Evolución de galaxias

Imaginad dos pueblos pequeños. Esos pueblos están separados por pocos kilómetros de distancia. Por cualquier motivo, la población de esos pueblos aumenta poco a poco. Entonces se empiezan a construir más y más casas hasta que llega un punto en el que los dos pueblos entran en contacto. Al final, la morfología de los pueblos se ha modificado debido a la interacción entre ellos y se ha creado una pequeña ciudad. Según esa pequeña ciudad vaya se vaya extendiendo hasta entrar en contacto con otros pueblos se convertirá, cada vez más, en una gran ciudad, de manera que todas las partes de la ciudad interaccionan unas con otras de una u otra manera.

Ahora vamos al espacio. Tenemos una galaxia elíptica y una espiral separadas por una distancia lo suficientemente corta como para que la interacción gravitatoria entre ellas sea notable. La galaxia elíptica, debido a la atracción gravitatoria que ejerce sobre la espiral hace que la forma de la galaxia espiral se modifique. Puede que, debido a la masa de una de ellas, las galaxias se atraigan con tanta fuerza que terminen colisionando. También puede ocurrir que la masa sea muy grande pero no lo suficiente como para que terminen fusionándose. Lo que ocurrirá en este caso es que la forma de las galaxias cambiará tanto que la galaxia elíptica será más elíptica aún y que la espiral comience a parecerse más a una elíptica.

Los cúmulos galácticos son agrupaciones de galaxias que están ligadas gravitatoriamente. En los cúmulos de galaxias todas las galaxias están interaccionando gravitatoriamente. Habrá galaxias menos masivas con una determinada forma que interaccionarán con galaxias más masivas y cuyo resultado será una nueva galaxia con otra determinada forma.

Cúmulo Abell 2218 (Fuente: Wikipedia)

Sin embargo, el entorno de un cúmulo galáctico hace que la forma, debido a la interacción gravitatoria, no sea la única característica que se ve afectada. Las galaxias, sus interacciones y su entorno definen la ecología de ese cúmulo galáctico.

La interacción gravitatoria provoca una redistribución de las masas, de las estrellas y, sobre todo, del gas que las compone.  El gas se concentra en las regiones más próximas a la zona donde está teniendo lugar la colisión y genera estallidos de formación estelar. La formación estelar lleva asociada un aumento de la radiación ultravioleta, debido al aumento de la temperatura en la zona donde se han formado nuevas estrellas. Esta radiación genera vientos que desplazan el material a su alrededor provocando cambios en la morfología.

Colisión de las galaxias NGC 4038 y NGC 4039 con brotes de formación estelar (Fuente: Wikipedia)

Las galaxias también pueden tener un núcleo activo. En ese caso, el núcleo estará emitiendo rayos X y la radiación afecta al entorno, por ejemplo ionizando el medio y provocando, también, vientos que desplacen el material de la propia galaxia o de las circundantes.

Por otro lado, la población de una galaxia la componen las estrellas. Las estrellas nacen, crecen, mueren y se reproducen. Esto quiere decir que cada galaxia tendrá poblaciones estelares de una determinada edad. A mayor edad, las estrellas tendrán un color más rojizo. A menor edad las estrellas serán azuladas. Por ello una galaxia muy evolucionada, tendrá un color rojo, mientras que una joven será más azulada.

¿Y como podemos obtener toda esta información? Lo primero que hay que dejar claro es que mirar directamente por un telescopio no es la mejor idea. Ni siquiera los astrónomos profesionales lo hacen (salvo usando telescopios pequeños, por afición y en su tiempo libre). Necesitamos recoger toda la información posible para poder estudiar el entorno de un cúmulo de galaxias. Esto se hace con detectores acoplados a los telescopios.

El detector más conocido es la cámara fotográfica. Una cámara (basada en un dispositivo CCD como el de la cámara de tu móvil) es muy útil, pero sólo si la información que estamos buscando se concentra en el rango de luz visible. Cuando se recoge información en luz visible, podemos obtener información relativa a la morfología de las galaxias, tamaños e incluso detectar lentes gravitacionales.

