Cuando las galaxias se encuentran

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

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Estrellas gigantes

En la cima del monte Mount Wilson, en California, el telescopio más grande del mundo miraba a la noche oscura, con su enorme diámetro de 100 pulgadas. Tras el escopio de té­lcopio, el joven Edwin Hubble comprobaba cada noche que el aparato estaba bien enfocado, sujetándose con la mano la pipa encendida, como el Sherlock Holmes per­tsonaia. Gracias a las fotografías obtenidas por el astrónomo americano entre 1919 y 1926, resolvió el misterio a la altura del detective de Baker Street: Analizando las nebulas espirales M31 y M33, comprobó que este tipo de astros son gigantescos conjuntos de estrellas alejadas de nuestra galaxia, muy lejos de las estrellas que podemos ver a simple vista por la noche.

Figura : Fotografía del astrónomo Edwin Hubble. A la derecha, el diagrama de clasificación de las galaxias propuestas por él. A la izquierda del diagrama se encuentran las galaxias elípticas, de color rojizo, formadas por estrellas viejas que apenas tienen gas. A la derecha se sitúan las galaxias espirales clasificadas por volutas. En los brazos espirales hay estrellas recién nacidas azules, por eso los brazos adquieren un color azulado. Ed. Western Washington University

El genial Edwin Hubble así resolvió el debate que se estaba convirtiendo en inacabable entre los astrónomos. Su símbolo es la conferencia que se celebró en Washington el 26 de abril de 1920, en la que se analizó el complejo tema Great Debate, las nebulosas de forma espiral son estructuras como las nubes situadas en nuestra galaxia o los astros gigantes mucho más alejados, como las islas universales. Y Hubble fue quien puso fin a aquel intenso debate, demostrando que las estructuras que hoy consideramos galaxias están fuera de nuestra Vía Láctea. Pero también propuso la clasificación de las galaxias según su morfología. Sin embargo, gracias a las observaciones realizadas en las últimas décadas, sabemos que la “isla de universos” no es la mejor manera de expresar estos objetos, ya que en el universo apenas hay nada aislado, ni la mayoría de las galaxias.

Las ondas de radio, una nueva forma de mirar al Universo

Figura : Cuando los astrónomos miraron al Universo a través de nuevas longitudes de onda, encontraron algunos desastres. Por ejemplo, en la imagen superior podemos ver cómo es en las ondas visuales NGC7252. Por el contrario, en las ondas de radio se detectan colas largas de hidrógeno y gas, influenciadas por una asociación galáctica (color azul en la imagen inferior). Ed. NASA (Hubble Space Telescope, HST) y NRAO/AUI.

¿Quién no ha escrito mensajes secretos con zumo de limón de pequeña? Escribíamos con una pluma o palo, y aunque el papel estaba vacío, nosotros sabíamos que el papel guardaba el mensaje en su interior. Al acercarse al fuego de una vela, como si fuera magia, el mensaje aparecía poco a poco ante nuestros ojos. Una manifestación mágica semejante ocurrió cuando los astrónomos miraron el universo con nuevas longitudes de onda. Nuestros ojos no reciben cualquier tipo de luz, ya que sólo percibimos los colores del espectro visible. También utilizamos otras longitudes de onda en la vida cotidiana, como las microondas, que nos ayudan a calentar la comida, y las ondas largas nos permiten escuchar la radio. Pero nuestros ojos no pueden captar estas ondas, por lo que las primeras observaciones astronómicas se basaron en las longitudes de onda visibles. En la década de los 40, las ondas radiofónicas también se empezaron a utilizar para formar una imagen más precisa del universo, lo que provocó algunos contratiempos a los astrónomos.

Una de las sorpresas es representada en la figura 2. En las ondas visuales, en la imagen de la izquierda se aprecia la galaxia espiral, mientras que las ondas de radio ponen de manifiesto la cola formada por gas y polvo, la influencia del encuentro con otra galaxia. Además, al utilizar nuevas longitudes de onda, se encontraron numerosas galaxias que quedaban fuera de la clasificación propuesta por el astrónomo Edwin Hubble y que se recogen en el catálogo denominado Arp. Sistemas “especiales” como Antennae (Figura 3) evidenciaban la existencia de galaxias con morfologías realmente curiosas en el universo, la mayoría de ellas encuentros inacabados.

Figura . Arriba, primeras simulaciones de encuentros de galaxias (Toomre & Toomre 1972). En ella se simula la unión de dos galaxias de masa similar, vistas desde distintos ángulos, para analizar cómo se podía formar el sistema Antennae. En la parte inferior se puede ver la imagen del doble sistema Antennae (NGC4038/39) para poder comparar ambos. Ed. Toomre & Toomre 1972, y Jack Harvey, Steve Mazlin, Rick Gilbert, and Daniel Verschatse.

Sería muy bonito ser testigo de una de esas danzas cósmicas. Desgraciadamente, nuestras cortas escalas de tiempo hacen que no podamos seguir las evoluciones de las galaxias. En el Universo, cuanto mayores sean las distancias, más largas son las escalas de tiempo necesarias para detectar cambios, y las galaxias son tan grandes que sus danzas perduran cientos de millones de años. Pero gracias, los astrónomos tenemos el camino para afrontar este problema: las simulaciones. Los primeros simulacros de los encuentros de galaxias fueron realizados en 1972 por los hermanos Toomre (ver figura 3). Desde ese momento se han elaborado modelos informáticos más precisos que nos permiten saber que los encuentros intergalácticos son un espectáculo único: a veces forman una danza lenta, como las balsas; otras veces son uniones violentas que transforman totalmente la estructura de las galaxias.

