Misteriosa rotación de galaxias espirales

Poderiamos dicir que todo está en movemento no universo, que todo corpo vira ao redor doutra cousa: Sabemos que a Lúa ao redor da Terra, a Terra ao redor do Sol, e que todas as estrelas da Vía Láctea, incluído o noso Sol, móvense en torno ao centro galáctico. Nesta danza cósmica, a rotación de galaxias espirales provocou una gran sorpresa. Na astrofísica do século XX, e na actualidade, moitos astrofísicos dedicamos horas a medir e explicar exactamente este fenómeno.

As "nebulosas" de forma espiral foron chamadas a Charles Messier e outros cartógrafos celestes no XVIII. No século XX. Con todo, até fai uns cen anos non se puido demostrar que estes obxectos son un xigantesco conxunto de estrelas afastadas da nosa Vía Láctea. De feito, en 1925 o astrónomo americano Edwin Hubble deixou claro que estas entidades como as nubes están fóra da nosa galaxia. Paira iso utilizou como laboratorio as galaxias NGC 6822 e M31, aínda coñecidas naquela época como "nebula espiral". Facendo un seguimento dun tipo especial de estrela (estrelas cefeidas) que cambia de brillo dunha maneira determinada, calculou a distancia a esas nebulosas; comparando esta distancia co tamaño da Vía Láctea, concluíu que estes obxectos están fóra de nosa propia galaxia, centos de veces máis lonxe que as estrelas que podemos ver pola noite.

Por tanto, as galaxias espirales que podemos ver a través dos telescopios son independentes da nosa Vía Láctea, conxuntos de millóns de estrelas, como a "illa do universo". En consecuencia, a rotación de galaxias espirales é un fenómeno imprescindible: si estas galaxias non tivesen movemento de rotación, colapsaríanse e desaparecerían por gravidade. Imos ver que nos pasa en coche cando damos una curva. Ao virar co coche, o noso corpo desprázase cara a fóra, seguindo a dirección que nun principio era (ese impulso que sentimos na física chámase forza centrífuga). O mesmo ocorre coas galaxias: si as estrelas non se moven, a atracción gravitatoria comprimiría e eliminaría a galaxia (como nos atrae a Terra), mentres que se as estrelas viran ao redor do centro da galaxia, a forza centrífuga cara a fóra pode evitar o colapso. Por tanto, é totalmente natural que as galaxias teñan movemento de rotación e os astrónomos esperaban que este movemento se detectase dalgunha maneira.

As illas do universo viran

Nun principio, os científicos pensaron que as galaxias espirales viran como un disco sólido. Segundo este modelo intuitivo, os brazos espirales ríxidos da materia estarían formados sempre por estrelas espontáneas, e non alterarían a súa forma ao longo do tempo: permanecerían firmes e virando sempre. As galaxias realizarían a rotación coma se tomásemos hoxe a foto dunha galaxia espiral e virásemos sobre un eixo que pasa polo centro. Con todo, as galaxias necesitan centos de millóns de anos paira realizar una única rotación, polo que o cambio de posición das estrelas é imposible nas nosas vidas curtas.

Na liña superior podemos ver o movemento de dúas estrelas ao redor do centro da galaxia: se se movesen como un disco sólido (primeira columna) e como ocorre realmente (segunda columna: a velocidade angular é maior dentro que fose). Ed. Disco. Miguel Querejeta

As primeiras medicións cuantitativas sobre a rotación de galaxias realizáronse utilizando o efecto Doppler. Este efecto permite determinar a velocidade de cada punto da galaxia respecto ao espectador, xa que se produce un cambio proporcional a devandita velocidade na lonxitude de onda da luz que detectamos. A sirena de bombeiros non a escoitamos cando se achega e afástase coa mesma intensidade, e ao pasar xunto a nós notamos un cambio de ton especial. Como a luz tamén é a onda, como o son, prodúcese un fenómeno similar coa luz emitida polas galaxias. Por tanto, medindo a lonxitude de onda da luz podemos obter velocidades relativas das diferentes zonas da galaxia.

