Galaxiaren iluntasunean ikusteko teknikak

Frantses-Bidea galaxia. 150 mila milioi izar, gas eta hutsezko nebulosa eta izar-kumuluak ditu.

Frantses-Bidearen eta galaxia kiribilen egitura eta berezitasunez hitz egitean, teorien oinarri esperimentalak azaldu ditugu eta hauek lortzeko teknikak ere aipatu izan ditugu, oso azaletik izan bada ere. Interesgarria izan liteke sakabanaturik dagoen informazio hori biltzea eta xehetasun bat edo beste gehitzea, gaia argiago gera dadin. Horretan ahaleginduko gara oraingoan.

Galaxiez oro har hitz egiten denean, astrofisikariak ados azaltzen dira haien osagaien izaeraz, baina osagaien portzentaia zehazteko orduan zenbakiak nahikoa ezberdinak izaten dira, batez ere materia ilunaren (edo galduaren) ebaluazio ezberdinen eraginez. Gure galaxiaren kasuari lotuz, agian errazagoa da adostasunera iristea.

Doitasun handiegiaren ondoren ibili gabe honako hau izan liteke gutxi gorabehera Frantses-Bidearen konposizioa: materiaren % 75 izarrak osatuz egongo litzateke eta beste % 25 izarrarteko materia osatuz. Azken hau, eta izarrak ere antzera, hidrogenoz (% 90 inguru), helioz (% 10 inguru) eta beste zenbait elementu eta konposatuz (% 1 baino gutxiago) eraturik legoke. % 1 motz horren barnean erradiazio optikoaren hedapena galerazten duen izarrarteko hautsa dago.

Aipatu beharrekoak dira, halaber, hidrogenoak izarrartean zabalduta dagoenean aurkez ditzakeen egoera ezberdinak. Izarrarteko espazio hotzaren dentsitate-baldintza arruntetan hidrogenoa atomikoa da eta HI deitu ohi diren hodeiak osatzen ditu. Hidrogeno honek igortzen du hain ezaguna den 21 cm-ko irrati-erradiazioa. Edozein arrazoi dela eta, eskualde bateko hidrogeno atomikoa uzkurtzen denean, dentsitate-gehikuntzak H ₂ molekulen eraketa erraztu egiten du hidrogeno molekularrezko hodeiak eratuz. Hidrogeno molekularrak ez du lerro espektralik irrati-uhinen arloan. Beraz, ezin daiteke irratiteleskopioen bidez zuzenean detektatu. Hala ere, aurreko alean genionez, karbono monoxidozko (CO) molekulak agertzeagatik nabari daiteke. Azken molekula hauek, beste batzuk bezala, H ₂ -renak eratzen direnean sortzen dira eta hidrogenozkoen ondoren ugarienak dira.

Orion nebulosa. Zeruko objekturik gazteenetakoa da nebulosa hau.

Karbono monoxidozko molekulek ingurukoekin elkarrekintzarik ez badute, beren energi maila beherenean geratzen dira energiarik igorri gabe. Hodei molekularretan ordea, talka asko izaten dituzte hidrogeno-molekula ugariekin. Ondorioz, egoera kitzikatuan egoten dira eta soberako energia hori fotoien bitartez igortzen du. Igorpen arruntaren uhin-luzera 2,6 milimetrokoa da. Biraketa-higiduraren lehenengo energi maila eta maila beherenaren arteko energi diferentziari dagokio eta irratiteleskopioen bidez neur daiteke.

Azkenik, hidrogenoa egoera ionizatuan ere ager daiteke, hau da, bere elektroia galduta. Ionizazioa izarren inguruetan gertatzen da, hauen erradiazio ultramorearen eraginez. Hidrogeno ionizatuzko hodeiei H II hodei deitzen zaie eta banda ikuskorreko erradiazioa igortzen dute.

Zer esanik ez, gure galaxia aztertzeko lehenengo saioak teleskopio optikoen bidez egin ziren, nebulosa planetarioak, H II eskualdeak eta 0 eta B mota espektraleko izar-multzoei behatuz. Objektu hauetatik oso gutxi batzuk baino ez dira Eguzki-sistemaren ingurutik kanpo daudenak; hautsak eragozpenak jartzen ez dituen norabide arraro batzuetakoak hain zuzen ere. Hauen azterketek eman zituzten Eguzkiaren inguruko galaxi besoek zeukaten egituraren lehenengo arrastoak. Arrasto gutxi, nolanahi ere.

1. irudia.

