Quan les galàxies es troben

2013/04/25 Miguel Querejeta Pérez - Astrofisikaria Iturria: Elhuyar aldizkaria

• Astrofisika
• Astronomia

Estrelles gegants

En el cim de la muntanya Mount Wilson, a Califòrnia, el telescopi més gran del món mirava a la nit fosca, amb el seu enorme diàmetre de 100 polzades. Després de l'escopio de télcopio, el jove Edwin Hubble comprovava cada nit que l'aparell estava ben enfocat, subjectant-se amb la mà la pipa encesa, com el Sherlock Holmes pertsonaia. Gràcies a les fotografies obtingudes per l'astrònom americà entre 1919 i 1926, va resoldre el misteri a l'altura del detectiu de Baker Street: Analitzant les nebulas espirals M31 i M33, va comprovar que aquest tipus d'astres són gegantescos conjunts d'estrelles allunyades de la nostra galàxia, molt lluny de les estrelles que podem veure a simple vista a la nit.

Figura : Fotografia de l'astrònom Edwin Hubble. A la dreta, el diagrama de classificació de les galàxies proposades per ell. A l'esquerra del diagrama es troben les galàxies el·líptiques, de color vermellós, formades per estrelles velles que a penes tenen gas. A la dreta se situen les galàxies espirals classificades per volutes. Als braços espirals hi ha estrelles nounades blaves, per això els braços adquireixen un color blavós. Ed. Western Washington University

El genial Edwin Hubble així va resoldre el debat que s'estava convertint en inacabable entre els astrònoms. El seu símbol és la conferència que es va celebrar a Washington el 26 d'abril de 1920, en la qual es va analitzar el complex tema Great Debat, les nebuloses de manera espiral són estructures com els núvols situats en la nostra galàxia o els astres gegants molt més allunyats, com les illes universals. I Hubble va ser qui va posar fi a aquell intens debat, demostrant que les estructures que avui considerem galàxies estan fora de la nostra Via Làctia. Però també va proposar la classificació de les galàxies segons la seva morfologia. No obstant això, gràcies a les observacions realitzades en les últimes dècades, sabem que la “illa d'universos” no és la millor manera d'expressar aquests objectes, ja que en l'univers a penes hi ha res aïllat, ni la majoria de les galàxies.

Les ones de ràdio, una nova manera de mirar a l'Univers

Figura : Quan els astrònoms van mirar a l'Univers a través de noves longituds d'ona, van trobar alguns desastres. Per exemple, en la imatge superior podem veure com és en les ones visuals NGC7252. Per contra, en les ones de ràdio es detecten cues llargues d'hidrogen i gas, influenciades per una associació galàctica (color blau en la imatge inferior). Ed. NASA (Hubble Space Telescope, HST) i NRAO/AUI.

Qui no ha escrit missatges secrets amb suc de llimona de petita? Escrivíem amb una ploma o pal, i encara que el paper estava buit, nosaltres sabíem que el paper guardava el missatge en el seu interior. En acostar-se al foc d'una vela, com si fos màgia, el missatge apareixia a poc a poc davant els nostres ulls. Una manifestació màgica semblant va ocórrer quan els astrònoms van mirar l'univers amb noves longituds d'ona. Els nostres ulls no reben qualsevol tipus de llum, ja que només percebem els colors de l'espectre visible. També utilitzem altres longituds d'ona en la vida quotidiana, com les microones, que ens ajuden a escalfar el menjar, i les ones llargues ens permeten escoltar la ràdio. Però els nostres ulls no poden captar aquestes ones, per la qual cosa les primeres observacions astronòmiques es van basar en les longituds d'ona visibles. En la dècada dels 40, les ones radiofòniques també es van començar a utilitzar per a formar una imatge més precisa de l'univers, la qual cosa va provocar alguns contratemps als astrònoms.

