Misteriosa rotación de galaxias espirales

Podríamos decir que todo está en movimiento en el universo, que todo cuerpo gira alrededor de otra cosa: Sabemos que la Luna alrededor de la Tierra, la Tierra alrededor del Sol, y que todas las estrellas de la Vía Láctea, incluido nuestro Sol, se mueven en torno al centro galáctico. En esta danza cósmica, la rotación de galaxias espirales provocó una gran sorpresa. En la astrofísica del siglo XX, y en la actualidad, muchos astrofísicos dedicamos horas a medir y explicar exactamente este fenómeno.

Las "nebulosas" de forma espiral fueron llamadas a Charles Messier y otros cartógrafos celestes en el XVIII. En el siglo XX. Sin embargo, hasta hace unos cien años no se pudo demostrar que estos objetos son un gigantesco conjunto de estrellas alejadas de nuestra Vía Láctea. De hecho, en 1925 el astrónomo americano Edwin Hubble dejó claro que estas entidades como las nubes están fuera de nuestra galaxia. Para ello utilizó como laboratorio las galaxias NGC 6822 y M31, todavía conocidas en aquella época como "nebula espiral". Haciendo un seguimiento de un tipo especial de estrella (estrellas cefeidas) que cambia de brillo de una manera determinada, calculó la distancia a esas nebulosas; comparando esta distancia con el tamaño de la Vía Láctea, concluyó que estos objetos están fuera de nuestra propia galaxia, cientos de veces más lejos que las estrellas que podemos ver por la noche.

Por lo tanto, las galaxias espirales que podemos ver a través de los telescopios son independientes de nuestra Vía Láctea, conjuntos de millones de estrellas, como la "isla del universo". En consecuencia, la rotación de galaxias espirales es un fenómeno imprescindible: si estas galaxias no tuvieran movimiento de rotación, se colapsarían y desaparecerían por gravedad. Vamos a ver qué nos pasa en coche cuando damos una curva. Al girar con el coche, nuestro cuerpo se desplaza hacia fuera, siguiendo la dirección que en un principio era (ese impulso que sentimos en la física se llama fuerza centrífuga). Lo mismo ocurre con las galaxias: si las estrellas no se mueven, la atracción gravitatoria comprimiría y eliminaría la galaxia (como nos atrae la Tierra), mientras que si las estrellas giran alrededor del centro de la galaxia, la fuerza centrífuga hacia fuera puede evitar el colapso. Por tanto, es totalmente natural que las galaxias tengan movimiento de rotación y los astrónomos esperaban que este movimiento se detectara de alguna manera.

Las islas del universo giran

En un principio, los científicos pensaron que las galaxias espirales giran como un disco sólido. Según este modelo intuitivo, los brazos espirales rígidos de la materia estarían formados siempre por estrellas espontáneas, y no alterarían su forma a lo largo del tiempo: permanecerían firmes y girando siempre. Las galaxias realizarían la rotación como si tomáramos hoy la foto de una galaxia espiral y giráramos sobre un eje que pasa por el centro. Sin embargo, las galaxias necesitan cientos de millones de años para realizar una única rotación, por lo que el cambio de posición de las estrellas es imposible en nuestras vidas cortas.

En la línea superior podemos ver el movimiento de dos estrellas alrededor del centro de la galaxia: si se movieran como un disco sólido (primera columna) y como ocurre realmente (segunda columna: la velocidad angular es mayor dentro que fuera). Ed. Disco. Miguel Querejeta

Las primeras mediciones cuantitativas sobre la rotación de galaxias se realizaron utilizando el efecto Doppler. Este efecto permite determinar la velocidad de cada punto de la galaxia respecto al espectador, ya que se produce un cambio proporcional a dicha velocidad en la longitud de onda de la luz que detectamos. La sirena de bomberos no la escuchamos cuando se acerca y se aleja con la misma intensidad, y al pasar junto a nosotros notamos un cambio de tono especial. Como la luz también es la onda, como el sonido, se produce un fenómeno similar con la luz emitida por las galaxias. Por lo tanto, midiendo la longitud de onda de la luz podemos obtener velocidades relativas de las diferentes zonas de la galaxia.