An interesting galaxy has been circled in this NASA/ESA Hubble Space Telescope image. The galaxy — one of a group of galaxies called Luminous Red Galaxies — has an unusually large mass, containing about ten times the mass of the Milky Way. However, it’s actually the blue horseshoe shape that circumscribes the red galaxy that is the real prize in this image. This blue horseshoe is a distant galaxy that has been magnified and warped into a nearly complete ring by the strong gravitational pull of the massive foreground Luminous Red Galaxy. To see such a so-called Einstein Ring required the fortunate alignment of the foreground and background galaxies, making this object’s nickname “the Cosmic Horseshoe” particularly apt. The Cosmic Horseshoe is one of the best examples of an Einstein Ring. It also gives us a tantalising view of the early Universe: the blue galaxy’s redshift — a measure of how the wavelength of its light has been stretched by the expansion of the cosmos — is approximately 2.4. This means we see it as it was about 3 billion years after the Big Bang. The Universe is now 13.7 billion years old. Astronomers first discovered the Cosmic Horseshoe in 2007 using data from the Sloan Digital Sky Survey. But this Hubble image, taken with the Wide Field Camera 3, offers a much more detailed view of this fascinating object. This picture was created from images taken in visible and infrared light on Hubble’s Wide Field Camera 3. The field of view is approximately 2.6 arcminutes wide.

Efecto lente gravitacional (Fuente: ESA/Hubble & NASA)

Si además entre el espejo secundario del telescopio y la cámara fotográfica ponemos diferentes filtros podemos estudiar la fotometría de las galaxias (la cantidad de luz emiten), calcular la masa de las galaxias y su distribución espectral.

Si, en lugar de tener una cámara capaz de obtener imágenes en el rango de luz visible, utilizamos un detector que pueda detectar luz infrarroja, podemos ver a través del polvo de la galaxia y observar los fenómenos de formación estelar.

Para ver la actividad de los núcleos galácticos tenemos que salir de las limitaciones que nos impone la atmósfera y observar con telescopios capaces de detectar los rayos X o la radiación ultravioleta, que también nos ayuda a detectar las regiones de formación estelar.

Ilustración del telescopio de Rayos X Chandra (Fuente: Wikipedia)

Realizar observaciones en radio utilizando radiotelescopios también es importante a la hora de caracterizar galaxias de radio o para estudiar la formación estelar ya que podemos determinar qué tipo de moléculas componen el medio que da lugar a la formación de estrellas.

Todo el entorno de una galaxia influye en su evolución. Si queremos aprender cómo evolucionan, tenemos que estudiar las galaxias en todos los entornos que podamos, ya sean galaxias aisladas, en cúmulos galácticos poco poblados o muy densos. Además, tenemos que estudiar todos los posibles tipos de galaxias, ya sean enanas o masivas, elípticas o irregulares y, en esas galaxias, determinar todas sus propiedades como la forma, el color, si tienen formación estelar o, incluso, la distribución de materia oscura.

Por último, si queréis saber más sobre galaxias, su evolución y los temas actuales en los que se investiga en España, os dejo un vídeo editado por el Instituto de Astrofísica de Canarias que se titula, precisamente, «Galaxias».

Referencias

Alan Dressler. Galaxy morphology in Rich Clusters: Implications for the formation and evolution of galaxies. The Astrophysical Journal, 236:351-365, 1980 March 1

Meghan E. Gray, Christian Wolf et al. STAGES: the Space Telescope A901/2 Galaxy Evolution Survey. Mon. Not. R. Astron. Soc. 393, 1275-1301, 2009

La masa de las galaxias

En cualquier situación de la vida cotidiana, cuando queremos saber el peso de algún objeto (entendido como la fuerza con la que la masa del objeto es atraída por la tierra) lo tenemos bastante fácil: cogemos una balanza o báscula y lo pesamos. Cuando hablamos de una estrella, una nebulosa o una galaxia, las cosas son bastante diferentes. Los astrofísicos pueden llegar a conocer muchas cualidades de un objeto, pero en realidad sólo pueden medir una cosa, algo tan importante que la ONU ha establecido que el año 2015 sea su año internacional: la luz que emite. Cuando hablamos de luz, no hay que olvidar que se trata de luz en todas las longitudes de onda, es decir, su radiación electromagnética.

Pero, ¿cómo podemos conocer la masa simplemente a través de la luz que recibimos?

La clave está en Newton y, por lo tanto, en la gravedad. Newton dedujo que la fuerza con la que se atraían dos cuerpos es proporcional a la masa de los cuerpos e inversamente proporcional al cuadrado de la distancia que los separa. La magnitud de esta fuerza se determina de la siguiente manera:

F = G Mm/r2

Donde G es la constante de gravitación universal que tiene un valor determinado y es único en todo el universo, M y m son las masas de los cuerpos y r la distancia que los separa. No hay que olvidar que la fuerza es una magnitud vectorial, es decir tiene una dirección, que en este caso está dirigida desde la masa M a la m.