1951.ean aurkitu zen H I hodeiak agerian jartzen dituen 21 cm-ko marra, galaxi egituren azterketan aro berriari hasiera emanez. Aipatutako marraren intentsitatea, arakatzen ari garen espazioko norabidean dagoen hidrogeno atomikoaren neurritzat har daiteke. Bestalde, igorpenaren maiztasuna zehatz neurtuz Doppler efektuaren bitartez hidrogenoaren abiadura erradiala (begilerroaren norabidean) neur daiteke. Abiaduraren neurriak gainera, norabide berean diren hodei ezberdinak bereizteko aukera ematen digu: hodei ezberdinak izanik higidurak ere ezberdinak izango dira eta abiadura erradialak ere bai, eta ezberdintasun horiek gorriranzko ala urdineranzko lerrakuntza ezberdinetan gauzatzen dira. Bide hau, hala ere, ezin daiteke galaxiaren zentruaren norantzan eta beraren aurkakoan (antizentruaren norantzan) erabili. Kasu hauetan materiaren abiadura behaketa-norabidearekiko ia elkartzuta denez, abiadura erradiala ia zero da distantzia edozein delarik ere.

Aipatu berri dugun zailtasuna saihesten ez badugu ere, lehentxeago azaldu dugun hidrogeno molekularraren detekziorako metodoa aurkitu zenez gero asko aurreratu da galaxi maparen eraiketan. Alde batetik hodei hauek konpresio-eskualdeak dira. Beraz, besoekin zuzenki erlazionaturik daude. Bestetik, abantaila handi bat dute hidrogeno atomikoarekiko: azken hau askoz ere zabalduago dago espazioan eta ia ezinezkoa da hodeiak mugatu eta bereiztea.

Hidrogeno molekularra, aldiz, dentsitate handiagoko hodeietan pilatu delako da molekularra hain zuzen ere. Horregatik hodeiak errazago mugatzen dira. Azkenik, kontuan izan behar dugu galaxiaren masaren % 25 den izarrarteko materiaren erdia eskas baino ez dela hidrogeno atomikoa. Beste erdia pasa, molekularra da. Beraz, hidrogeno molekularra aztertuta hutsune handia betetzen da.

2. irudia.

Bukatzeko, hodei ezberdinak bereiztu eta kokatzeko neurtutako abiadura erradialaren erabilera zehazkiago azaltzen saiatuko gara. Hodei baten posizioa eta abiadura erradiala neurtuta lortzen diren emaitzak, bi diagrama bidimentsionaletan adierazi ohi dira. Batean luzera eta latitude galaktikoak dira ardatzetan. Bestean luzera galaktikoa eta abiadura erradiala. Har ditzagun adibide gisa 1. irudian ditugun hodei molekularrak: E, Eguzkiaren orbita berean eta beste lau barne-orbita bitan. Behaketak irudian marraztuta dauden bi norabideetan egiten badira, hodeien posizioak ematen digun grafikoa 2. irudian duguna da. Hurbilen dauden hodeiek besteak estaltzen dituzte. Luzera/abiadura grafikoan berriz, abiadura erradial ezberdinaren bidez bereiz daitezke.

Hodei baten abiadura orbitala, orbitaren erradioaren eta bere mugen barnean dagoen materiaren masaren menpekoa da. Eskuarki abiadurak handiagoak dira orbiten erradioa zenbat eta txikiagoa izan. Beraz, 1. irudian behaketa-norabide bietako edozein hartzen badugu, neurtuko ditugun abiadura erradialen arteko handiena behaketa-norabide horrekiko ukitzaile den orbitan dagoen hodeiari dagokiona izango da. Batetik, orbitarik barnekoena delako eta bestetik, abiadura erradiala hodeiaren abiadura bera delako.

Puntu honen alde bietara puntu simetrikoak hartzen baditugu (A eta C, B-rekiko, adibidez), abiadura erradialak antzekoak izango dituzte, baina B-rena baino txikiagoa (ikus 3. irudia), eta gainera, puntuak orbita berean egongo dira. Norabide ezberdinetan hartutako datuekin biraketa-kurba eraiki dezakegu, hau da, abiadura orbitalaren aldakuntz kurba. Hau ezagutu ondoren, norabide jakin batean behaketak egiten ditugunean, abiadura erradiala neurtuta orbitaren erradioa kalkula dezakegu.

Oraindik beste bereizketa bat egiteko dugu. Gure metodoarekin A eta C hodeiek gutxi gorabehera orbita berean higitzen direla ondorioztatu dugu, baina, zein da Eguzkitik hurbilen dagoena? Hodeia beste objektu ezagun batekin erlazionatu ezin badezakegu, beste bide batzuk erabiltzen dira, hala nola, marra espektralaren zabalera neurtzearena. Hodei txikiek marra estuak izan ohi dituzte, barne higiduraren heina ere estua delako. Hodei handien kasuan, ordea, marrak zabalak izaten dira osagaien abiadura arteko diferentziak ere handiagoak direlako. Beraz, behatutako hodeiaren marrak estuak badira ia segurua da hodei txikia alde hurbilenean dugula.

3. irudia.