Un gran susto galáctico

Y la sorpresa que encontraron los astrónomos a la hora de medir estas velocidades. Si el modelo intuitivo que acabamos de explicar fuera cierto, es decir, si la estructura espiral girara de forma consistente y constante, deberíamos esperar que se registre una velocidad angular constante (lo que significa que la velocidad lineal debería subir uniformemente con el radio). Sin embargo, las velocidades lineales medidas por efecto Doppler son similares para distintos radios (fenómeno conocido como "curva plana de rotación"), lo que significa que la velocidad angular no es constante a través de la galaxia. Es decir, cuando una estrella del interior da una vuelta, otra estrella del exterior sólo girará media o cuarto de vuelta. Como el interior gira más rápido, al realizar dos o tres rotaciones, la estructura espiral de la galaxia estaría tan tortuosa que sería imposible distinguir la forma espiral: sólo se apreciaría una gran mezcla si miramos a la galaxia.

Además del problema que supone la confusión de la estructura espiral, estos astros espectaculares y misteriosos guardaban otro enigma importante. Si analizamos detenidamente alguna de estas galaxias espirales, vemos en los brazos más estrellas gigantes azules que en otras zonas, por eso los brazos espirales son azulados y las partes centrales rojizas. Por tanto, cualquier hipótesis que pretenda explicar la estructura de las galaxias espirales deberá tener en cuenta dos problemas: por qué la estructura espiral no se confunde ni desaparece, y por qué hay más estrellas gigantes azules en brazos que en zonas interiores.

En 1964, los astrofísicos Chia-Chiao Lin y Frank Shu propusieron una teoría elegante que respondiera a estas dos preguntas, basándose en la hipótesis que el astrónomo sueco Bertil Lindblad presentó el año anterior. Esta teoría defiende que los brazos espirales son sólo como una ilusión óptica: serían zonas con mayor densidad en un momento dado. Una perturbación del tipo de onda generaría estas zonas de mayor densidad y esta perturbación rotaría con una velocidad angular uniforme. Uno de los puntos más importantes de esta teoría es que las estrellas que forman estos brazos espirales de mayor densidad no funcionan normalmente al mismo tiempo que el brazo espiral; la mayoría de las estrellas entran en la estructura espiral y salen de ella continuamente.

Galaxia espiral M51 (remolino de galaxias en la constelación de Canes Venatici). Ed. Hubble Space Telescope, NASA. ). Este diagrama representa esquemáticamente los brazos espirales de esta galaxia y la posición del círculo de corrotación con una línea discontinua. En el interior de la corrotación, las estrellas adelantan al patrón espiral (Estrella 1), al exterior

Atascos cósmicos

Para aclarar este último punto, podemos utilizar una metáfora. Pensemos en los atascos frecuentes en la carretera (uno de los que encontramos cuando tenemos más prisa). Miremos ahora por encima del atasco, como un satélite que espía. Una perturbación, como la obra, provoca la congestión de los coches. Como consecuencia de ello, encontramos una mayor densidad de coches en una zona (atascos), y por delante y por detrás de ella zonas de menor densidad. Pero, en general, los coches pasan por este punto de mayor densidad: en el atasco no siempre hay los mismos coches, aunque la posición del atasco no cambia nada o la cola se mueve más lentamente que los coches.

Una especie de fenómeno del atasco se produce en la rotación de galaxias espirales. La estructura de mayor densidad (brazo espiral) es análoga a la del atasco, ya que por ella las estrellas pasan, generalmente no se desplazan junto a la estructura espiral. Además, este modelo nos explica por qué hay más estrellas gigantes azules en los brazos, donde el gas se comprime debido a la mayor densidad de la onda, lo que aumenta el proceso de formación de estrellas. La clave es que las estrellas gigantes azules tienen una vida mucho más corta que las demás (consumen más rápido el combustible, el hidrógeno), por lo que siempre las encontramos cerca del punto donde se forman las estrellas gigantes azules, es decir, cerca de los brazos espirales, que mueren pronto.

En definitiva, el modelo de onda de densidad propuesto por Line y Shuk es un éxito por dos motivos: por un lado, porque explica por qué la estructura espiral no se deshace (las estrellas y las estructuras espirales no tienen normalmente la misma velocidad angular) y, por otro lado, responde también a la pregunta de la particular ubicación de las estrellas azules. Nosotros medimos la velocidad de las estrellas y no la de la estructura espiral, por lo que no es contradictorio afirmar que los patrones espirales rotan como las agujas del reloj, con una velocidad uniforme, y que las estrellas tienen una velocidad angular variable.

