X. ESTRUCTURA ACTUAL DEL UNIVERSO
GALAXIAS Y CÚMULOS DE GALAXIAS
MILES de millones de años después de la Gran Explosión, el Universo adquirió la estructura que ahora presenta: galaxias, grupos y cúmulos de galaxias. Veamos con más detalle estos constituyentes del Universo en el presente capítulo.
Las galaxias son muy distintas entre sí, pero poseen algunas características que permiten clasificarlas esencialmente en cuatro categorías: espirales, elípticas, lenticulares e irregulares.
Como su nombre lo indica, las galaxias espirales son aquellas que presentan "brazos" espirales y semejan rehiletes. La mayoría de las galaxias son de este tipo, incluyendo la nuestra y su vecina Andrómeda (Figura 19). Se distingue en ellas una parte central muy brillante, en forma de esfera aplanada, de la que surgen los brazos característicos; las estrellas más brillantes de estas galaxias se localizan en una región con forma de disco, mientras que las estrellas poco luminosas y los cúmulos globulares forman un enorme halo esférico que envuelve al disco (Figura 44). Algunas galaxias espirales poseen una "barra" central (Figura 45).
Figura 44. Esquema de una galaxia elíptica.
En las galaxias elípticas, la parte central es, por lo general, más brillante (Figura 46). Estas galaxias casi no poseen gas ni polvo, a diferencia de las espirales, y las estrellas que las componen son relativamente viejas. El tamaño de las galaxias elípticas es muy variable, las más grandes pueden llegar a poseer hasta diez millones de millones de estrellas.
Las galaxias lenticulares son de un tipo intermedio entre las galaxias espirales y las elípticas. Como estas últimas, poseen una región central abultada y un disco de estrellas brillantes, pero carecen de brazos; por otra parte, casi no poseen gas interestelar ni polvo (Figura 47).
Finalmente, existe un pequeño número de galaxias cuya forma es completamente irregular. Suelen estar constituidas de estrellas brillantes. Las nubes de Magallanes, satélites de nuestra galaxia, son de este tipo (Figura 48).
Figura 48. La nube mayor de Magallanes.
Hasta la fecha, no disponemos de una teoría enteramente satisfactoria que explique la morfología de las galaxias. ¿Son las espirales y las elípticas dos fases distintas de la evolución de una galaxia?, en cuyo caso, ¿cuál precede a cuál? ¿o tuvieron los dos tipos de galaxias orígenes distintos? Éstas son algunas de las incógnitas que la astrofísica trata de resolver.
Las galaxias tienden a agruparse, ya sea en grupos poco numerosos o en cúmulos de cientos o miles de galaxias. Nosotros vivimos en el llamado Grupo Local, que consta de nuestra galaxia, las nubes de Magallanes, la galaxia de Andrómeda y varias "galaxias enanas". Éste es un conjunto bastante modesto, sobre todo si se compara con el cúmulo de Virgo (Figura 49), relativamente cercano, a unos 30 millones de años luz, que contiene alrededor de mil galaxias de todos los tipos y tamaños. Estudiando la distribución de las galaxias, los astrónomos han logrado identificar cerca de 2 500 cúmulos de galaxias en todo el Universo accesible a las observaciones astrónomicas.
Figura 49. Porción del cúmulo de Virgo en la que pueden observarse algunas
de sus galaxias.
¿Existen, a su vez, "supercúmulos" de galaxias: cúmulos de cúmulos?
Ésta es una pregunta muy interesante que sólo en los últimos años se ha intentado
contestar. El problema se asemeja al de descubrir la estructura de un bosque
sin salir de él; lo único que se puede hacer es medir cuidadosamente la posición
de cada árbol, y construir un mapa del bosque que revele su forma. Lo mismo
se puede hacer con los cúmulos galácticos, cuyas distancias se han podido determinar
con suficiente precisión (utilizando la ley de Hubble, que relaciona la velocidad
de recesión, medida por el desplazamiento de las líneas espectrales, con la
distancia). Según los resultados más recientes de este tipo de estudios, los
cúmulos de galaxias parecen agruparse en supercúmulos, que tienen formas
de filamentos y miden cientos de millones de años luz. Entre los filamentos,
se localizan enormes huecos en los que no se encuentra ni una sola galaxia;
por ejemplo, se ha localizado un hueco en dirección de la constelación del Boyero
que mide unos 250 millones de años luz de diámetro. Por lo que respecta al Grupo
Local, en el que vivimos, podría ser una pequeña componente de un supercúmulo
que mide más de 70 millones de años luz y que comprende, entre otros, el gigantesco
cúmulo de Virgo.