Además, se demostró que un cuerpo que gira alrededor de otro está siempre cayendo hacia el segundo de manera que la dirección de su velocidad está cambiando permanentemente, es decir está acelerando. En una trayectoria circular, esta aceleración es proporcional al cuadrado de la velocidad e inversamente proporcional al radio de la circunferencia. Se conoce como aceleración centrípeta:

ac = v2/r

aquí también, la aceleración es una magnitud vectorial que tiene una dirección.

Por otro lado la segunda ley de Newton que todos conocemos dice que el valor de la fuerza que experimenta un cuerpo de masa m es proporcional a la aceleración que sufre

F = ma

Por lo tanto, para un cuerpo de masa m orbitando (girando) alrededor de otro de masa M, con una velocidad v, tenemos que la velocidad tiene un valor dado por:

v = (GM/r)1/2

y la masa del cuerpo, en torno al cual orbita, se obtiene despejándola de la ecuación anterior.

M = v2r/G

Henry Cavendish calculó el valor de G y es un valor fijo en la ecuación.

Por lo tanto si queremos calcular la masa de un objeto de masa M, alrededor del cual gira otro objeto de masa m, lo único que tenemos que hacer es medir la distancia del objeto m y su velocidad, independientemente del la masa m de ese objeto.

Pongamos que queremos medir la masa del Sol. Entonces, sólo necesitamos conocer la distancia de la tierra al Sol y la velocidad a la que gira alrededor. De esta manera, no necesitamos ir al Sol con una balanza para pesarlo. También podemos utilizar otros planetas para poder medirlo.

Sin embargo, Kepler demostró que las órbitas de los planetas no son circulares sino elípticas estando el Sol en uno de los focos de la elipse. En este caso, la aproximación de órbita circular proporciona un error que será más grande cuanto mayor sea la diferencia de órbita circular a órbita elíptica del planeta.

Este hecho que podría parecer importante para calcular masa de objetos muy grandes, no lo es tanto cuando promediamos, es decir consideramos las órbitas de multitud de objetos pequeños de masa m orbitando alrededor de otro cuya masa M queremos calcular, como es el caso de estrellas girando en el seno de una galaxia. Pero entonces surge otro problema…

Con los medios de observación actuales, los telescopios, es muy difícil observar estrellas individuales, es decir, no podemos detectar la luz que emite cada estrella de manera individual, sino que la mayor parte de las veces sólo podemos medir la luz que emite cada zona o región concreta de la galaxia. Al no poder medir la luz de cada estrella, no podemos medir sus velocidades individuales. Por otro lado, las estrellas, aunque realmente se mueven muy deprisa (movimiento propio), debido a su lejanía parece que están quietas en su posición eternamente.

¿Significa eso que nunca podremos saber la masa de una galaxia? Para nada. Gracias al efecto Doppler podemos capturar la luz de las distintas zonas de la galaxia (desde el centro de la galaxia hacia fuera y viceversa) hacerla pasar por un espectroscopio y determinar el desplazamiento de las líneas espectrales hacia el rojo o hacia el azul dependiendo de si esa zona se está alejando de nosotros o acercándose. Esto se debe a que si algo está girando habrá zonas que se estén alejando de nosotros mientras que habrá otras que se estén acercando. El efecto Doppler tiene la particularidad que está relacionado con la velocidad. Las líneas espectrales de las galaxias que estén más desplazadas al rojo o al azul se estarán alejando de nosotros o acercando a mayor velocidad.

En resumen, si medimos la velocidad, a través del efecto Doppler, de una zona de una galaxia y medimos también la distancia de esa zona al centro de la galaxia, utilizando la ecuación anterior, podremos determinar la masa de la galaxia que se encuentra en la parte interior de la zona que estemos observando. En el caso de que observemos la zona más externa de la galaxia, podremos determinar la masa total de la misma.

Este método, que puede parecer simple, ha dado grandes resultados en la investigación astrofísica y llevó a uno de los más grandes descubrimientos de la historia de la astrofísica: la materia oscura.

Vera Rubin y Kent Ford estaban midiendo la distribución de velocidades de las diferentes partes de la galaxia de Andrómeda (regiones de emisión) y por lo tanto, la distribución de la masa de la galaxia. Se tenía la idea de que a distancias cortas del centro de la galaxia, teniendo en cuenta la ecuación anterior, la velocidad debía de ser mayor en el centro ya que la distancia es menor, que en la periferia. Sin embargo, Rubin y Ford obtuvieron unas distribuciones interesantes. Según se alejaban del centro de la galaxia, las velocidades no se anulaban sino que, incluso a grandes distancias, la distribución de velocidades se mantenía constante, es decir, a pesar de que no hubiera materia que contribuyera a la masa de la galaxia, la velocidad se mantenía. Por lo tanto llegaron a la conclusión de que debía de existir un tipo de materia, que se llamó oscura, que no emitía luz, es decir, era un tipo de materia no ordinaria que sólo interactuaba de manera gravitatoria.