Un gran susto galáctico

E a sorpresa que atoparon os astrónomos á hora de medir estas velocidades. Se o modelo intuitivo que acabamos de explicar fose certo, é dicir, se a estrutura espiral virase de forma consistente e constante, deberiamos esperar que se rexistre una velocidade angular constante (o que significa que a velocidade lineal debería subir uniformemente co radio). Con todo, as velocidades lineais medidas por efecto Doppler son similares paira distintos radios (fenómeno coñecido como "curva plana de rotación"), o que significa que a velocidade angular non é constante a través da galaxia. É dicir, cando una estrela do interior dá una volta, outra estrela do exterior só virará media ou cuarto de volta. Como a interior xira máis rápido, ao realizar dous ou tres rotacións, a estrutura espiral da galaxia estaría tan tortuosa que sería imposible distinguir a forma espiral: só se apreciaría una gran mestura se miramos á galaxia.

Ademais do problema que supón a confusión da estrutura espiral, estes astros espectaculares e misteriosos gardaban outro enigma importante. Se analizamos detidamente algunha destas galaxias espirales, vemos nos brazos máis estrelas xigantes azuis que noutras zonas, por iso os brazos espirales son azulados e as partes centrais avermelladas. Por tanto, calquera hipótese que pretenda explicar a estrutura das galaxias espirales deberá ter en conta dous problemas: por que a estrutura espiral non se confunde nin desaparece, e por que hai máis estrelas xigantes azuis en brazos que en zonas interiores.

En 1964, os astrofísicos Chia-Chiao Lin e Frank Shu propuxeron una teoría elegante que respondese a estas dúas preguntas, baseándose na hipótese que o astrónomo sueco Bertil Lindblad presentou o ano anterior. Esta teoría defende que os brazos espirales son só como una ilusión óptica: serían zonas con maior densidade nun momento dado. Una perturbación do tipo de onda xeraría estas zonas de maior densidade e esta perturbación rotaría cunha velocidade angular uniforme. Uno dos puntos máis importantes desta teoría é que as estrelas que forman estes brazos espirales de maior densidade non funcionan normalmente ao mesmo tempo que o brazo espiral; a maioría das estrelas entran na estrutura espiral e salguen dela continuamente.

Galaxia espiral M51 (remolino de galaxias na constelación de Canes Venatici). Ed. Hubble Space Telescope, NASA. ). Este diagrama representa esquemáticamente os brazos espirales desta galaxia e a posición do círculo de corrotación cunha liña descontinua. No interior da corrotación, as estrelas adiantan ao patrón espiral (Estrela 1), ao exterior

Atascos cósmicos

Paira aclarar este último punto, podemos utilizar una metáfora. Pensemos nos atascos frecuentes na estrada (un dos que atopamos cando temos máis présa). Miremos agora por encima do atasco, como un satélite que espía. Una perturbación, como a obra, provoca a conxestión dos coches. Como consecuencia diso, atopamos una maior densidade de coches nunha zona (atascos), e por diante e por detrás dela zonas de menor densidade. Pero, en xeral, os coches pasan por este punto de maior densidade: no atasco non sempre hai os mesmos coches, aínda que a posición do atasco non cambia nada ou a cola móvese máis lentamente que os coches.

Una especie de fenómeno do atasco prodúcese na rotación de galaxias espirales. A estrutura de maior densidade (brazo espiral) é análoga á do atasco, xa que por ela as estrelas pasan, xeralmente non se desprazan xunto á estrutura espiral. Ademais, este modelo explícanos por que hai máis estrelas xigantes azuis nos brazos, onde o gas comprímese debido á maior densidade da onda, o que aumenta o proceso de formación de estrelas. A clave é que as estrelas xigantes azuis teñen una vida moito máis corta que as demais (consumen máis rápido o combustible, o hidróxeno), polo que sempre as atopamos cerca do punto onde se forman as estrelas xigantes azuis, é dicir, preto dos brazos espirales, que morren pronto.

En definitiva, o modelo de onda de densidade proposto por Line e Shuk é un éxito por dous motivos: por unha banda, porque explica por que a estrutura espiral non se desfai (as estrelas e as estruturas espirales non teñen normalmente a mesma velocidade angular) e, doutra banda, responde tamén á pregunta da particular localización das estrelas azuis. Nós medimos a velocidade das estrelas e non a da estrutura espiral, polo que non é contraditorio afirmar que os patróns espirales rotan como as agullas do reloxo, cunha velocidade uniforme, e que as estrelas teñen una velocidade angular variable.