Si pudiéramos tener una visión a gran escala del Universo, veríamos una estructura
filamentaria que recuerda un encaje (Figura 50). Algunos astrofísicos piensan
que, originalmente, los cúmulos galácticos estaban distribuidos al azar, pero,
debido a sus mutuas atracciones gravitacionales, con el tiempo llegaron a agruparse
en filamentos unidos gravitacionalmente. Se ha intentado reproducir por medio
de computadoras la evolución de un conjunto muy grande de puntos, interactuando
entre sí gravitacionalmente y distribuidos inicialmente al azar; después de
cierto tiempo, los puntos tienden a agruparse en estructuras que recuerdan los
supercúmulos galácticos; aunque, por supuesto, los cálculos se refieren a situaciones
idealizadas y muy simplificadas con respecto al Universo real.
Figura 50. Mapa del Universo, en el que cada punto blanco tiene un tamaño proporcional al número de galaxias en la región correspondiente (de un grado por un grado). (Elaborado por M. Seldner, B.L. Siebers, E. J. Groth y P. J. E. Peebles, con datos del observatorio de Lick.).
La otra posibilidad es que se hayan formado inicialmente distribuciones filamentarias de gas, que posteriormente se colapsaron gravitacionalmente, fragmentándose y dando origen a los cúmulos galácticos. Por ahora, todavía no podemos afirmar si los cúmulos precedieron a los supercúmulos o viceversa.
La luz que perciben nuestros ojos ocupa un rango muy estrecho en el espectro electromagnético (véase la figura 3) y no todos los cuerpos cósmicos emiten la mayor parte de su radiación en forma de luz visible. Con el estudio de las ondas de radio, que empezó a desarrollarse después de la segunda Guerra Mundial, se abrieron nuevas ventanas para la astronomía. Los radioastrónomos empezaron a localizar fuentes muy potentes de radio en el cielo que no siempre correspondían a algún objeto visible particularmente conspicuo. El caso de los cuasares es un ejemplo ilustrativo.
3C 273 era una fuente de radio1 bastante potente cuya posición exacta se logró determinar en 1962: en luz visible, resultó ser una modestísima "estrella" azul (de magnitud 13) que hasta entonces había pasado inadvertida; la única particularidad que mostraba esa supuesta estrella en las fotografías era una emisión de gas en forma de chorro (Figura 51). Pero el espectro de 3C 273 fue una sorpresa, pues ninguna línea espectral parecía corresponder a nada conocido. Finalmente, en 1963, el astrónomo Maarten Schmidt resolvió el problema al descubrir que las líneas espectrales de 3C 273 eran las del hidrógeno, pero notablemente corridas hacia al rojo. Si este corrimiento se debía al efecto Doppler, entonces 3C 273 se estaría alejando de nosotros a la velocidad de 50 000 kilómetros por segundo: ñun sexto de la velocidad de la luz! Y si esa velocidad de recesión se debía a la expansión del Universo, 3C 273 se encontraría, según la ley de Hubble, a la distancia de dos mil millones de años luz; nunca antes se había observado un objeto tan lejano.
Figura 51. El cuasar 3C 273 (a la izquierda). Nótese el chorro
emitido. A la derecha se ve una estrella común.
Posteriormente, se descubrieron muchos más cuasares —se conocen ya más
de 2 000— de los cuales 3C 273 resultó ser el más cercano. El nombre cuasar
es una abreviación del inglés quasi-stellar object: objeto casi estelar.
Los más lejanos detectados hasta ahora tienen velocidades de recesión cercanas
a la velocidad de la luz, lo cual los sitúa muy cerca del horizonte cósmico.2
En las placas fotográficas, todos los cuasares aparecen como débiles estrellas
azules. Emiten intensamente en el infrarrojo y el ultravioleta; algunos también
en longitudes de onda de radio, y otros son poderosas fuentes de rayos X. Si
nuestros ojos fueran sensibles a esas longitudes de onda extremas, los cuasares
nos serían objetos tan comunes como las estrellas.
