as «nebulosas de forma espiral» ya llamaron en el siglo XVIII la atención de

Transcripción

1 Miguel Querejeta, es estudiante de astrofísica en la Universidad Complutense de Madrid, y fue becario de verano de investigación del Instituto de Astrofísica de Canarias (IAC). Correo-e: miguelquerejeta@gmail.com. John Beckman, es profesor de investigación del CSIC y del IAC. Joan Font, es investigador postdoc del IAC. Figura 1. Mosaico de imágenes en el ultravioleta de la Galaxia de Andrómeda, M 31, tomadas por el telescopio orbital GALEX. Edwin Hubble demostró que las «nebulosas espirales» como M 31 son externas a nuestra Galaxia, la Vía Láctea. La rotación de estas galaxias espirales era, por lo tanto, algo necesario para evitar que colapsaran, pero la explicación de este fenómeno supuso todo un reto para los astrónomos. (NASA/JPL-Caltech) L as «nebulosas de forma espiral» ya llamaron en el siglo XVIII la atención de cartografiadores del cielo como Charles Messier. Hasta hace menos de un siglo, sin embargo, no fue posible demostrar que estos objetos son conjuntos enormes de estrellas que están fuera de la Vía Láctea. En concreto, fue el astrónomo americano Edwin Hubble quien dejó claro en el año 1925 que estas estructuras con apariencia de nubes difusas son externas a nuestra propia Galaxia. Para ello, utilizó a modo de laboratorio las galaxias NGC 6822 y M 31 (aún conocidas entonces como «nebulosas espirales»). Realizando el seguimiento de ciertas estrellas cuyo brillo varía periódicamente de forma conocida (las estrellas Cefeidas), pudo calcular la distancia a estas galaxias; comparando esta distancia con el tamaño de la Vía Láctea, dedujo que se trata de objetos que están claramente fuera de nuestra Galaxia, mucho más lejos que las estrellas que vemos por la noche a simple vista. 24 Por lo tanto, las galaxias espirales que observamos con los telescopios son conjuntos independientes de nuestra Vía Láctea, formados por millones de estrellas a modo de «universos isla». Como consecuencia de esto, la rotación de las galaxias espirales es un fenómeno completamente necesario: si estas galaxias no presentaran un movimiento de rotación, la gravedad haría que colapsaran y desaparecieran. Pensemos en lo que nos sucede cuando tomamos una curva en coche. Al girar, nuestro cuerpo tiende a desplazarse hacia fuera, siguiendo la dirección que llevábamos inicialmente (en física llamamos fuerza centrífuga a ese empuje que sentimos). Lo mismo ocurre con las galaxias: si las estrellas no se movieran, la atracción gravitatoria provocaría que la galaxia se comprimiera y se desvirtuara (igual que la Tierra nos atrae a nosotros hacia el centro); si, por el contrario, las estrellas están girando alrededor del centro de la galaxia, la fuerza centrífuga dirigida hacia el exterior podría evitar el colapso gravita-

2 La asombrosa rotación de las galaxias espirales Miguel Querejeta, John Beckman y Joan Font Podríamos decir que en el Universo todo está en movimiento: la Luna gira alrededor de la Tierra; la Tierra alrededor del Sol; y hoy en día sabemos que la totalidad de las estrellas de la Vía Láctea, incluyendo a nuestro Sol, están en constante movimiento alrededor del centro galáctico. Dentro de toda esta danza cósmica, la rotación de las galaxias espirales provocó una gran sorpresa en la astrofísica del siglo XX, e incluso hoy en día muchos astrofísicos dedican su tiempo al estudio y la medición precisa de este fenómeno. torio. Así pues, es completamente natural que las galaxias roten, y los astrónomos esperaban poder detectar ese movimiento de alguna forma. En un principio, se pensó que las galaxias espirales giraban como discos sólidos. Según este modelo intuitivo, los brazos espirales tendrían una naturaleza material, compuestos siempre por las mismas estrellas, y no cambiarían su forma con el tiempo: se mantendrían rígidos, dando vueltas eternamente. Sería como si sacáramos una fotografía de la galaxia y la giráramos alrededor de un eje que pase por su centro. Sin embargo, una de estas rotaciones galácticas tarda cientos de millones de años en producirse, por lo que resulta imposible observar el desplazamiento de las estrellas en nuestras relativamente cortas escalas de tiempo. Las primeras medidas cuantitativas de la rotación de las galaxias se llevaron a cabo utilizando el efecto Doppler. Este efecto permite determinar la velocidad de cada punto de una galaxia respecto al observador, ya que se produce un cambio proporcional a esa velocidad en la longitud de onda de la luz que detectamos. No escuchamos igual de aguda la sirena de un coche de bomberos cuando este se acerca o se aleja de nosotros, y en el momento en que pasa a nuestro lado percibimos un cambio característico de tono. La luz, al igual que el sonido, es una onda, y existe un fenómeno análogo a la sirena de los bomberos en la luz que emiten las galaxias. Midiendo la longitud de onda de esta luz podemos conocer la velocidad relativa para las distintas regiones del objeto que nos interesa. Y es aquí donde nos encontramos con la gran sorpresa a la que se enfrentaron los astrónomos al medir esas velocidades. Si el modelo intuitivo que explicábamos antes fuera cierto, es decir, si la estructura espiral estuviera dando vueltas rígidamente, esperaríamos registrar una velocidad angular constante (y esto quiere decir que la velocidad lineal aumentaría de forma uniforme con el radio). Pues bien, las velocidades lineales II Época / Nº