Novo cuentakilómetros galaxias

Galaxia NGC 6822. Foi utilizado polo astrónomo Edwin Hubble, xunto coa galaxia M31, paira afirmar que estes grupos de estrelas están fóra da Vía Láctea, é dicir, son galaxias. Ed. PLATAFORMA

Tendo en conta o que dixemos, é normal crear a seguinte pregunta: se estas velocidades variables das estrelas son as que medimos, pódese determinar a velocidade uniforme do patrón espiral? Esta medida ten gran importancia en cosmología, xa que grazas á velocidade patrón podemos saber cal é a posición da materia escura. Ademais, moitas galaxias espirales teñen no centro una barra cuxa velocidade (diferente da da estrutura exterior da espiral) indícanos se a galaxia está rodeada por un halo de materia escura. Por último, moitos astrofísicos consideran que estas diferentes velocidades patrón, como a da barra e a estrutura espiral, poden provocar fenómenos de axuste entre resonancias.

Dado que a velocidade angular da galaxia espiral diminúe ao aumentar o radio, en xeral, esta velocidade angular non será equivalente á velocidade constante da estrutura espiral. Con todo, haberá un radio especial no que as estrelas terán a mesma velocidade que a estrutura espiral: cara a dentro dese círculo as estrelas avanzarán periodicamente os brazos espirales e cara a fóra dese círculo, á inversa, os brazos espirales adiantarán as estrelas con certa frecuencia. A este singular círculo chámaselle corrotación e a súa medida equivale a achar a velocidade de patrón, xa que existe una ecuación que relaciona ambas as magnitudes. Paira atopar a corrotación inventáronse varios métodos, os máis simples baseados na morfología. Unindo algunha estrutura especial cunha órbita concreta, pódese atopar una corrotación, por exemplo, identificando estruturas en forma de anel cunhas órbitas especiais, é posible determinar a correspondencia. Outros métodos, baseados no mapa de velocidade medido, permiten determinar esta posición (Tremaine-Weinberg, por exemplo). Finalmente, realizouse un gran esforzo paira representar o comportamento das galaxias mediante simulacións hidrodinámicas a través de ordenadores, que nalgúns casos poden limitar o valor da velocidade patrón.

No Instituto de Astrofísica de Canarias desenvolvemos un novo método paira medir a posición da corrotación. Este método baséase no estudo do mapa de velocidades non circulares das galaxias, e a alta calidade dos telescopios e detectores dispoñibles na actualidade fai posible a súa aplicación (algo que fai un par de décadas era imposible, xa que non dispuñamos de precisión instrumental suficiente). É máis simple que o método utilizado até agora, xa que só utiliza a corrotación ou o cambio de dirección das correntes de gas que se producen preto doutras resonancias. Este cambio de dirección do gas vén dado pola teoría da densidade de onda. Así, restando ao mapa de velocidades medidas directamente a curva de rotación (velocidades circulares), atoparemos máis cambios de signo no mapa desas velocidades non circulares que construímos, nas posicións das resonancias. Esta nova técnica aplicouse a oito galaxias investigadas en bibliografía, obtendo resultados prometedores: atopamos valores similares aos obtidos con outros métodos e case sempre con intervalos de incerteza menores. Proximamente publicarase una investigación máis exhaustiva realizada polos autores deste artigo que aplica o novo método a un centenar de galaxias con gran éxito.

En definitiva, explicar a rotación de galaxias espirales supuxo un gran reto paira os astrónomos. Con todo, a hipótese proposta por Line e Shuk na década de 1960 mostra con elegancia a estrutura espiral: os brazos espirales son zonas de maior densidade nun momento dado, formados por estrelas que entran e salguen de alí, e esta estrutura de ilusión óptica de maior densidade, que vira en dirección ás agullas do reloxo, con firmeza, ao redor do centro da galaxia. É importante coñecer a velocidade patrón das galaxias, xa que ten gran influencia na cosmología, e determinar a velocidade patrón dos brazos espirales equivale a achar a posición da corrotación, un círculo no que as estrelas se moven coa estrutura espiral. Podemos dicir que o método que acabamos de desenvolver no Instituto de Astrofísica de Canarias supuxo un gran paso adiante neste campo, xa que é una técnica moi directa que permitiu medir a correspondencia coa precisión que até agora era imposible.

BIBLIOGRAFÍA