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Zonas de emisión consideradas por Rubin y Frank para medir la distribución de velocidades en M31 (izquierda). Distribución de velocidades medida para esos puntos (derecha). (Fuente: Rubin y Ford)

Este fue un gran descubrimiento que se ha confirmado en varias ocasiones desde entonces, aunque todavía no se haya detectado la materia oscura directamente.

En cualquier caso, el ejemplo del cálculo de las masas en astrofísica, al igual que otros muchos como el de las distancias o cualquier otro parámetro, pone de manifiesto la importancia del conocimiento de la luz a la hora de conocer nuestro universo.

Referencias

Vera C. Rubin, W. Kent Ford, Jr. Rotation of the Andromeda Nebula from a Spectroscopic Survey of Emission Regions.

Alberto Casas. La materia Oscura. RBA

Galaxias activas

Las galaxias son, de manera simple, una acumulación de estrellas, gas y polvo agrupada debido a la fuerza de la gravedad. No son ni mucho menos estacionarias, es decir, cambian con el tiempo.

Por un lado, evolucionan internamente debido a la propia evolución de las estrellas: el gas y polvo (junto con la atracción gravitatoria) da lugar a la formación de nuevas estrellas y las estrellas según evolucionan, hasta su muerte, devuelven el gas y el polvo al medio interestelar de la galaxia.

Por otro lado, evolucionan por la influencia externa de otras galaxias del entorno, haciendo que su morfología cambie y que en muchos casos, esos cambios, den lugar a nuevos brotes de formación estelar.

Tras la controversia inicial sobre el tamaño de la Galaxia o Vía Láctea, que llevó al descubrimiento de que existen otras galaxias fuera de la nuestra, junto con los avances tecnológicos que llevaron a la construcción de mejores telescopios con mayor poder de resolución, se comenzaron a estudiar dichas galaxias externas.

A través de este estudio, se vio que no todas las galaxias eran morfológicamente iguales, sino que existía una gran variedad de formas, siendo en algunos casos muy llamativas. Uno de los primeros trabajos de la astrofísica extragaláctica fue la descripción de las galaxias y la agrupación de las que presentaban características comunes. Posteriormente, al igual que en muchas otras ciencias, se intentó ordenar las formas que tenían las galaxias en función de parámetros que variaran secuencialmente. Podría parecer que esta manera de proceder se debía a que, dado que no se podían conocer más detalles, los astrónomos se conformaban con tenerlas clasificadas. Sin embargo, la clasificación responde a algo con un sentido físico más profundo: si se encontraba que alguno de los parámetros tenía un significado físico, la clasificación implicaba un instrumento importante para facilitar la comprensión de la galaxia.

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Secuencia de Hubble

Una de las primeras clasificaciones se debe a Hubble, el cual las clasificó en tres clases:

  • Irregulares: No tienen ninguna forma específica ni siquiera algún grado de simetría. Se nombran con la letra I.

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Gran Nube de Magallanes. Galaxia Irregular

  • Elípticas: son aquellas que tienen formas esféricas o elipsoidales. Además no presentan ningún detalle estructural. Se nombran con la letra E seguida de un número que indica la excentricidad de la elipse, de manera que n=10(1-b/a) siendo a y b los semiejes mayor y menor de la elipse. De esta manera las galaxias E0 son esféricas y las E7 son más achatadas.

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M32. Galaxia elíptica

  • Espirales: son las más conocidas por todos. Tienen una región central muy luminosa (núcleo) y una zona externa (disco) en la que se pueden observar brazos en forma de espiral. Se nombran con la letra S seguidas de una letra minúscula de a hasta d. Las Sa tienen los brazos muy juntos y las d más abiertos.
    • Las galaxias espirales presentan un subgrupo que se denomina espirales barradas, o espirales con barra, que se caracterizan por tener una “barra” en el núcleo de la cual salen los brazos espirales. Se nombran como SB seguidas también de una letra minúscula de a hasta d.

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M81. Galaxia Espiral

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NGC1300. Espiral barrada

También se puede hablar de galaxias de transición entre elípticas y espirales denominadas galaxias lenticulares. Se nombran con las letras SO. Estas galaxias son mucho más achatadas que las E7 y se puede observar una protuberancia central.

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NGC2787. Galaxia Lenticular

Más adelante se realizaron clasificaciones diferentes a la de Hubble como la de Gérard de Vaucouleurs, aun así, la clasificación de Hubble sigue siendo la más conocida.

