Técnicas de observación na escuridade da galaxia

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

• Astronomia

Galaxia Vía Francesa. 150 mil millóns de estrelas, nebulosas de gas e baleiro e cúmulos estelares.

Ao falar da estrutura e singularidade da Vía Francés e das galaxias espirales, explicamos as bases experimentais das teorías e as técnicas paira conseguilas, aínda que sexa de forma moi superficial. Pode ser interesante recoller esta información dispersa e engadir algún detalle para que o tema quede máis claro. Niso tentaremos nesta ocasión.

Cando se fala de galaxias en xeral, os astrofísicos mostran a súa conformidade coa natureza dos seus compoñentes, pero á hora de determinar a porcentaxe de compoñentes os números son bastante diferentes, sobre todo debido ás diferentes avaliacións da materia escura (ou perdida). Unindo ao caso da nosa galaxia, quizá sexa máis fácil chegar a un acordo.

A composición da Vía Francesa podería ser aproximadamente o 75% da materia estaría composta por estrelas e o outro 25% por materia interestelar. Esta última, do mesmo xeito que as estrelas, estaría formada por hidróxeno (en torno ao 90%), helio (en torno ao 10%) e outros elementos e compostos (menos do 1%). Un 1% baixo contén po interestelar que impide a propagación da radiación óptica.

Tamén hai que mencionar as diferentes situacións nas que o hidróxeno pode presentarse cando está aberto nas estrelas. En condicións normais de densidade do espazo frío interestelar, o hidróxeno é atómico e forma as nubes chamadas HI. Este hidróxeno emite una radiación de 21 cm tan coñecida como é a radio. Por calquera motivo, cando o hidróxeno atómico dunha rexión contráese, o incremento de densidade facilita a formación de moléculas H ₂ mediante a formación de nubes de hidróxeno molecular. O hidróxeno molecular carece de liñas espectrales no campo das ondas de radio. Por tanto, non se pode detectar directamente a través dos radiotelescopios. No entanto, tal e como se indicaba no número anterior, pode apreciarse pola aparición de moléculas de monóxido de carbono (CO). Estas últimas, do mesmo xeito que outras, fórmanse cando se forman as de H ₂ e son as máis abundantes despois das de hidróxeno.

Nebulosa de Orio. Esta nebulosa é un dos obxectos máis novos do ceo.

Si as moléculas de monóxido de carbono non interactúan coas da contorna, quedan sen emitir enerxía ao seu nivel enerxético máis baixo. Con todo, nas minchas moleculares hai moitos choques con moléculas de hidróxeno. Por tanto, atópanse nun estado excitado e a enerxía excedente emítea mediante fotóns. A lonxitude de onda da emisión normal é de 2,6 milímetros. Corresponde á diferenza de enerxía entre o primeiro nivel enerxético e o máis baixo do movemento de rotación, medible a través dos radiotelescopios.

Finalmente, o hidróxeno tamén pode aparecer en estado ionizado, é dicir, perdido o seu electrón. A ionización prodúcese nas proximidades das estrelas, debido á súa radiación ultravioleta. As nubes de hidróxeno ionizado denomínanse nubes H II e emiten radiación de banda auditiva.

Por suposto, as primeiras sesións de estudo da nosa galaxia realizáronse mediante telescopios ópticos, observando as nebulosas planetarias, as rexións H II e os conxuntos de estrelas das clases espectrales 0 e B. Destes obxectos tan só uns poucos son os que se atopan fóra da contorna do Sistema Solar, nunhas direccións raras nas que o po non molesta. Os seus estudos deron as primeiras pegadas da estrutura que tiñan os brazos das galaxias ao redor do Sol. Con todo, poucas pistas.

Figura .

