Cando as galaxias atópanse

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

• Astrofisika
• Astronomia

Estrelas xigantes

Na cima do monte Mount Wilson, en California, o telescopio máis grande do mundo miraba á noite escura, co seu enorme diámetro de 100 polgadas. Tras o escopio de télcopio, o mozo Edwin Hubble comprobaba cada noite que o aparello estaba ben enfocado, suxeitándose coa man a pipa acesa, como o Sherlock Holmes pertsonaia. Grazas ás fotografías obtidas polo astrónomo americano entre 1919 e 1926, resolveu o misterio á altura do detective de Baker Street: Analizando as nebulas espirales M31 e M33, comprobou que este tipo de astros son xigantescos conxuntos de estrelas afastadas da nosa galaxia, moi lonxe das estrelas que podemos ver a primeira ollada pola noite.

Figura : Fotografía do astrónomo Edwin Hubble. Á dereita, o diagrama de clasificación das galaxias propostas por el. Á esquerda do diagrama atópanse as galaxias elípticas, de cor avermellada, formadas por estrelas vellas que apenas teñen gas. Á dereita sitúanse as galaxias espirales clasificadas por volutas. Nos brazos espirales hai estrelas recentemente nadas azuis, por iso os brazos adquiren unha cor azulado. Ed. Western Washington University

O xenial Edwin Hubble así resolveu o debate que se estaba convertendo en inacabable entre os astrónomos. O seu símbolo é a conferencia que se celebrou en Washington o 26 de abril de 1920, na que se analizou o complexo tema Great Debate, as nebulosas de forma espiral son estruturas como as nubes situadas na nosa galaxia ou os astros xigantes moito máis afastados, como as illas universais. E Hubble foi quen puxo fin a aquel intenso debate, demostrando que as estruturas que hoxe consideramos galaxias están fóra da nosa Vía Láctea. Pero tamén propuxo a clasificación das galaxias segundo a súa morfología. Con todo, grazas ás observacións realizadas nas últimas décadas, sabemos que a “illa de universos” non é a mellor maneira de expresar estes obxectos, xa que no universo apenas hai nada illado, nin a maioría das galaxias.

As ondas de radio, una nova forma de mirar ao Universo

Figura : Cando os astrónomos miraron ao Universo a través de novas lonxitudes de onda, atoparon algúns desastres. Por exemplo, na imaxe superior podemos ver como é nas ondas visuais NGC7252. Pola contra, nas ondas de radio detéctanse colas longas de hidróxeno e gas, influenciadas por unha asociación galáctica (cor azul na imaxe inferior). Ed. NASA (Hubble Space Telescope, HST) e NRAO/AUI.

Quen non escribiu mensaxes secretas con zume de limón de pequena? Escribiamos cunha pluma ou pau, e aínda que o papel estaba baleiro, nós sabiamos que o papel gardaba a mensaxe no seu interior. Ao achegarse ao lume dunha vela, coma se fose maxia, a mensaxe aparecía aos poucos ante os nosos ollos. Una manifestación máxica semellante ocorreu cando os astrónomos miraron o universo con novas lonxitudes de onda. Os nosos ollos non reciben calquera tipo de luz, xa que só percibimos as cores do espectro visible. Tamén utilizamos outras lonxitudes de onda na vida cotiá, como os microondas, que nos axudan a quentar a comida, e as ondas longas permítennos escoitar a radio. Pero os nosos ollos non poden captar estas ondas, polo que as primeiras observacións astronómicas baseáronse nas lonxitudes de onda visibles. Na década dos 40, as ondas radiofónicas tamén se empezaron a utilizar paira formar una imaxe máis precisa do universo, o que provocou algúns contratempos aos astrónomos.

Una das sorpresas é representada na figura 2. Nas ondas visuais, na imaxe da esquerda apréciase a galaxia espiral, mentres que as ondas de radio pon de manifesto a cola formada por gas e po, a influencia do encontro con outra galaxia. Ademais, ao utilizar novas lonxitudes de onda, atopáronse numerosas galaxias que quedaban fóra da clasificación proposta polo astrónomo Edwin Hubble e que se recollen no catálogo denominado Arp. Sistemas “especiais” como Antennae (Figura 3) evidenciaban a existencia de galaxias con morfologías realmente curiosas no universo, a maioría delas encontros inacabados.

Figura . Arriba, primeiras simulacións de encontros de galaxias (Toomre & Toomre 1972). Nela simúlase a unión de dúas galaxias de masa similar, vistas desde distintos ángulos, paira analizar como se podía formar o sistema Antennae. Na parte inferior pódese ver a imaxe do dobre sistema Antennae (NGC4038/39) paira poder comparar ambos. Ed. Toomre & Toomre 1972, e Jack Harvey, Steve Mazlin, Rick Gilbert, and Daniel Verschatse.

Sería moi bonito ser testemuña dunha desas danzas cósmicas. Desgraciadamente, as nosas curtas escalas de tempo fan que non poidamos seguir as evolucións das galaxias. No Universo, canto maiores sexan as distancias, máis longas son as escalas de tempo necesarias paira detectar cambios, e as galaxias son tan grandes que as súas danzas perduran centos de millóns de anos. Pero grazas, os astrónomos temos o camiño paira afrontar este problema: as simulacións. Os primeiros simulacros dos encontros de galaxias foron realizados en 1972 polos irmáns Toomre (ver figura 3). Desde ese momento elaboráronse modelos informáticos máis precisos que nos permiten saber que os encontros intergalácticos son un espectáculo único: ás veces forman una danza lenta, como as balsas; outras veces son unións violentas que transforman totalmente a estrutura das galaxias.