Las galaxias deben su luminosidad a las estrellas que contiene, pero existen algunas que tienen unos núcleos excepcionalmente brillantes. Carl Seyfert en 1943 descubrió unas galaxias en cuyo espectro se observaban fuertes y claras líneas de emisión. Observó que la emisión debida al oxígeno y al nitrógeno, así como al helio ionizado, eran demasiado intensas con respecto al hidrógeno. Esto no se podía explicar con lo que se conocía hasta el momento.

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Galaxia del compás. Galaxia Seyfert

En los años 60 Fritz Zwicky descubrió galaxias muy compactas que presentaban líneas espectrales muy intensas y anchas. Con el desarrollo de la radioastronomía, Allan Sandage descubrió una nueva familia de objetos extragalácticos que mostraban una emisión muy intensa en ondas de radio, fuerte variabilidad y espectros con líneas anchas e intensas.

Más adelante se descubrieron objetos que no emitían en las frecuencias de radio o que no variaban con el tiempo. También se vio que otros objetos, conocidos como BLLacs, no tenían líneas de emisión.

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BL Lac H 0323+022

En resumen, se tenía una cantidad de objetos desconocidos, algunos con apariencia estelar, que no se podían explicar en los términos de contenido y formación estelar conocidos hasta entonces. Muchos eran galaxias diferentes a las que se conocían. A los objetos de apariencia estelar se les denominó objetos cuasi-estelares o cuásares.

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Cuásar 3C273

Para todos estos objetos se desconocía cómo podían generar tal cantidad de energía.

Como hemos dicho, la luminosidad de las galaxias se debe a las estrellas que contienen, pero al observar la distribución espectral de energía de los cuásares, ésta no puede ser explicada por la población estelar que contenga.

Donald Lynden-Bell propuso la idea de que cuando la materia giraba alrededor de un cuerpo muy compacto, con un gran potencial gravitatorio, ésta se movería cada vez a más velocidad y se ionizaría debido a las fuertes aceleraciones. La materia, entonces cargada eléctricamente, radiaría energía de forma muy intensa hasta que cayese sobre el cuerpo compacto. De esta manera la masa se convertiría en energía de manera mucho más eficiente que por los procesos termonucleares que tienen lugar en el interior de las estrellas. En otras palabras, se proponía la idea de la existencia de agujeros negros en el núcleo de estas galaxias.

Aun así, quedaba la duda de si los cuásares eran galaxias u otro objeto diferente. El problema era que no se podía distinguir las estructuras subyacentes debido a la gran distancia a la que se encontraban. Jerome Kristian fue el primero en argumentar que así era. Con las mejoras en los telescopios, en concreto con las técnicas de óptica adaptativa y el telescopio Hubble, se descubrió que la hipótesis propuesta por Kristian era cierta, y a partir de entonces se agruparon a los cuásares y al tipo de galaxias descubiertas por Seyfert (conocidas como galaxias Seyfert) dentro de la familia de núcleos activos de galaxias o AGN.

En base a esto, ¿se puede afirmar que todas las galaxias tienen un núcleo activo? Y si lo tienen, ¿albergan un agujero negro en su interior?

El primer paso fue estudiar la Galaxia. Sabemos que el núcleo de la Vía Láctea no tiene actividad nuclear, pero se podría pensar que tiene un agujero negro inactivo. En este caso, el agujero negro interactúa con las estrellas que hay a su alrededor por medio de la atracción gravitatoria pero no engulle a las estrellas de manera que se emita radiación. Estudiando los movimientos de las estrellas en la zona del núcleo se puede deducir el tamaño del agujero negro y se obtiene que es del tamaño de unas 2,6 millones de masas solares, que es bastante más pequeño que los que dan lugar a los cuásares, unos mil millones de veces la masa del sol.

La idea que se tiene es que todas las galaxias tienen un agujero negro en su núcleo, pero que depende de la cantidad de estrellas que tenga a su alrededor y si son atraídas hacia su interior, o no, tienen lugar la formación de un cuásar.

Se piensa que los agujeros negros de los núcleos galácticos se crearon en las primeras fases de la formación de la galaxia y que son fundamentales en su evolución.