Nacimiento de estrellas y galaxias

Sorprendentemente, el choque entre las estrellas casi nunca se produce cuando las galaxias se encuentran. ¿Cómo puede ser que dos astros gigantes, formados por miles de millones de estrellas, se junten sin un par de estrellas como consecuencia de este proceso? La razón es bastante simple y la influencia directa de las escalas espaciales. La distancia entre las estrellas es millones de veces mayor que el tamaño de las estrellas, por lo que la probabilidad de encontrarlas entre ellas es muy pequeña. Por ejemplo, el Sol tiene un diámetro aproximado de un millón de kilómetros y la estrella más cercana al Sol, Proxima Centauri, se encuentra a 40 billones de kilómetros de diámetro similar. Para ilustrar la diferencia entre el tamaño y la distancia, podemos utilizar el campo de fútbol: si estas dos estrellas se situaran en los extremos del campo, ¡el Sol debería tener el tamaño de una mota de polvo para mantener la proporción!

Por tanto, la mayor parte de las galaxias es pura o, mejor dicho, llena de gases y polvo de muy baja densidad. Por lo tanto, lo que realmente choca en las uniones galácticas es el gas, creando nuevas estrellas. Los detalles todavía no los conocemos exactamente, pero parece que el encuentro da lugar a un cambio en la dinámica de las galaxias, dirigiendo el gas hacia el centro; como la compresión que ello supone, el aumento de la densidad del gas interestelar, la fragmentación y el nacimiento de nuevas estrellas en el proceso.

Hasta el momento no hemos mencionado qué parámetros condicionan el resultado del encuentro. Está claro que la morfología de las galaxias originales tendrá que ver con el resultado: no es lo mismo que dos galaxias espirales se encuentren o que dos galaxias elípticas se junten. Las características de las órbitas de las galaxias son también importantes: velocidad inicial, dirección, movimiento de rotación de cada galaxia... Sin embargo, hay una característica que divide todas las uniones en dos grandes grupos: la razón de masa entre las dos galaxias. Si una galaxia es mucho menor que la otra (menor merger), la gran galaxia capta sin problemas a la otra; en este proceso canibalista se puede detectar una cola de estrellas y gases que la pequeña galaxia deja atrás. La principal galaxia, por su parte, aumenta ligeramente el esferoide o bulbo interno (moviendo a la izquierda en el diagrama Hubble), pero sin alterarlo demasiado. Este tipo de uniones modestas son mucho más comunes de lo que se esperaba y hoy en día pensamos que la mayoría de galaxias han sufrido al menos una de ellas a lo largo de su vida.

Figura : Este diagrama representa de forma esquemática la diferencia entre minor merger y major merger. En la línea superior, una galaxia espiral conquista la galaxia nano elíptica. En la segunda fase se puede ver la cola formada por hidrógeno y polvo. En la fase final, sin embargo, una vez relajado el sistema, el único efecto es aumentar el bulbo de la galaxia principal y apretar los brazos espirales. Si nos fijamos en el diagrama de la Figura 1, esto significa que la galaxia ha girado ligeramente a la izquierda en el Diagrama Hubble. En la segunda fila se encuentran dos galaxias espirales de masa similar. Durante el encuentro, en una segunda fase, las estructuras irregulares y las colas largas son notables. Después de varios cientos de millones de años, al relajarnos, estaremos ante una galaxia elíptica. En el diagrama Hubble, las galaxias también lo han hecho a la izquierda, de una manera más evidente que antes. Ed. Miguel Querejeta Pérez

En el otro extremo de la razón de masas, encontramos en inglés encuentros violentos y espectaculares denominados major merger. Cuando las dos galaxias tienen una masa similar, pueden aparecer formas muy diversas durante el choque. Si las galaxias originales eran espirales, se rompe completamente la estructura espiral y en el centro aparece una bola desordenada que se formó de nuevo a una estrella nacida, con los fuegos artificiales de la unión a su alrededor. Sin embargo, pasados unos cientos de millones de años, el material de estas colas externas se dispersará y, como la violenta colisión ha agotado todo el gas, no surgirán nuevas estrellas. A partir de ese momento tendremos entre manos una galaxia elíptica roja de estrellas viejas.

El futuro de la Vía Láctea

Nuestra galaxia también ha tenido y tendrá la visita de los vecinos. Analizando con el telescopio la zona denominada halo, hemos podido comprobar que estamos rodeados de restos de astros que ha conquistado nuestra Vía Láctea. En consecuencia, podemos afirmar que la estructura actual de la Vía Láctea es consecuencia de estos sencillos encuentros. Pero es más, hemos atrapado nuestra galaxia de lleno mientras comía otra galaxia. La Galaxia Enana de Sagittarius es un satélite de la Vía Láctea que gira alrededor de ella, pero poco a poco nuestra Vía Láctea también atrae al regán, disminuyendo la distancia entre ambos. Como en los ejemplos anteriormente mencionados, la pequeña masa de la galaxia enana de Sagittarius está destruyendo paulatinamente la unión a medida que avanza, dejando atrás una larga cola de hidrógeno y polvo.

Pero, ¿cuál es el futuro de la propia Vía Láctea? ¿Siempre habrá galaxia espiral? Para aclarar esto, deberíamos fijarnos en nuestros vecinos más masivos. La galaxia de Andrómeda, por cierto, está bastante cerca y, como nos indican las medidas de velocidad, se acerca: el choque entre ambas galaxias es inevitable. La unión tendrá lugar dentro de miles de millones de años y después seremos habitantes de una nueva galaxia. Esta recién creada galaxia será gigante y de fuera se le notará un color rojizo; entonces seremos habitantes de una gran galaxia elíptica. Las características concretas de la danza cósmica que nos llevará a este resultado todavía no podemos saberlo, pero está claro que merece ser testigo de este espectáculo único.

Bibliografía

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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 Series, 423.

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