Lo sorprendente de los cuasares no es tanto su lejanía sino el hecho de que puedan ser visibles. Un cuasar deber ser intrínsecamente tan brillante (en luz visible) como 1 000 galaxias juntas para que pueda aparecer como una débil estrella, si realmente se encuentra a varios miles de millones de años luz. Y los cuasares que son radioemisores deben ser millones de veces más potentes que la Vía Láctea en su conjunto. Pero aún más sorprendente es el hecho de que esa enorme energía proviene de una región cuyo tamaño no excede un año luz —menos de una cienmilésima parte del tamaño de una galaxia normal—. En efecto, el brillo de los cuasares oscila con periodos típicamente de meses. Para que un objeto coordine todas sus partes en unos cuantos meses, su tamaño debe ser menor que la distancia a que viaja la luz en ese tiempo, pues ninguna señal es más rápida que la luminosa.
Al principio, los astrónomos no veían ninguna relación entre los cuasares y las galaxias, pero la brecha entre estos dos tipos de objetos cósmicos se ha ido llenando poco a poco al descubrirse galaxias cuyos núcleos presentan semejanzas con los cuasares. Hoy en día, se piensa que los cuasares son los núcleos de galaxias muy jóvenes, y que la actividad en el núcleo de una galaxia disminuye con el tiempo, aunque no desaparece del todo, como veremos a continuación.
Otro de los descubrimientos de la radioastronomía fue la existencia de las llamadas radiogalaxias. Éstas son gigantescas distribuciones de gas ionizado, asociadas a una galaxia visible, y que son potentes emisores radio. El prototipo de estos objetos es Centauro A, la radiogalaxia más cercana. Veamos sus características.
Centauro A está asociado a una galaxia elíptica; en las fotografías, esta galaxia se ve rodeada de un anillo de polvo (Figura 52), lo cual es, de por sí, bastante intrigante, pues las galaxias elípticas no suelen contener polvo o gas. La emisión de radio proviene de dos gigantescos lóbulos situados simétricamente de cada lado de la galaxia visible; cada uno mide 2 1/2 millones de años luz, casi veinte veces el diámetro de la galaxia elíptica.
Figura 52. Mapa en radio de la radiogalaxia Centauro A junto con la fotografía, a escala más grande, de su galaxia central. La emisión en radio proviene de los dos grandes lóbulos.
Los lóbulos están constituidos de plasma: gas ionizado con un campo magnético. En un plasma, los electrones que se han desligado de los átomos se mueven girando a lo largo de las líneas del campo magnético y emiten radiación en prácticamente todas las longitudes de onda, pero muy particularmente ondas de radio e infrarrojas. Este proceso se llama emisión sincrotrónica cuando la velocidad de los electrones es cercana a la de la luz —como es el caso de Centauro A.
El plasma de los lóbulos es eyectado de una pequeñísima región en el núcleo de la galaxia visible (Figura 53). El brillo de esa región varía en unos cuantos meses, por lo que su tamaño no puede exceder de una décima parte de un año luz. Más aún, emite rayos X con una variación de días, lo cual indica que el núcleo posee una parte central que se encuentra a varios millones de grados y cuyo tamaño es comparable al del Sistema Solar. Así, tenemos el fenómeno notable de que, de un lugar extremadamente pequeño en comparación con la galaxia, fluye la materia en dos direcciones bien definidas llegando a abarcar una extensión de 2 1/2 millones de años luz (distancia comparable a la que hay entre la Vía Láctea y la galaxia de Andrómeda). El mismo comportamiento se observa en todas las otras radiogalaxias conocidas: pares de gigantescos lóbulos de plasma emergen de una diminuta región en el núcleo de una galaxia visible. ¿Cuál es la naturaleza de esa misteriosa "máquina central" en el núcleo de las galaxias? Ésta es quizás la pregunta más importante de la astrofísica moderna, que podría dar la clave del origen de las galaxias y de muchos otros fenómenos cósmicos. Por ahora, es un problema abierto a la investigación (mencionaremos más adelante una posible, explicación).
Figura 53. Imagen de la galaxia NCG 6251, en 3 escalas distintas,
construida a partir de observaciones radioastronómicas. Se ve el nacimiento
de uno de los dos chorros que originan los lóbulos de una radiogalaxia. (Adaptado
de Readhed, Cohen y Blandford, Nature 272, 1972.)