Si quieres, puedes encontrar mucha información sobre la Física de agujeros negros en el blog Cuentos Cuánticos de @Cuent_Cuanticos

Todas las imágenes han sido extraídas de Wikipedia

Referencias

Galaxias. Time Life Folio

Astrofísica. Manuel Rego, María José Fernández

El Jardín de las Galaxias. Mariano Moles

Galaxias, distancias y la expansión del Universo

Cuando miramos al cielo en una noche oscura, lejos de las luces de la ciudad, podemos ver tantas estrellas que nos podemos llegar a sentir abrumados por la cantidad. Cuando miramos a determinadas zonas del cielo, podemos llegar a ver una banda casi continua de polvo, parecida al rastro que dejaría alguien que fuera derramando una botella de leche. Ese rastro de leche es nuestra Galaxia, la Vía Láctea. Sin embargo, la Vía Láctea no abarca todo lo que existe, el Universo se extiende más allá de nuestro hogar galáctico.

La Vía Láctea es una de entre las cientos de miles de millones de galaxias que nos acompañan, cada una de las cuales es un enorme conjunto de sistemas estelares por derecho propio.

Desde la Tierra, a simple vista y dependiendo de la región del cielo que estemos observando, podemos ver fácilmente tres galaxias. Es el Grupo Local, que incluye la Vía Láctea, la Gran Nube de Magallanes y la Pequeña Nube de Magallanes. El tercer miembro del trío es la galaxia de Andrómeda en la constelación homónima.

Imagen guardada con los ajustes integrados.

Las nubes de Magallanes y la Vía Láctea

En el siglo XVIII, el francés Charles Messier, que era un cazador de cometas, escrutaba el cielo con su telescopio (de menos de 20 cm de diámetro) hasta que observaba una mancha borrosa. Cuando encontraba alguna, anotaba su posición en un mapa estelar de la época. A la noche siguiente volvía a apuntar el telescopio al mismo sitio para ver si la mancha seguía allí. Si se había movido era un cometa, si no, era otra cosa. En esa época,  estas manchas eran conocidas como nebulosas, palabra que deriva del latín y que significa “niebla” o “nube”. En 1774, Messier había catalogado 45 junto con sus coordenadas celestes y en 1784 su catálogo ya incluía 103 objetos.

Un músico de origen alemán, William Herschel, que dedicó la segunda mitad de su vida a construir grandes telescopios, junto con su hermana Caroline, apuntó sus instrumentos hacia los objetos que había descubierto Messier y dada la “potencia” de su telescopio (4 veces mayor que el de Messier) llegó a descubrir en siete años hasta 2000 objetos.

Con este catálogo, Herschel intentó construir un mapa celeste que incluyera todos estos objetos. Del estudio de las nebulosas, Herschel propuso que si la Vía Láctea se observara desde una distancia suficientemente grande, ésta parecería una nebulosa en si misma.

Al ser la potencia del telescopio de Herschel mayor que la del de Messier, éste pudo resolver las manchas borrosas en cúmulos de estrellas, algunos de los cuales pasaron a denominarse cúmulos globulares. En la década de 1840, William Parsons empezó a construir un telescopio de 16 m de largo con un espejo de 2 m de diámetro que superaba en tamaño al mayor de Herschel.

Parsons dirigió su telescopio hacia uno de los objetos del catálogo de Messier, en concreto M51, y su sorpresa fue inmensa cuando vio una estructura espiral, que más tarde recibiría el nombre de galaxia del Remolino debido a esta característica. No pudo distinguir estrellas individuales en su interior, pero descubrió otras nebulosas con la misma forma espiral.

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M51. Galaxia del Remolino

Llegados a este punto surgió la pregunta: ¿pertenecían estas nebulosas a la Vía Láctea? Para responderla sería necesario saber el tamaño de la Vía Láctea y la distancia a las nebulosas.

Poco antes de este descubrimiento, los astrónomos ya conocían el método de la paralaje para medir distancias a estrellas cercanas, pero debido a las distancias enormes a las que se encontraban las nebulosas este método no era de gran utilidad. Tras el desarrollo inicial de las técnicas en espectroscopia, el astrónomo inglés William Huggins apuntó en 1867 su telescopio equipado con un espectroscopio a la estrella más brillante a simple vista, Sirio y aplicando la teoría del efecto Doppler desarrollada por el austriaco Christian Doppler 20 años antes encontró un ligero desplazamiento al rojo en las líneas espectrales de la estrella. Calculó que se alejaba a unos 50 km/s en la línea de observación. Asimismo, calculó la velocidad de recesión o aproximación de un gran número de estrellas. Fue sólo el comienzo del uso de la técnica del efecto Doppler en las medidas astronómicas. Años más tarde se encontraría la manera de emplear este método para el cálculo de distancias.