Nuevo cuentakilómetros galaxias

Galaxia NGC 6822. Fue utilizado por el astrónomo Edwin Hubble, junto con la galaxia M31, para afirmar que estos grupos de estrellas están fuera de la Vía Láctea, es decir, son galaxias. Ed. ANDÉN

Teniendo en cuenta lo que hemos dicho, es normal crear la siguiente pregunta: si estas velocidades variables de las estrellas son las que medimos, ¿se puede determinar la velocidad uniforme del patrón espiral? Esta medida tiene gran importancia en cosmología, ya que gracias a la velocidad patrón podemos saber cuál es la posición de la materia oscura. Además, muchas galaxias espirales tienen en el centro una barra cuya velocidad (diferente de la de la estructura exterior de la espiral) nos indica si la galaxia está rodeada por un halo de materia oscura. Por último, muchos astrofísicos consideran que estas diferentes velocidades patrón, como la de la barra y la estructura espiral, pueden provocar fenómenos de acoplamiento entre resonancias.

Dado que la velocidad angular de la galaxia espiral disminuye al aumentar el radio, en general, esta velocidad angular no será equivalente a la velocidad constante de la estructura espiral. Sin embargo, habrá un radio especial en el que las estrellas tendrán la misma velocidad que la estructura espiral: hacia dentro de ese círculo las estrellas avanzarán periódicamente los brazos espirales y hacia fuera de ese círculo, a la inversa, los brazos espirales adelantarán las estrellas con cierta frecuencia. A este singular círculo se le llama corrotación y su medida equivale a hallar la velocidad de patrón, ya que existe una ecuación que relaciona ambas magnitudes. Para encontrar la corrotación se han inventado varios métodos, los más simples basados en la morfología. Uniendo alguna estructura especial con una órbita concreta, se puede encontrar una corrotación, por ejemplo, identificando estructuras en forma de anillo con unas órbitas especiales, es posible determinar la correspondencia. Otros métodos, basados en el mapa de velocidad medido, permiten determinar esta posición (Tremaine-Weinberg, por ejemplo). Finalmente, se ha realizado un gran esfuerzo para representar el comportamiento de las galaxias mediante simulaciones hidrodinámicas a través de ordenadores, que en algunos casos pueden limitar el valor de la velocidad patrón.

En el Instituto de Astrofísica de Canarias hemos desarrollado un nuevo método para medir la posición de la corrotación. Este método se basa en el estudio del mapa de velocidades no circulares de las galaxias, y la alta calidad de los telescopios y detectores disponibles en la actualidad hace posible su aplicación (algo que hace un par de décadas era imposible, ya que no disponíamos de precisión instrumental suficiente). Es más simple que el método utilizado hasta ahora, ya que sólo utiliza la corrotación o el cambio de dirección de las corrientes de gas que se producen cerca de otras resonancias. Este cambio de dirección del gas viene dado por la teoría de la densidad de onda. Así, restando al mapa de velocidades medidas directamente la curva de rotación (velocidades circulares), encontraremos más cambios de signo en el mapa de esas velocidades no circulares que hemos construido, en las posiciones de las resonancias. Esta nueva técnica se ha aplicado a ocho galaxias investigadas en bibliografía, obteniendo resultados prometedores: hemos encontrado valores similares a los obtenidos con otros métodos y casi siempre con intervalos de incertidumbre menores. Próximamente se publicará una investigación más exhaustiva realizada por los autores de este artículo que aplica el nuevo método a un centenar de galaxias con gran éxito.

En definitiva, explicar la rotación de galaxias espirales ha supuesto un gran reto para los astrónomos. Sin embargo, la hipótesis propuesta por Line y Shuk en la década de 1960 muestra con elegancia la estructura espiral: los brazos espirales son zonas de mayor densidad en un momento dado, formados por estrellas que entran y salen de allí, y esta estructura de ilusión óptica de mayor densidad, que gira en dirección a las agujas del reloj, con firmeza, alrededor del centro de la galaxia. Es importante conocer la velocidad patrón de las galaxias, ya que tiene gran influencia en la cosmología, y determinar la velocidad patrón de los brazos espirales equivale a hallar la posición de la corrotación, un círculo en el que las estrellas se mueven con la estructura espiral. Podemos decir que el método que acabamos de desarrollar en el Instituto de Astrofísica de Canarias ha supuesto un gran paso adelante en este campo, ya que es una técnica muy directa que ha permitido medir la correspondencia con la precisión que hasta ahora era imposible.

BIBLIOGRAFÍA