Galaxias: Los bloques del Universo

Galaxias: Los bloques del Universo

Las primeras galaxias

En un pasado muy distante no había nada, el espacio y el tiempo no existían. Pero la nada no era perfecta; en el vacío existían fluctuaciones y estas fluctuaciones crearon una singularidad muy caliente y densa. El Universo se expandió a partir de esa singularidad. A medida que se expandía se enfriaba: los fotones se convirtieron en quarks, los quarks en protones y electrones, los protones y electrones en átomos y los átomos se agruparon para formar estrellas y galaxias.
Poco tiempo después del comienzo de la expansión, lo que conocemos como “Big Bang”, el Universo estaba formado casi por completo por hidrógeno y helio con algunas cantidades muy pequeñas de otros elementos ligeros como el litio o el berilio. Pero la distribución de estos elementos no era completamente uniforme. En aquellas regiones donde la densidad era ligeramente mayor, el material comenzo a agruparse debido a su propia atracción gravitatoria formando grandes nubes de gas de densidad cada vez mayor: las primeras proto-galaxias.

Figura 1. Formación y evolución de las galaxias en el Universo

Estas primeras proto-galaxias también se atrajeron entre ellas y se fusionaron, formando estructuras cada vez mayores hasta formar las grandes galaxias espirales que vemos hoy día.
Un Universo de galaxias

La forma de las galaxias

Las galaxias son las mayores aglomeraciones de estrellas, gas y polvo que encontramos en el Universo. En una única galaxia miles de millones de estrellas siguen órbitas alrededor de un centro definido por su propia fuerza de atracción mutua: la gravedad.

Figura 2. Imagen de campo profundo obtenida con el telescopio espacial Hubble. Cada uno de los elementos en la imagen es una galaxia

No todas las galaxias son iguales; las hay de distintos tamaños, desde gigantes hasta enanas, y de distintas formas, esféricas, aplanadas o prácticamente amorfas. Así el sistema de clasificación más simple, propuesto por Edwin P. Hubble, divide las galaxias en elípticas, espirales e irregulares. Es de esperar que esta apariencia externa de las galaxias refleje sus propiedas estructurales, es decir, la manera en que las estrellas y el gas se distribuyen en su seno.

Figura 3: Secuencia de Hubble de calisificación de las galaxias. Fundamentalmente emergen dos grandes familias: elípticas y espirales con éstas últimas divididas en ordinarias y barradas.

Y, en efecto, así es. La forma caracterísitica de las galaxias elípticas, esferoidal más o menos achatada, y su color rojizo nos indica que su luz está emitida mayormente por estrellas formadas hace mucho tiempo, ya que hay muy poco gas y polvo a partir del cual se puedan formar nuevas estrellas.

Sin embargo, la estructura característica de las galaxias espirales, con sus brazos emergiendo de sus centros o de los extremos de una barra central, nos muestra estrellas y gas que orbitan siguiendo trayectorias circulares en un plano: el disco. Este disco es más fácilmente apreciable cuando vemos las galaxias de perfil. En este disco hay gas y polvo, los materiales necesarios para que se formen estrellas y, de hecho, podemos observar estrellas brillantes y azules recientemente formadas, o incluso en proceso de formación, en los discos de galaxias espirales. En su zona central, las galaxias espirales nos muestran una concentración de estrellas de forma esférica, similar a una galaxia elíptica, que llamamos bulbo.

Nosotros formamos parte de una de estas grandes y magníficas estructuras: la Vía Láctea, con nuestro Sol situado en la parte externa de uno de sus brazos espirales, el brazo de Sagitario. Dos galaxias enanas : las Nubes de Magallanes, que podemos identificar a simple vista en el cielo del hemisferio sur, orbitan en torno a ella.

Figura 4. Diferentes tipos de galaxias. Ariiba NGC 1132 , una galaxia elíptica y NGC 891, una galaxia espiral vista de perfil. Abajo NGC 1365 y M101 galaxias espirales, la primera barrada y la segunda ordinaria.