A principios del siglo XX, el observatorio del Harvard College realizaba tediosas observaciones estelares a partir de placas fotográficas y espectroscópicas. El trabajo era realizado por mujeres, las cuales, eran consideradas en aquella época, en un alarde de machismo, más idóneas para el trabajo pesado y repetitivo de medir y realizar  los cálculos, además de cobrar menos que los hombres. Muchas de estas mujeres realizaron contribuciones importantes, pero entre todas ellas destacó Henrietta Swan Leavitt.

Leavitt

Henrietta Swan Leavitt

En una serie de placas fotográficas de la Pequeña Nube de Magallanes, Leavitt observó multitud de estrellas que variaban su brillo periódicamente debido a que “pulsan”, es decir, se expanden y se contraen regularmente. Estas estrellas son conocidas como variables cefeidas, ya que la primera que se descubrió lleva el nombre de Delta Cefeo en la constelación del mismo nombre.

Leavitt compiló más de mil variables en la Pequeña Nube de Magallanes y al menos 16 aparecían en varias placas fotográficas, lo cual le permitió calcular sus periodos. Descubrió que las estrellas eran más brillantes cuanto más largos eran sus periodos y determinó que el periodo y el brillo máximo estaban relacionados y que se podía establecer gráficamente la relación entre periodo y luminosidad, es decir, Leavitt había relacionado la magnitud aparente de las estrellas variables con una medida que no dependía de la distancia a la estrella: el cambio de brillo. Leavitt había descubierto una conexión entre el periodo y su magnitud absoluta, es decir, su magnitud real.

Al estar estas estrellas en la misma región de la Pequeña Nube de Magallanes se podía asumir que estaban todas a casi la misma distancia de la Tierra.

La diferencia entre magnitud absoluta de las cefeidas de la Pequeña Nube de Magallanes y su magnitud aparente se podría usar entonces para calcular la distancia a la estrella usando la ley del cuadrado inverso: Una estrella, como cualquier fuente de luz, mostrará sólo una cuarta parte de su brillo si se dobla su distancia al observador, una dieciseisava parte si se cuadruplica, etc.

Como la relación que descubrió Leavitt se aplica a las cefeidas en general, el hecho de poder determinar la magnitud absoluta de una permitiría deducir la magnitud absoluta de las demás y se podría usar la escala periodo-luminosidad para hallar la magnitud absoluta de cualquier estrella variable del tipo cefeida, y con ella la distancia a la estrella.

El problema era crear un patrón de distancias a partir del comportamiento de las cefeidas ya que la cefeida más cercana era demasiado  lejana como para medir su distancia con el método de la paralaje.

Leavitt fue apartada de sus tareas ya que el jefe del observatorio creía que su trabajo era recoger datos y no hacer cálculos, pero Ejnar Hertzsprung, en el observatorio cerca de Berlín, recogió el testigo.

Hertzsprung estudió los movimientos propios, movimientos en el espacio de la estrella y nuestro Sol, de trece cefeidas cercanas al sol y usando técnicas estadísticas calculó la distancia “media” para las cefeidas locales, así como una magnitud aparente “media”. Con estos valores pudo calcular una magnitud absoluta “media” para una cefeida de periodo “medio”.

Quizá fueran muchas “medias”, pero lo que Hertzsprung hizo a continuación fue elegir una cerfeida de la Pequeña Nube de Magallanes con el mismo periodo que su estrella “media”. Comparó el brillo fotográfico de la cefeida de la Nube con la magnitud absoluta que debía tener y calculó su distancia: 3000 años-luz. Esta distancia ponía a la Pequeña Nube de Magallanes en el interior de la Vía Láctea. Se cree que fue un error tipográfico y que la distancia debía ser de 30000 años-luz. Aún así esta distancia era muy inferior a la real.

¿Por qué esta discrepancia? En realidad se trató de un error experimental. Las cefeidas de la Pequeña Nube de Magallanes habían sido fotografiadas con placas sensibles a la luz azul, mientras que para las cefeidas locales se usaron placas sensibles a la luz roja. Esto daba una diferencia en el brillo aparente que hacía que las cefeidas de la Pequeña Nube de Magallanes parecieran más brillantes y por lo tanto más próximas.

El astrónomo norteamericano Harlow Shapley supo comprender el significado  astronómico que tenían las variables cefeidas. Trabajando en el observatorio de Monte Wilson en los Ángeles, con el telescopio de 1,5 m, Shapley estudió los cúmulos globulares y descubrió que también había cefeidas en ellos. Usando la técnica de Hertzsprung, y refinándola, determinó la distancia a los cúmulos que resultó ser de entre 50000 y 220000 años-luz. Se creía que los cúmulos formaban parte de la Vía Láctea, pero también se creía que la Vía Láctea tenía sólo unos 30000 años-luz de diámetro, por lo que el tamaño debía ser mayor que el que se pensaba. Shapley calculó un diámetro de 300000 años luz estando el centro de la Vía Láctea en la dirección de la constelación de Sagitario.

