Tècniques d'observació en la foscor de la galàxia

1991/06/01 Arregi Bengoa, Jesus Iturria: Elhuyar aldizkaria

• Astronomia

Galàxia Via Francesa. 150 mil milions d'estrelles, nebuloses de gas i buit i cúmuls estel·lars.

En parlar de l'estructura i singularitat del Via Francés i de les galàxies espirals, hem explicat les bases experimentals de les teories i les tècniques per a aconseguir-les, encara que sigui de forma molt superficial. Pot ser interessant recollir aquesta informació dispersa i afegir algun detall perquè el tema quedi més clar. En això intentarem en aquesta ocasió.

Quan es parla de galàxies en general, els astrofísics mostren la seva conformitat amb la naturalesa dels seus components, però a l'hora de determinar el percentatge de components els números són bastant diferents, sobretot a causa de les diferents avaluacions de la matèria fosca (o perduda). Unint al cas de la nostra galàxia, potser és més fàcil arribar a un acord.

La composició del Via Francesa podria ser aproximadament el 75% de la matèria estaria composta per estrelles i l'altre 25% per matèria interestel·lar. Aquesta última, igual que les estrelles, estaria formada per hidrogen (entorn del 90%), heli (entorn del 10%) i altres elements i compostos (menys de l'1%). Un 1% baix conté pols interestel·lar que impedeix la propagació de la radiació òptica.

També cal esmentar les diferents situacions en les quals l'hidrogen pot presentar-se quan està obert en les estrelles. En condicions normals de densitat de l'espai fred interestel·lar, l'hidrogen és atòmic i forma els núvols anomenats HI. Aquest hidrogen emet una radiació de 21 cm tan coneguda com és la ràdio. Per qualsevol motiu, quan l'hidrogen atòmic d'una regió es contreu, l'increment de densitat facilita la formació de molècules H ₂ mitjançant la formació de núvols d'hidrogen molecular. L'hidrogen molecular manca de línies espectrals en el camp de les ones de ràdio. Per tant, no es pot detectar directament a través dels radiotelescopis. No obstant això, tal com s'indicava en el número anterior, pot apreciar-se per l'aparició de molècules de monòxid de carboni (CO). Aquestes últimes, igual que unes altres, es formen quan es formen les d'H ₂ i són les més abundants després de les d'hidrogen.

Nebulosa d'Orio. Aquesta nebulosa és un dels objectes més joves del cel.

Si les molècules de monòxid de carboni no interactuen amb les de l'entorn, queden sense emetre energia al seu nivell energètic més baix. No obstant això, en els núvols moleculars hi ha molts xocs amb molècules d'hidrogen. Per tant, es troben en un estat excitat i l'energia excedent l'emet mitjançant fotons. La longitud d'ona de l'emissió normal és de 2,6 mil·límetres. Correspon a la diferència d'energia entre el primer nivell energètic i el més sota del moviment de rotació, mesurable a través dels radiotelescopis.

Finalment, l'hidrogen també pot aparèixer en estat ionitzat, és a dir, perdut el seu electró. La ionització es produeix en les proximitats de les estrelles, a causa de la seva radiació ultraviolada. Els núvols d'hidrogen ionitzat es denominen núvols H II i emeten radiació de banda auditiva.

Per descomptat, les primeres sessions d'estudi de la nostra galàxia es van realitzar mitjançant telescopis òptics, observant les nebuloses planetàries, les regions H II i els conjunts d'estrelles de les classes espectrals 0 i B. D'aquests objectes tan sols uns pocs són els que es troben fora de l'entorn del Sistema Solar, en unes direccions estranyes en les quals la pols no molesta. Els seus estudis van donar les primeres petjades de l'estructura que tenien els braços de les galàxies al voltant del Sol. No obstant això, poques pistes.

Figura .