Nacemento de estrelas e galaxias

Sorprendentemente, o choque entre as estrelas case nunca se produce cando as galaxias atópanse. Como pode ser que dous astros xigantes, formados por miles de millóns de estrelas, xúntense sen un par de estrelas como consecuencia deste proceso? A razón é bastante simple e a influencia directa das escalas espaciais. A distancia entre as estrelas é millóns de veces maior que o tamaño das estrelas, polo que a probabilidade de atopalas entre elas é moi pequena. Por exemplo, o Sol ten un diámetro aproximado dun millón de quilómetros e a estrela máis próxima ao Sol, Proxima Centauri, atópase a 40 billóns de quilómetros de diámetro similar. Paira ilustrar a diferenza entre o tamaño e a distancia, podemos utilizar o campo de fútbol: se estas dúas estrelas situásense nos extremos do campo, o Sol debería ter o tamaño dunha mota de po paira manter a proporción!

Por tanto, a maior parte das galaxias é pura ou, mellor devandito, chea de gases e po de moi baixa densidade. Por tanto, o que realmente choca nas unións galácticas é o gas, creando novas estrelas. Os detalles aínda non os coñecemos exactamente, pero parece que o encontro dá lugar a un cambio na dinámica das galaxias, dirixindo o gas cara ao centro; como a compresión que iso supón, o aumento da densidade do gas interestelar, a fragmentación e o nacemento de novas estrelas no proceso.

Até o momento non mencionamos que parámetros condicionan o resultado do encontro. Está claro que a morfología das galaxias orixinais terá que ver co resultado: non é o mesmo que dúas galaxias espirales atópense ou que dúas galaxias elípticas xúntense. As características das órbitas das galaxias son tamén importantes: velocidade inicial, dirección, movemento de rotación de cada galaxia... Con todo, hai una característica que divide todas as unións en dous grandes grupos: a razón de masa entre as dúas galaxias. Se una galaxia é moito menor que a outra (menor merger), a gran galaxia capta sen problemas á outra; neste proceso canibalista pódese detectar una cola de estrelas e gases que a pequena galaxia deixa atrás. A principal galaxia, pola súa banda, aumenta lixeiramente o esferoide ou bulbo interno (movendo á esquerda no diagrama Hubble), pero sen alteralo demasiado. Este tipo de unións modestas son moito máis comúns do que se esperaba e hoxe en día pensamos que a maioría de galaxias sufriron polo menos una delas ao longo da súa vida.

Figura : Este diagrama representa de forma esquemática a diferenza entre minor merger e major merger. Na liña superior, una galaxia espiral conquista a galaxia nano elíptica. Na segunda fase pódese ver a cola formada por hidróxeno e po. Na fase final, con todo, una vez relaxado o sistema, o único efecto é aumentar o bulbo da galaxia principal e apertar os brazos espirales. Se nos fixamos no diagrama da Figura 1, isto significa que a galaxia virou lixeiramente á esquerda no Diagrama Hubble. Na segunda fila atópanse dúas galaxias espirales de masa similar. Durante o encontro, nunha segunda fase, as estruturas irregulares e as colas longas son notables. Despois de varios centos de millóns de anos, ao relaxarnos, estaremos ante unha galaxia elíptica. No diagrama Hubble, as galaxias tamén o fixeron á esquerda, dunha maneira máis evidente que antes. Ed. Miguel Querejeta Pérez

No outro extremo da razón de masas, atopamos en inglés encontros violentos e espectaculares denominados major merger. Cando as dúas galaxias teñen una masa similar, poden aparecer formas moi diversas durante o choque. Se as galaxias orixinais eran espirales, rompe completamente a estrutura espiral e no centro aparece una bóla desordenada que se formou de novo a unha estrela nada, cos fogos artificiais da unión á súa ao redor. Con todo, pasados uns centos de millóns de anos, o material destas colas externas dispersarase e, como a violenta colisión esgotou todo o gas, non xurdirán novas estrelas. A partir dese momento teremos entre mans una galaxia elíptica vermella de estrelas vellas.

O futuro da Vía Láctea

A nosa galaxia tamén tivo e terá a visita dos veciños. Analizando co telescopio a zona denominada halo, puidemos comprobar que estamos rodeados de restos de astros que conquistou a nosa Vía Láctea. En consecuencia, podemos afirmar que a estrutura actual da Vía Láctea é consecuencia destes sinxelos encontros. Pero é máis, atrapamos a nosa galaxia de cheo mentres comía outra galaxia. A Galaxia Anana de Sagittarius é un satélite da Vía Láctea que vira ao redor dela, pero aos poucos a nosa Vía Láctea tamén atrae ao regán, diminuíndo a distancia entre ambos. Como nos exemplos anteriormente mencionados, a pequena masa da galaxia anana de Sagittarius está a destruír paulatinamente a unión a medida que avanza, deixando atrás una longa cola de hidróxeno e po.

Pero, cal é o futuro da propia Vía Láctea? Sempre haberá galaxia espiral? Paira aclarar isto, deberiamos fixarnos nos nosos veciños máis masivos. A galaxia de Andrómeda, por certo, está bastante cerca e, como nos indican as medidas de velocidade, achégase: o choque entre ambas as galaxias é inevitable. A unión terá lugar dentro de miles de millóns de anos e despois seremos habitantes dunha nova galaxia. Esta recentemente creada galaxia será xigante e de fóra notaráselle unha cor avermellada; entón seremos habitantes dunha gran galaxia elíptica. As características concretas da danza cósmica que nos levará a este resultado aínda non podemos sabelo, pero está claro que merece ser testemuña deste espectáculo único.

Bibliografía

Cox, 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 Series, 423.

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