En los años cuarentas, el astrónomo Seyfert descubrió un tipo de galaxias espirales cuyos núcleos son excepcionalmente brillantes; el análisis espectroscópico reveló la presencia, en el centro de ellas, de gas ionizado extremadamente caliente y animado de velocidades muy altas. Lo más interesante es que el espectro del núcleo de estas galaxias tiene la misma apariencia que el de los cuasares, excepto por el brillo intrínseco menos intenso y un corrimiento al rojo mucho menor. Tal parece que las galaxias de Seyfert son el eslabón entre los cuasares y las galaxias espirales "normales".
Pero aun las galaxias "normales" parecen poseer algún objeto misterioso en sus centros. En los últimos años, se ha detectado indirectamente la presencia de objetos muy masivos y compactos en los núcleos de algunas galaxias. Por ejemplo, las estrellas en la parte central de la galaxia M87 (Figura 54) se encuentran sumamente concentradas y giran alrededor del centro galáctico a muy altas velocidades; esto es posible sólo si existe en el núcleo un cuerpo muy compacto y con una masa equivalente a unos 5 000 millones de soles que mantenga unidas gravitacionalmente a estas estrellas. Como veremos más adelante, podría tratarse de un gigantesco agujero negro.
Incluso nuestra propia galaxia muestra cierta extraña actividad en su centro. Las observaciones más recientes en luz infrarroja y en radio han revelado la presencia de gas emitido a grandes velocidades desde una región central sumamente compacta. Además, el movimiento de las estrellas cerca del centro galáctico también parece indicar la presencia de un objeto compacto con una masa de varios millones de soles.
Con base en las observaciones modernas no cabe duda de que fenómenos aún inexplicables suceden en los núcleos galácticos. En algunas galaxias, la actividad es muy notoria, mientras que en otras no se manifiesta directamente. Muchos astrónomos están convencidos de que los cuasares son los núcleos de galaxias en proceso de formación; en efecto, se ha detectado la presencia de nebulosidades alrededor de ellos, mucho menos brillantes que el cuasar mismo, pero asociadas a éste. En cuanto a las galaxias de Seyfert, podrían ser cuasares más evolucionados que ya han tomado la forma de galaxias. Finalmente, y dentro de este esquema evolutivo, la actividad nuclear en una galaxia se apagaría con el tiempo y quedaría una galaxia "normal" como la nuestra. La "máquina central" permanecerá oculta en la región central de la galaxia, donde la densidad de estrellas es muy alta.
También existe un vínculo entre las radiogalaxias y los cuasares: el espectro de la galaxia central suele ser muy parecido al de ciertos cuasares. Otra característica en común es la eyección, desde una región central muy pequeña, de un chorro de plasma sumamente energético. En el caso de las radiogalaxias, este chorro es doble, mientras que los cuasares sólo exhiben uno, sin ningún lóbulo radioemisor. Ese chorro de materia podría ser una clave para entender qué sucede en los núcleos galácticos y en los cuasares.
En la Figura 51 se ve claramente el chorro emitido por el cuasar 3C 273; quizás tiene una contraparte del otro lado del cuasar que no vemos por ser menos intensa. De hecho, el plasma emitido hacia nosotros radia luz que, por el efecto Doppler, nos llega corrida hacia el azul (o sea más energética) mientras que si hay plasma emitido en sentido contrario se vería más débil, o no se vería, por emitir luz que recibimos corrida al rojo.
Otro ejemplo, notable por su relativa cercanía, es la galaxia gigante M87, que ya mencionamos anteriormente y que se ve en la figura 54 con su correspondiente chorro de unos 5 000 años luz de longitud. La galaxia y su chorro emiten ondas de radio y rayos X. M87 se encuentra a uños 50 millones de años luz, pero si estuviera más lejos, la veríamos como un cuasar bastante típico.
Los radioastrónomos han desarrollado una técnica de observación radioastronómica que consiste en conectar entre sí varios radiotelescopios y utilizar un principio llamado interferometría para producir imágenes muy precisas de cuerpos celestes radioemisores. Esta técnica permite "ver" en ondas de radio lo que los telescopios normales no pueden discernir. En la Figura 55 se ve una serie de imágenes en radio del núcleo del cuasar 3C 147 tomadas a intervalos de algunos meses en los que se advierte claramente un chorro de plasma eyectado desde una pequeña región. Según estas imágenes, el chorro aumentó 25 años luz su tamaño en sólo tres años, ñlo cual implica una velocidad ocho veces superior a la de la luz!. Aparentemente, esto viola el principio de que nada puede moverse más rápidamente que la luz. Sin embargo, se puede explicar esta velocidad "superluminosa" si el chorro está dirigido casi hacia nosotros y se mueve a una velocidad muy cercana —ñpero inferior!— a la luminosa: la luz emitida por la parte delantera del chorro nos llega antes que la emitida simultáneamente por la parte trasera, la cual se ve rezagada; el efecto neto es una aparente expansión más rápida que la luz.