Estas galaxias son de tipo irregular. Las galaxias irregulares son, en general, pequeñas y en muchos casos son satélites de galaxias mayores. Contienen mucho gas y polvo a partir del cual se están formando estrellas de forma muy vigorosa y en una distribución desestructurada.

El efecto de la gravedad

Pero, si en una galaxia existen estrellas y gas sujetas a su propia atracción gravitatoria, ¿cómo no terminan todas coalesciendo en un centro común? La respuesta está en su movimiento. Al igual que los planetas no caen todos hacia el centro del sistema solar porque están girando en órbitas definidas alrededor del Sol, las estrellas y el gas en una galaxia también se están moviendo en órbitas cerradas y la aceleración centrípeta producida por este movimiento contrarresta la atracción gravitatoria. La forma de las orbitas estelares determina la estructura general de una galaxia. En las galaxias espirales, las estrellas siguen órbitas prácticamente circulares en un plano: el disco. La fuerza centrífuga debida a esta rotación equilibra la gravedad. En las galaxias elípticas, las órbitas que siguen las estrellas son aleatorias. La dispersión de estas velocidades actúa como una presión que contraresta la atracción gravitatoria.

Figura 6. El movimiento de las estrellas determina la estructura de las galaxias: órbitas en un plano en galaxias espirales (arriba) y órbitas aleatorias en galaxias elípticas (abajo).

También las propias galaxias están sujetas al poder ubícuo de la gravedad y aparecen agrupadas. Nuestra galaxia, junto con Andrómeda, es uno de los componentes principales de un grupo relativamente pequeño de galaxias, que denominamos Grupo Local .

Pero existen grupos mucho más grandes de galaxias, que llamamos cúmulos. El más cercano de ellos es el cúmulo de Virgo. Grupos y cúmulos se agrupan en supercúmulos. Nuestro Supercúmulo Local incluye el Grupo Local del cual formamos parte, el cúmulo de Virgo y otros cúmulos de galaxias más pequeños.

Figura 7. El cúmulo de Coma

La materia oscura y la formación de las galaxias

Pero estrellas, gas y polvo, la materia luminosa que podemos detectar, no son los únicos constituyentes de las galaxias. Si en una galaxia espiral suponemos que la materia luminosa es la única existente y aplicamos la mecánica newtoniana convencional, las estrellas y el gas deberían estar rotando en el disco galáctico alrededor de su centro a velocidades cada vez menores a medida que aumente su distancia al mismo. Sin embargo, esto no es así: nuestras medidas indican que, tras el aumento esperado de la velocidad de rotación en la zona central de la galaxia (el bulbo), dichas velocidades permanecen prácticamente constantes. Esta discrepancia se explica si existe más materia, que no podemos detectar, que ejerce la fuerza gravitatoria adicional que mantiene constante la velocidad de rotación con que se mueve la materia luminosa. A esta materia adicional se le denomina masa oscura y, de acuerdo a las observaciones, se encuentra presente también a grandes escalas de modo que las galaxias parecen estar inmersas dentro de gigantescos halos de esta materia materia oscura.

Figura 8. Curva de rotación observada para la galaxia M 33. La diferencia entre las velocidades observadas y esperadas a partir sólo de la materia luminosa se aatribuye a la existencia de la materia oscura.

Hoy día pensamos que el proceso de la formación de las galaxias viene conformado por la agregación de materia oscura, mucho más importante que la luminosa, que sólo constituye el 10% del total. Los agregados de materia oscura atraerían también a la materia luminosa hasta formar las primeras estructuras que llamamos proto-galaxias.

Dentro de estas proto-galaxias, algunos conglomerados de gas se agruparían formando estructuras densas a partir de las cuales se formaron estrellas. Algunas de estas estrellas, las más grandes y luminosas, tuvieron vidas muy cortas que terminaron de forma violenta en explosiones de supernovas diseminando a su alrededor los elementos pesados creados en los verdaderos hornos nucleares que fueron sus centros. Así, la composición química de las estrellas y del gas en las diferentes galaxias nos proporciona información crucial para estimar su edad y su posible mecanismo de formación.