Los astrónomos tomaron este resultado con cautela, en parte porque consideraban todavía como poco fiable el método de Hertzsprung.

Al mismo tiempo se estaban apuntando los telescopios hacia las nebulosas espirales y muchos astrónomos sugirieron que eran galaxias comparables a la Vía Láctea repletas de estrellas ya que cuando la luz era pasada a través de un espectroscopio se parecía a la de las estrellas, no a la de una nube de gas.

En 1912, Vesto Slipher, en el observatorio Lowell observó detalladamente la galaxia espiral que se encontraba en la constelación de Andrómeda y pudo medir su desplazamiento Doppler. El valor que encontró sorprendió a todo el mundo: se estaba acercando a 300 km/s. Más adelante, Slipher observó otras 15 galaxias espirales más y descubrió que 13 de ellas se estaban alejando de la Tierra, incluso con velocidades superiores a la que se estaba acercando Andrómeda.

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M31. Galaxia de Andrómeda

En 1919, después de haber recibido formación como abogado y tras realizar un doctorado en astronomía y volver de la guerra, Edwin Hubble empezó a tratar de clasificar las nebulosas. Utilizando el nuevo telescopio de 2,5 m de Monte Wilson, esperaba resolver estrellas en las galaxias espirales, en concreto en Andrómeda. Hubble centró su atención en unos puntos de luz conocidos como novas, estrellas que sufren erupciones recurrentes de materia que hace que cambien su luminosidad (no confundir con supernovas que es la explosión de las estrellas completas).

A través de la comparación de placas fotográficas que mostraban la misma zona del cielo, lo que inicialmente creyó que era una nova, se dio cuenta de que una estrella aumentaba y disminuía periódicamente su brillo ¡No se trataba de una nova, sino de una cefeida!

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Placa en la que Hubble anotó que se trataba de una variable cefeida y no de una nova

Usando las técnica de Hertzsrpung, mejorada por Shapley, calculó la distancia a Andrómeda y obtuvo un valor de 900000 años-luz, que era superior al tamaño de la Vía Láctea de Shapley. ¡Andrómeda era una galaxia por si misma!

Al encontrar cefeidas en galaxias espirales, Hubble hizo que el tamaño del Universo conocido aumentara considerablemente. Hubble usó las cefeidas para desarrollar indicadores de distancias para galaxias, al igual que hizo Shapley para los cúmulos globulares.

Mientras esto ocurría en Monte Wilson, en Lowell, Slipher seguía midiendo desplazamientos Doppler de galaxias espirales, incluidas aquellas a las que Hubble aplicó su técnica para calcular la distancia.

Milton Humason entró a formar parte de la plantilla de Monte Wilson para trabajar como ayudante a través de su suegro y cuando una noche el operador del telescopio enfermó, paso a ocupar su puesto, y lo hizo con tal destreza que desde entonces ocupó el puesto del operador y de asistente de Hubble de manera permanente. Humason adquirió suficiente información sobre más desplazamientos Doppler al rojo de más galaxias. Hubble reunión todos esos datos para establecer una conexión entre los desplazamientos al rojo y las distancias. La conexión era sencilla: salvo las galaxias más cercanas, cuanto más lejos estaba una galaxia, más rápido se alejaba. El ritmo al que se alejaba es conocido actualmente por el nombre de constante de Hubble.

Aunque lo valores que Shapley o Hubble hallaron en su época eran muy burdos, actualmente se ha mejorado la precisión en la medida y ahora sabemos que la Vía Láctea tiene un diámetro de 100000 años-luz y que la galaxia de Andrómeda está a 2,5 millones de años-luz. Aunque los valores sean ligeramente distintos, lo importante es recordar que el esfuerzo por entender el universo hizo que se desarrollaran técnicas y métodos de observación que, aún hoy en día, están utilizando los astrónomos y astrofísicos modernos.

Como dijo Hubble:

“Con el incremento de las distancias nuestro conocimiento se desvanece, y se desvanece rápidamente, hasta que en el último e impreciso horizonte buscamos entre fantasmales errores de observaciones puntos de referencia que apenas son más sustanciales. La búsqueda continuará. El ansia es más antigua que la historia. Nunca resulta satisfecha, y nunca podrá ser reprimida”

Referencias:

Galaxias. Time Life Folio

Astrofísica. Manuel Rego, María José Fernández