Una de les sorpreses és representada en la figura 2. En les ones visuals, en la imatge de l'esquerra s'aprecia la galàxia espiral, mentre que les ones de ràdio posen de manifest la cua formada per gas i pols, la influència de la trobada amb una altra galàxia. A més, en utilitzar noves longituds d'ona, es van trobar nombroses galàxies que quedaven fora de la classificació proposada per l'astrònom Edwin Hubble i que es recullen en el catàleg denominat Arp. Sistemes “especials” com Antennae (Figura 3) evidenciaven l'existència de galàxies amb morfologies realment curioses en l'univers, la majoria d'elles trobades inacabades.

Figura . A dalt, primeres simulacions de trobades de galàxies (Toomre & Toomre 1972). En ella se simula la unió de dues galàxies de massa similar, vistes des de diferents angles, per a analitzar com es podia formar el sistema Antennae. En la part inferior es pot veure la imatge del doble sistema Antennae (NGC4038/39) per a poder comparar tots dos. Ed. Toomre & Toomre 1972, i Jack Harvey, Steve Mazlin, Rick Gilbert, and Daniel Verschatse.

Seria molt bonic ser testimoni d'una d'aquestes danses còsmiques. Desgraciadament, les nostres curtes escales de temps fan que no puguem seguir les evolucions de les galàxies. En l'Univers, quant majors siguin les distàncies, més llargues són les escales de temps necessàries per a detectar canvis, i les galàxies són tan grans que les seves danses perduren centenars de milions d'anys. Però gràcies, els astrònoms tenim el camí per a afrontar aquest problema: les simulacions. Els primers simulacres de les trobades de galàxies van ser realitzats en 1972 pels germans Toomre (veure figura 3). Des d'aquest moment s'han elaborat models informàtics més precisos que ens permeten saber que les trobades intergalácticos són un espectacle únic: a vegades formen una dansa lenta, com les basses; altres vegades són unions violentes que transformen totalment l'estructura de les galàxies.

Naixement d'estrelles i galàxies

Sorprenentment, el xoc entre les estrelles gairebé mai es produeix quan les galàxies es troben. Com pot ser que dos astres gegants, formats per milers de milions d'estrelles, s'ajuntin sense un parell d'estrelles com a conseqüència d'aquest procés? La raó és bastant simple i la influència directa de les escales espacials. La distància entre les estrelles és milions de vegades major que la grandària de les estrelles, per la qual cosa la probabilitat de trobar-les entre elles és molt petita. Per exemple, el Sol té un diàmetre aproximat d'un milió de quilòmetres i l'estrella més pròxima al Sol, Proxima Centauri, es troba a 40 bilions de quilòmetres de diàmetre similar. Per a il·lustrar la diferència entre la grandària i la distància, podem utilitzar el camp de futbol: si aquestes dues estrelles se situessin en els extrems del camp, el Sol hauria de tenir la grandària d'un bri de pols per a mantenir la proporció!

Per tant, la major part de les galàxies és pura o, més ben dit, plena de gasos i pols de molt baixa densitat. Per tant, el que realment xoca en les unions galàctiques és el gas, creant noves estrelles. Els detalls encara no els coneixem exactament, però sembla que la trobada dóna lloc a un canvi en la dinàmica de les galàxies, dirigint el gas cap al centre; com la compressió que això suposa, l'augment de la densitat del gas interestel·lar, la fragmentació i el naixement de noves estrelles en el procés.

Fins al moment no hem esmentat quins paràmetres condicionen el resultat de la trobada. És clar que la morfologia de les galàxies originals tindrà a veure amb el resultat: no és el mateix que dues galàxies espirals es trobin o que dues galàxies el·líptiques s'ajuntin. Les característiques de les òrbites de les galàxies són també importants: velocitat inicial, direcció, moviment de rotació de cada galàxia... No obstant això, hi ha una característica que divideix totes les unions en dos grans grups: la raó de massa entre les dues galàxies. Si una galàxia és molt de menor que l'altra (menor merger), la gran galàxia capta sense problemes a l'altra; en aquest procés canibalista es pot detectar una cua d'estrelles i gasos que la petita galàxia deixa enrere. La principal galàxia, per part seva, augmenta lleugerament l'esferoide o bulb intern (movent a l'esquerra en el diagrama Hubble), però sense alterar-lo massa. Aquest tipus d'unions modestes són molt més comunes del que s'esperava i avui dia pensem que la majoria de galàxies han sofert almenys una d'elles al llarg de la seva vida.