Galaxias en evolución

Como ya hemos visto, los dos tipos de galaxias más diferenciados son las elípticas y las espirales; las primeras apenas están formando estrellas, sin embargo las evidencias de formación estelar en las últimas es abrumadora. Si todas ellas se formaron a partir de concentraciones de densidad de materia, ¿por qué evolucionaron hacia diferentes estructuras? La respuesta parece estar en la manera en la cual formaron sus estrellas. Si las formaron muy rápidamente al comienzo de su existencia como galaxias, todo el gas se consumió y sólo quedaron estrellas en una configuración esférica. Se formó una galaxia elíptica. Si, por el contrario, la galaxia formó estrellas lentamente, la disipación de energía en las colisiones sufridas por el gas y la conservación de momento angular hizo que se formase un disco, es decir una galaxia espiral.

Desde el punto de vista químico, las galaxias producirán una gran cantidad de oxígeno muy rápidamente tras su formación ya que éste elemento se produce en estrellas muy masivas, que evolucionan muy rápidamente, explotando como supernovas de tipo II. Hay que esperar unos cuantos miles de millones de años para que las estrellas binarias evolucionen y terminens su vida como supernovas de tipo I, las grandes productoras de hierro. Así la proporción entre las concentraciones de estos dos elementos: el oxígeno y el hierro será mucho mayor en el caso de estrellas formadas a partir de gas enriquecido en hierro (estrellas jóvenes) que en estrellas formadas a partir de gas no enriquecido en este material (estrellas viejas). Y, en efecto, las galaxias elípticas muestran una relación de oxígeno a hierro mayor que la observada en el Sol en aproximadamente un factor 3, mientras que las estrellas en los discos de galaxias espirales muestran una relación similar a la solar.

Después de su formación, las galaxias pueden interactuar con otras galaxias produciéndose intensos episodios de formación estelar y cambiando su apariencia drásticamente. Las teoriías en vigor en la actualidad proponen que la mayoría de las grandes galaxias se han formado mediante fusiones de otras más pequeñas.

Figura 9. Galaxias en colisión. Alguna de ellas se fusionarán para producir estructuras más grandes.

Nuestra Galaxia. LaVía Láctea

La comprensión que tenemos en la actualidad sobre el Universo y nuestra posición en él nos puede conducir a la falsa apreciación de que este conocimiento ha sido fácil de conseguir. Sin embargo, hasta finales del siglo XVIII en que William Herschel hizo un estudio sistemático del cielo con sus ya potentes telescopios, se había avanzado poco en la comprensión del mismo desde que Galileo, con su pequeño telescopio reflector había observado que la banda de luz que cruza el cielo y que conocemos como Vía Láctea está formada por estrellas individuales que podían consistir en otros soles.

No fue hasta finales del s. XIX, con la utilización de la fotografía para fines astronómicos, que se pudo disponer de datos más precisos, así como observar objetos muy débiles que no se veían directamente desde el telescopio.

Pero los datos no eran fáciles de interpretar y hubo que esperar a la gran contribución de Shapley estudiando la distribución espacial de los cúmulos estelares en el halo de la galaxia y a la apreciación de que parte de la radiación emitida por las estrellas es aborbida por el medio interestelar, para llegar a la descripción actual de nuestra galaxia: una espiral en la que podemos distinguir tres componentes: el disco, donde se encuentra el Sol y se concentran el gas, el polvo y las estrellas jóvenes, que se encuentran rotando en órbitas prácticamente circulares; el halo, componente esferoidal donde se encuentran los cúmulos globulares y las estrellas más antiguas siguiendo órbitas aleatorias y, en algunos casos, casi radiales; y el bulbo (hasta 1 kpc del centro galáctico), parte central de la componente esferoidal, en el que la concentración de estrellas es muy elevada, lo que le proporciona un alto brillo superficial.