3 La asombrosa rotación de las galaxias expirales Figura 2. La fila superior representa el movimiento de dos estrellas alrededor del centro de la galaxia en el caso en que la rotación se produjera como un disco sólido (primera columna) y como se observa en la realidad (segunda columna: la velocidad angular es mayor para radios más pequeños). En el caso del disco sólido, cuando la estrella interior ha realizado media rotación, la estrella exterior ha llevado a cabo igualmente media vuelta; en el segundo caso, en cambio, cuando la estrella interior ha dado media vuelta, la exterior solo ha girado un cuarto. La fila inferior muestra las correspondientes gráficas de velocidad lineal frente a radio (conocidas como curvas de rotación): en el primer caso la velocidad angular es constante, y, por lo tanto, la velocidad lineal crece uniformemente; en el segundo caso, la curva de rotación es plana (velocidad lineal constante), por lo que la velocidad angular disminuye si aumentamos el radio. (Cortesía M. Querejeta) medidas mediante el efecto Doppler resultaron ser parecidas para los distintos radios (lo que se conoce como «curva de rotación plana»), y esto quiere decir que la velocidad angular no es constante a lo largo de la galaxia. Así, en el tiempo en que una estrella del interior realiza una rotación completa, una estrella más externa puede haber completado solo media vuelta o un cuarto, por ejemplo. Como el interior de la galaxia gira más rápido, en un par o tres de rotaciones la estructura espiral estaría tan retorcida que sería imposible distinguir la estructura espiral: no veríamos más que una gran maraña desordenada. Además del problema que supone el enmarañamiento de la galaxia espiral, estos espectaculares astros atesoraban otro enigma importante. Si examinamos con atención una de estas galaxias espirales, veremos más estrellas gigantes azules en los brazos que en otras zonas, y por eso los brazos espirales tienden a parecernos más azulados, mientras que las zonas interiores se nos presentan como rojizas. Por lo tanto, cualquier hipótesis que pretenda explicar la estructura de las galaxias espirales tendrá que responder a estas dos cuestiones: por qué la estructura espiral no se enmaraña, desapareciendo, y por qué encontramos más estrellas gigantes azules en los brazos espirales que en las zonas interiores. En 1963 el astrónomo sueco Bertil Lindblad propuso un modelo para los brazos espirales de las galaxias, relativo solamente a las poblaciones estelares, que explicaba los brazos como el producto de una onda de densidad propagándose por el disco. Un año más tarde, en 1964, los astrónomos Chia-Chiao Lin y Frank Shu sentaron las bases de la teoría más aceptada que daba respuesta a las dos cuestiones explicadas más arriba. Su hipótesis viene a defender que los brazos espirales no son más que una especie de ilusión óptica: serían regiones que en un momento concreto presentan una mayor densidad que el resto. Una perturbación de tipo ondulatorio haría aparecer esas zonas de mayor densidad, y esa perturbación sí que se propagaría con velocidad angular constante, como las agujas de un reloj. Uno de los puntos conceptuales más importantes de esta teoría es el siguiente: las estrellas que vemos en esos brazos espirales de mayor densidad no rotarían junto con los brazos, en general, sino que la mayoría de las estrellas estarían entrando y saliendo de la estructura espiral constantemente. Para ilustrar este último punto, podemos recurrir a una metáfora. Pensemos en los atascos que a menudo se producen en las carreteras (uno de esos que nos encontramos cuando llevamos más prisa). Miremos ahora este atasco desde arriba, tal y como lo vería un satélite que nos estuviera espiando. Cierta perturbación (unas obras en la carretera, por ejemplo) provoca que los coches se acumulen, de forma que encontramos una mayor densidad de automóviles en una zona de la carretera (el atasco), mientras que por delante y por detrás la densidad es menor. Pero, en general, los coches continúan circulando: no son siempre los mismos automóviles los que están en el embotellamiento, a pesar de que la posición del atasco permanezca inalterada o se mueva más despacio que los vehículos. En las galaxias encontramos un fenómeno similar al que observamos en los atascos. La zona de mayor densidad (los brazos espirales) es el análogo del atasco en la carretera, ya que por esa zona de mayor densidad pasan las estrellas, que en general no se mueven junto con la estructura espiral. Además, este modelo explica por qué encontramos más estrellas gigantes azules en los brazos: en esas regiones de mayor densidad el gas se comprime, y, como consecuencia de esto, aumenta la tasa de formación estelar. La clave está en que las estrellas gigantes azules viven menos tiempo que las demás (consumen su combustible más rápido, el hidrógeno); por eso encontramos las estrellas azules cerca de donde se crearon, en los brazos espirales, ya que mueren cerca de donde nacieron al no haber tenido casi tiempo para desplazarse. 26