Figura 55. Imágenes del Núcleo del cuasar 3C 273 construidas a partir de observaciones radioastronómicas. Nótese la eyección de materia. (De Pearson et al., Nature 290, 1981.)
Como el caso de 3C 273 no es el único que se ha encontrado en que se ve una expansión "superluminosa", los astrónomos sospechan que los chorros sólo son visibles si son emitidos casi exactamente hacia nosotros; como señalamos más arriba, el efecto Doppler produce un aumento de la energía radiada por el plasma y recibida en la Tierra.
¿AGUJEROS NEGROS EN LOS NÚCLEOS GALÁCTICOS?
Un gigantesco agujero negro que succione la materia a su alrededor podría causar, en principio, algunos de los fenómenos que se observan en el centro de las galaxias. Ésta es la explicación más popular en la actualidad. Hay que señalar, sin embargo, que aún faltan muchas observaciones y estudios teóricos para confirmar esta hipótesis.
Un agujero negro es una concentración de masa cuyo campo gravitacional es tan intenso que no deja escapar la luz. La teoría de la Relatividad General predice la existencia de tales objetos y los interpreta como regiones del espacio-tiempo extremadamente curvadas. La materia puede penetrar a un agujero negro, pero nunca salir de él. Muchos astrónomos aceptan la idea de que las estrellas muy masivas terminan su evolución volviéndose agujeros negros (después de haberse desembarazado de parte de su masa por una explosión de supernova). También podrían existir agujeros negros gigantescos, de varios miles de millones de veces la masa del Sol, en los núcleos de las galaxias, aunque el origen de ellos es más incierto.
Un agujero negro aislado en el espacio sólo puede detectarse por su atracción gravitacional, pero si se encuentra rodeado de materia es capaz de calentar por fricción el material que cae en él. Un agujero negro gigantesco que se encuentre en el centro de una galaxia formará a su alrededor un enorme disco de gas, proveniente de las estrellas cercanas o del material interestelar. A medida que este material se acerca al agujero, se calienta por su fricción interna y libera enormes cantidades de energía en forma de radiación.3 Se ha sugerido, incluso, que se forman de cada lado del agujero dos remolinos paralelos al eje de rotación del gas; estos remolinos pueden funcionar como cañones por donde se arroja la materia que no llega a penetrar al agujero y producir, así, los misteriosos chorros de plasma que se observan en los cuasares y las radiogalaxias (Figura 56).
Figura 56. Posible mecanismo para producir chorros: un disco grueso forma dos remolinos y la presión de la radiación cerca del agujero negro empuja el material que no penetra al agujero a lo largo de los remolinos.
¿Cuál es el origen de los hoyos negros gigantescos? Se ha especulado que en los primeros instantes del Universo se pudieron formar agujeros negros con masas muy variables, como resultado del colapso gravitacional de las inhomogeneidades o "grumos" que describimos en el capítulo anterior. Una vez formados, esos agujeros negros primordiales atrajeron gravitacionalmente a la materia a su alrededor; parte de esta materia fue absorbida por el agujero, aumentando su masa, y otra parte se quedó girando alrededor del agujero sin caer en él, formando una enorme nube de gas que, finalmente, se transformó en una galaxia. Lo atractivo de esta hipótesis es que explica en forma natural por qué deben encontrarse agujeros negros en el núcleo de las galaxias.
NOTAS
1 La nomenclatura significa que esa fuente aparece con el número 273 en el Tercer Catálogo de Cambridge de radiofuentes.
2 Es importante notar que la ley de Hubble tal como se da en la página 69 es válida sólo para velocidades pequeñas con respecto a la de la luz. Para objetos tan distantes como los cuasares, se deben de tomar en cuenta correcciones relativistas y cosmológicas.
3 Tal fenómeno puede suceder también en
un sistema estelar doble, en el que una estrella se ha vuelto agujero negro
y succiona el gas de su compañera. Antes de penetrar el agujero, el gas alcanza
temperaturas de varios millones de grados y emite en rayos X. Se cree que la
fuente de rayos X llamada Cygnus X-1 es un ejemplo de este mecanismo.