En 1951 es va descobrir la línia de 21 cm que posa de manifest els núvols d'H I, iniciant una nova era en l'estudi de les estructures galàxies. La intensitat de l'esmentada línia pot considerar-se com la mesura de l'hidrogen atòmic en la direcció de l'espai que s'està explorant. D'altra banda, mitjançant el mesurament precís de la freqüència d'emissió es pot mesurar la velocitat radial de l'hidrogen (en la direcció de la línia d'ull) mitjançant l'efecte Doppler. A més, la mesura de la velocitat ens permet diferenciar els diferents núvols en la mateixa adreça: en ser diferents els núvols, els moviments també seran diferents i les velocitats radials, que es materialitzen en diferents desplaçaments al vermell o al blau. Aquesta via, no obstant això, no pot utilitzar-se en la direcció del centre de la galàxia ni en la seva contrària (direcció de l'anticentro). Atès que en aquests casos la velocitat de la matèria està pràcticament associada a la direcció d'observació, la velocitat radial és gairebé zero independentment de la distància.

Malgrat no esquivar la dificultat que acabem d'esmentar, la troballa d'un mètode de detecció d'hidrogen molecular que s'ha descrit amb anterioritat ha suposat un avanç significatiu en la construcció del mapa galaxi. D'una banda, aquests núvols són regions de compressió. Per tant, estan directament relacionats amb els braços. D'altra banda, tenen un gran avantatge sobre l'hidrogen atòmic, que està molt més estès en l'espai i que és gairebé impossible delimitar i separar els núvols.

L'hidrogen molecular és degut a la seva acumulació en els núvols de major densitat. Això facilita la delimitació dels núvols. Finalment, cal tenir en compte que només la meitat de la matèria interestel·lar, que representa el 25% de la massa de la galàxia, és hidrogen atòmic. Passa l'altra meitat, és molecular. Per tant, l'estudi de l'hidrogen molecular cobreix un gran buit.

Figura .

Finalment, tractarem d'explicar més concretament l'ús de la velocitat radial mesura per a diferenciar i localitzar els diferents núvols. Els resultats obtinguts a partir de la mesura de la posició i velocitat radial d'un núvol es presenten en dos diagrames bidimensionals. En un, longitud i latituds galàctiques en els eixos. En l'altre, la longitud galàctica i la velocitat radial. Serveixi com a exemple els núvols moleculars representats en la Figura 1: E, en la mateixa òrbita del Sol i altres quatre òrbites internes en dues. Si les observacions es realitzen en les dues direccions dibuixades en la imatge, el gràfic que ens dóna la posició dels núvols és el que apareix en la figura 2. Els núvols més pròxims cobreixen les altres. En la longitud/velocitat gràfica es distingeixen per velocitats radials diferents.

La velocitat orbital d'un núvol depèn del radi de l'òrbita i de la massa de la matèria dins dels seus límits. Normalment les velocitats són majors quant menor és el radi de les òrbites. Per tant, si en la figura 1 prenem qualsevol de les dues direccions d'observació, la major de les velocitats radials que mesurem serà la corresponent al núvol situat en l'òrbita tangencial a aquesta direcció d'observació. D'una banda, perquè és l'òrbita més interna i per un altre, perquè la velocitat radial és la mateixa que la del núvol.

Si prenem punts simètrics a banda i banda d'aquest punt (A i C, per exemple, respecte a B), les velocitats radials seran similars però inferiors a les de B (veure figura 3) i a més els punts estaran en la mateixa òrbita. Amb les dades preses en diferents direccions podem construir la corba de gir, és a dir, la corba de variació de la velocitat orbital. Una vegada conegut això, quan realitzem observacions en una direcció determinada, podem calcular el radi de l'òrbita mesurant la velocitat radial.

Encara tenim una altra diferenciació. Amb el nostre mètode hem arribat a la conclusió que els núvols A i C es mouen aproximadament en la mateixa òrbita, però quina és la més pròxima al Sol? Si no podem relacionar el núvol amb un altre objecte conegut, s'utilitzen altres vies com mesurar l'amplària de la línia espectral. Els núvols petits solen tenir línies estretes, ja que el rang del moviment interior també és estret. En el cas dels grans núvols, no obstant això, les ratlles són amples pel fet que les diferències entre velocitats dels components també són majors. Per tant, si les línies del núvol observat són estretes, és gairebé segur que tenim el núvol petit en el costat més pròxim.

Figura .