Figura : Aquest diagrama representa de manera esquemàtica la diferència entre minor merger i major merger. En la línia superior, una galàxia espiral conquesta la galàxia nano el·líptica. En la segona fase es pot veure la cua formada per hidrogen i pols. En la fase final, no obstant això, una vegada relaxat el sistema, l'únic efecte és augmentar el bulb de la galàxia principal i estrènyer els braços espirals. Si ens fixem en el diagrama de la Figura 1, això significa que la galàxia ha girat lleugerament a l'esquerra en el Diagrama Hubble. En la segona fila es troben dues galàxies espirals de massa similar. Durant la trobada, en una segona fase, les estructures irregulars i les cues llargues són notables. Després de diversos centenars de milions d'anys, en relaxar-nos, estarem davant una galàxia el·líptica. En el diagrama Hubble, les galàxies també ho han fet a l'esquerra, d'una manera més evident que abans. Ed. Miguel Querejeta Pérez

En l'altre extrem de la raó de masses, trobem en anglès trobades violentes i espectaculars denominats major merger. Quan les dues galàxies tenen una massa similar, poden aparèixer formes molt diverses durant el xoc. Si les galàxies originals eren espirals, es trenca completament l'estructura espiral i en el centre apareix una bola desordenada que es va formar de nou a una estrella nascuda, amb els focs artificials de la unió al seu voltant. No obstant això, passats uns centenars de milions d'anys, el material d'aquestes cues externes es dispersarà i, com la violenta col·lisió ha esgotat tot el gas, no sorgiran noves estrelles. A partir d'aquest moment tindrem entre mans una galàxia el·líptica vermella d'estrelles velles.

El futur de la Via Làctia

La nostra galàxia també ha tingut i tindrà la visita dels veïns. Analitzant amb el telescopi la zona denominada halo, hem pogut comprovar que estem envoltats de restes d'astres que ha conquistat la nostra Via Làctia. En conseqüència, podem afirmar que l'estructura actual de la Via Làctia és conseqüència d'aquestes senzilles trobades. Però és més, hem atrapat la nostra galàxia de ple mentre menjava una altra galàxia. La Galàxia Nana de Sagittarius és un satèl·lit de la Via Làctia que gira al voltant d'ella, però a poc a poc la nostra Via Làctia també atreu al regán, disminuint la distància entre tots dos. Com en els exemples anteriorment esmentats, la petita massa de la galàxia nana de Sagittarius està destruint gradualment la unió a mesura que avança, deixant enrere una llarga cua d'hidrogen i pols.

Però, quin és el futur de la pròpia Via Làctia? Sempre hi haurà galàxia espiral? Per a aclarir això, hauríem de fixar-nos en els nostres veïns més massius. La galàxia d'Andrómeda, per cert, està bastant a prop i, com ens indiquen les mesures de velocitat, s'acosta: el xoc entre totes dues galàxies és inevitable. La unió tindrà lloc dins de milers de milions d'anys i després serem habitants d'una nova galàxia. Aquesta acabada de crear galàxia serà gegant i de fora se li notarà un color vermellós; llavors serem habitants d'una gran galàxia el·líptica. Les característiques concretes de la dansa còsmica que ens portarà a aquest resultat encara no podem saber-lo, però és clar que mereix ser testimoni d'aquest espectacle únic.

Bibliografia

Coix, T. J.; Loeb, A. (2008). “The collision between the Milky Way and Andromeda”. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 386.

Kennicutt, R. C.; Schweizer, F.; Barnes, J.E. (1998). “Galaxies: Interactions and induced star formation”. SAAS-Fee Advanced Course, 26.

Smith, B.; Higdon, J.; Higdon, S.; Bastian, N. (2010). “Galaxy Wars: Star Formation and Stellar Populations in Interacting Galaxies”. ASP Conference Sèries, 423.

Toomre, A.; Toomre, J. (1972). “Galactic Bridges and Tails” Astrophysical Journal, 178.