En 1951 descubriuse a liña de 21 cm que pon de manifesto as nubes de H I, iniciando una nova era no estudo de estrutúralas galaxias. A intensidade da mencionada liña pode considerarse como a medida do hidróxeno atómico na dirección do espazo que se está explorando. Por outra banda, mediante a medición precisa da frecuencia de emisión pódese medir a velocidade radial do hidróxeno (na dirección da liña de ollo) mediante o efecto Doppler. Ademais, a medida da velocidade permítenos diferenciar as diferentes nubes na mesma dirección: ao ser distintas as nubes, os movementos tamén serán diferentes e as velocidades radiais, que se materializan en diferentes desprazamentos a lume ou ao azul. Esta vía, con todo, non pode utilizarse na dirección do centro da galaxia nin na súa contraria (dirección do anticentro). Dado que nestes casos a velocidade da materia está practicamente asociada á dirección de observación, a velocidade radial é case cero independentemente da distancia.

A pesar de non esquivar a dificultade que acabamos de mencionar, o achado dun método de detección de hidróxeno molecular que se describiu con anterioridade supuxo un avance significativo na construción do mapa galaxi. Por unha banda, estas nubes son rexións de compresión. Por tanto, están directamente relacionados cos brazos. Doutra banda, teñen una gran vantaxe sobre o hidróxeno atómico, que está moito máis estendido no espazo e que é case imposible delimitar e separar as nubes.

O hidróxeno molecular é debido á súa acumulación nas minchas de maior densidade. Isto facilita a delimitación das nubes. Por último, hai que ter en conta que só a metade da materia interestelar, que representa o 25% da masa da galaxia, é hidróxeno atómico. Pasa a outra metade, é molecular. Por tanto, o estudo do hidróxeno molecular cobre un gran baleiro.

Figura .

Por último, trataremos de explicar máis concretamente o uso da velocidade radial medida paira diferenciar e localizar as diferentes nubes. Os resultados obtidos a partir da medida da posición e velocidade radial dunha nube preséntanse en dúas diagramas bidimensionales. Nun, lonxitude e latitudes galácticas nos eixos. No outro, a lonxitude galáctica e a velocidade radial. Sirva como exemplo as nubes moleculares representadas na Figura 1: E, na mesma órbita do Sol e outras catro órbitas internas en dúas. Se as observacións realízanse nas dúas direccións debuxadas na imaxe, o gráfico que nos dá a posición das nubes é o que aparece na figura 2. As nubes máis próximas cobren as outras. Na lonxitude/velocidade gráfica distínguense por velocidades radiais diferentes.

A velocidade orbital dunha nube depende do radio da órbita e da masa da materia dentro dos seus límites. Normalmente as velocidades son maiores canto menor é o radio das órbitas. Por tanto, si na figura 1 tomamos calquera das dúas direccións de observación, a maior das velocidades radiais que medimos será a correspondente á nube situada na órbita tangencial a esta dirección de observación. Por unha banda, porque é a órbita máis interna e por outro, porque a velocidade radial é a mesma que a da nube.

Se tomamos puntos simétricos a ambos os dous lados deste punto (A e C, por exemplo, respecto de B), as velocidades radiais serán similares pero inferiores ás de B (ver figura 3) e ademais os puntos estarán na mesma órbita. Cos datos tomados en distintas direccións podemos construír a curva de xiro, é dicir, a curva de variación da velocidade orbital. Una vez coñecido isto, cando realizamos observacións nunha dirección determinada, podemos calcular o radio da órbita medindo a velocidade radial.

Aínda temos outra diferenciación. Co noso método chegamos á conclusión de que as nubes A e C móvense aproximadamente na mesma órbita, pero cal é a máis próxima ao Sol? Se non podemos relacionar a nube con outro obxecto coñecido, utilízanse outras vías como medir a anchura da liña espectral. As nubes pequenas adoitan ter liñas estreitas, xa que o rango do movemento interior tamén é estreito. No caso das grandes nubes, con todo, as raias son anchas debido a que as diferenzas entre velocidades dos compoñentes tamén son maiores. Por tanto, se as liñas da nube observada son estreitas, é case seguro que temos a nube pequena no lado máis próximo.

Figura .