doi:10.1051/0004-6361/201321290.
  12. ↑ Planck Collaboration (2014). «Planck 2013 Results. XI. All-Sky Model of Thermal Dust Emission». Astronomy & Astrophysics 571: A11. Bibcode:2014A&A...571A..11P. arXiv:1312.1300. doi:10.1051/0004-6361/201323195.

Enlaces externos

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