4 La asombrosa rotación de las galaxias expirales Resumiendo, el modelo de ondas de densidad propuesto por Lin y Shu es exitoso por dos motivos: por un lado, explica por qué los brazos espirales no se deshacen (las estrellas y la estructura espiral no giran en general con la misma velocidad) y también responde a la pregunta de por qué encontramos más estrellas azules en los brazos. Nosotros medimos directamente la velocidad de las estrellas, no la del patrón espiral; por lo tanto, no es contradictorio que el patrón espiral gire como las agujas de un reloj, con velocidad angular constante, mientras que las estrellas lo hacen con velocidades angulares variables. Con lo que hemos dicho, es natural que surja la siguiente pregunta: si son esas velocidades variables las que medimos, es posible determinar la velocidad uniforme del patrón espiral? Obtener esa cantidad tiene gran importancia en el marco de la cosmología, puesto que la velocidad de patrón posee implicaciones en la distribución de la materia oscura. Una gran fracción de las galaxias espirales muestran una barra en el centro, y la velocidad a la que gira esta barra (que no tiene por qué coincidir con la velocidad del patrón espiral exterior) nos puede ayudar a saber si las galaxias están rodeadas por un halo de materia oscura. A su vez, los astrofísicos barajan la posibilidad de que las diferentes velocidades de patrón (por ejemplo, la de la barra y la estructura espiral) den lugar a acoplamientos entre las distintas resonancias. Como la velocidad angular de la galaxia se reduce al aumentar el radio, esa velocidad angular no coincidirá en general con la velocidad constante del patrón espiral. Aun y todo, deberá haber un radio especial en el que las estrellas giren precisamente con la velocidad de la estructura espiral: en el interior de ese círculo, las estrellas adelantan periódicamente a los brazos espirales, mientras que de ese radio hacia fuera ocurre lo contrario, son los brazos espirales los que adelantan a las estrellas con cierta frecuencia. Ese círculo especial en el que las estrellas giran con el patrón espiral recibe el nombre de corrotación, y determinarlo equivale a encontrar la velocidad de patrón, puesto que hay una ecuación que los relaciona. Se han desarrollado diferentes métodos para localizar la corrotación, los más simples basados en la morfología. Puede deducirse la posición de la corrotación asumiendo que cierta estructura corresponde a una órbita concreta; por ejemplo, la identificación de estructuras anulares con órbitas especiales permite estimar este valor. Otros métodos utilizan el mapa de velocidades de la galaxia para determinar dicha posición (por ejemplo, el método de Tremaine-Weinberg). Por último, se han dedicado grandes esfuerzos a intentar reproducir el comportamiento de las galaxias espirales mediante simulaciones hidrodinámicas, y en algunos casos es posible acotar el valor de la velocidad de patrón a partir de esta información. II Época / Nº 152 Figura 3. Galaxia espiral M 51 (galaxia del remolino, en la constelación de Canes Venatici). El diagrama inferior muestra esquemáticamente los brazos espirales de esta galaxia, con la posición del círculo de corrotación indicada por la línea discontinua. Dentro de la corrotación, las estrellas adelantan al patrón espiral (estrella 1), mientras que fuera (estrella 3) es el patrón espiral el que adelanta a las estrellas. En el círculo de corrotación (estrella 2) las estrellas giran solidariamente con la estructura espiral, puesto que tienen la misma velocidad. (M 51: S. Beckwith STScI, Hubble Heritage Team STScI/AURA, ESA, NASA. Diagrama cortesía M. Querejeta) En el Instituto de Astrofísica de Canarias se ha desarrollado recientemente un nuevo método 27

5 La asombrosa rotación de las galaxias expirales Figura 4. La galaxia espiral barrada NGC 1365, fotografiada con la cámara infrarroja HAWK-I en el telescopio VLT. Esta galaxia se encuentra en la constelación de Fornax a unos 60 millones de años luz de distancia. (ESO/P. Grosbøl) para determinar la posición de la corrotación. Este nuevo método se basa en el estudio de los mapas de velocidades no circulares de las galaxias, y su aplicación es posible gracias a la gran calidad de los datos observacionales con los que contamos hoy en día. Se trata de un método más sencillo que los aplicados hasta ahora, ya que únicamente se basa en la idea de que cerca de la corrotación u otras resonancias se produce un cambio brusco en el sentido de las corrientes de gas inducidas por la onda de densidad. De esta manera, si sustraemos la curva de rotación (velocidades circulares) de las velocidades medidas, encontraremos un mayor número de cambios de signo de la velocidad no circular cerca de las resonancias. Los resultados de aplicar este método tan directo a ocho galaxias ya estudiadas en la bibliografía han sido muy prometedores, ofreciendo valores casi siempre compatibles con los anteriores y dando lugar a mayores precisiones. Próximamente se publicará un estudio más detallado llevado a cabo por los autores de este artículo, y en el que el método se aplica a más de cien galaxias con gran éxito. En resumen, explicar la rotación de las galaxias espirales ha supuesto, y sigue suponiendo, una gran reto astronómico. Cada día parece más claro que la bella hipótesis propuesta por Lin y Shu en los años 60 permite explicar con éxito la existencia y perseverancia de la estructura espiral. Según esta teoría, los brazos espirales son una onda de sobredensidad de estrellas, gas y polvo que se propaga a velocidad angular constante alrededor del centro galáctico. En este marco, y por sus grandes implicaciones cosmológicas, resulta de una enorme importancia determinar con precisión la velocidad de patrón de las galaxias, o, equivalentemente, la posición de la corrotación: ese círculo en el que las estrellas giran precisamente a la misma velocidad que la estructura espiral. El método recientemente desarrollado en el Instituto de Astrofísica de Canarias supone un gran paso en este sentido, ya que se trata de una técnica mucho más directa que las utilizadas hasta ahora y, con toda probabilidad, será capaz de proporcionar niveles de precisión en la corrotación nunca alcanzados hasta el momento. Figura 5. El grupo conocido como Quinteto de Stephan, en la constelación de Pegaso, es uno de los cúmulos de galaxias más populares. La galaxia azulada de la esquina superior izquierda, NGC 7320, se sitúa a unos 40 millones de años luz, mientras que las otras cuatro, de tono anaranjado y que se encuentran unidas gravitatoriamente, están siete veces más lejanas, a 290 millones de años luz. Imagen realizada por el Telescopio Espacial Hubble. (NASA, ESA, y el Hubble SM4 ERO Team) 28

6 La asombrosa rotación de las galaxias expirales Figura 6. A la izquierda, composición de tres imágenes en tres filtros de banda ancha de las galaxias interactivas NGC 5426 y NGC 5427, que componen el sistema Arp 271, situado a unos 90 millones de años luz en la constelación de Virgo. A la derecha, mapa de velocidad de las mismas galaxias hecho con el instrumento GHaFaS, montado en el telescopio William Herschel. El mapa de velocidad permite distinguir claramente la estructura cinemática de ambas, y se emplea para detectar gas expulsado del disco de NGC 5426 durante su paso por detrás de NGC 5427, que cae sobre ésta desencadenando brotes de formación estelar en su disco. (Imagen galaxias: Gemini Observatory/GMOS-South/NSF. Mapa de velocidades: Cortesía J. Beckman, IAC) BIBLIOGRAFÍA Font, J., Beckman, J. E., Epinat, B., Fathi, K., Gutiérrez, L. & Hernández, O., The Astrophysical Journal Letters, 741 (2011), 14. Van der Kruit, P. C. & Allen, R. J., 1978, Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 16, 103. Lin, C. C. & Shu, F. H., 1964, The Astrophysical Journal, 140, 646. Debattista, V. & Sellwood, J. A., 1998, The Astrophysical Journal Letters, 493, 5. Binney, J. & Tremaine, S., 1987, Galactic Dynamics (Princeton University Press). II Época / Nº