X. ESTRUCTURA ACTUAL DEL UNIVERSO
GALAXIAS Y C�MULOS DE GALAXIAS
MILES de millones de a�os despu�s de la Gran Explosi�n, el Universo adquiri� la estructura que ahora presenta: galaxias, grupos y c�mulos de galaxias. Veamos con m�s detalle estos constituyentes del Universo en el presente cap�tulo.
Las galaxias son muy distintas entre s�, pero poseen algunas caracter�sticas que permiten clasificarlas esencialmente en cuatro categor�as: espirales, el�pticas, lenticulares e irregulares.
Como su nombre lo indica, las galaxias espirales son aquellas que presentan "brazos" espirales y semejan rehiletes. La mayor�a de las galaxias son de este tipo, incluyendo la nuestra y su vecina Andr�meda (Figura 19). Se distingue en ellas una parte central muy brillante, en forma de esfera aplanada, de la que surgen los brazos caracter�sticos; las estrellas m�s brillantes de estas galaxias se localizan en una regi�n con forma de disco, mientras que las estrellas poco luminosas y los c�mulos globulares forman un enorme halo esf�rico que envuelve al disco (Figura 44). Algunas galaxias espirales poseen una "barra" central (Figura 45).
Figura 44. Esquema de una galaxia el�ptica.
En las galaxias el�pticas, la parte central es, por lo general, m�s 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 tama�o de las galaxias el�pticas es muy variable, las m�s 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 el�pticas. Como estas �ltimas, poseen una regi�n 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 peque�o n�mero de galaxias cuya forma es completamente irregular. Suelen estar constituidas de estrellas brillantes. Las nubes de Magallanes, sat�lites de nuestra galaxia, son de este tipo (Figura 48).
Figura 48. La nube mayor de Magallanes.
Hasta la fecha, no disponemos de una teor�a enteramente satisfactoria que explique la morfolog�a de las galaxias. �Son las espirales y las el�pticas dos fases distintas de la evoluci�n de una galaxia?, en cuyo caso, �cu�l precede a cu�l? �o tuvieron los dos tipos de galaxias or�genes distintos? �stas son algunas de las inc�gnitas que la astrof�sica trata de resolver.
Las galaxias tienden a agruparse, ya sea en grupos poco numerosos o en c�mulos 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 Andr�meda y varias "galaxias enanas". �ste es un conjunto bastante modesto, sobre todo si se compara con el c�mulo de Virgo (Figura 49), relativamente cercano, a unos 30 millones de a�os luz, que contiene alrededor de mil galaxias de todos los tipos y tama�os. Estudiando la distribuci�n de las galaxias, los astr�nomos han logrado identificar cerca de 2 500 c�mulos de galaxias en todo el Universo accesible a las observaciones astr�nomicas.
Figura 49. Porci�n del c�mulo de Virgo en la que pueden observarse algunas
de sus galaxias.
�Existen, a su vez, "superc�mulos" de galaxias: c�mulos de c�mulos?
�sta es una pregunta muy interesante que s�lo en los �ltimos a�os se ha intentado
contestar. El problema se asemeja al de descubrir la estructura de un bosque
sin salir de �l; lo �nico que se puede hacer es medir cuidadosamente la posici�n
de cada �rbol, y construir un mapa del bosque que revele su forma. Lo mismo
se puede hacer con los c�mulos gal�cticos, cuyas distancias se han podido determinar
con suficiente precisi�n (utilizando la ley de Hubble, que relaciona la velocidad
de recesi�n, medida por el desplazamiento de las l�neas espectrales, con la
distancia). Seg�n los resultados m�s recientes de este tipo de estudios, los
c�mulos de galaxias parecen agruparse en superc�mulos, que tienen formas
de filamentos y miden cientos de millones de a�os 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 direcci�n de la constelaci�n del Boyero
que mide unos 250 millones de a�os luz de di�metro. Por lo que respecta al Grupo
Local, en el que vivimos, podr�a ser una peque�a componente de un superc�mulo
que mide m�s de 70 millones de a�os luz y que comprende, entre otros, el gigantesco
c�mulo de Virgo.
Si pudi�ramos tener una visi�n a gran escala del Universo, ver�amos una estructura
filamentaria que recuerda un encaje (Figura 50). Algunos astrof�sicos piensan
que, originalmente, los c�mulos gal�cticos 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 evoluci�n de un conjunto muy grande de puntos, interactuando
entre s� gravitacionalmente y distribuidos inicialmente al azar; despu�s de
cierto tiempo, los puntos tienden a agruparse en estructuras que recuerdan los
superc�mulos gal�cticos; aunque, por supuesto, los c�lculos 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 tama�o proporcional al n�mero de galaxias en la regi�n 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, fragment�ndose y dando origen a los c�mulos gal�cticos. Por ahora, todav�a no podemos afirmar si los c�mulos precedieron a los superc�mulos o viceversa.
La luz que perciben nuestros ojos ocupa un rango muy estrecho en el espectro electromagn�tico (v�ase la figura 3) y no todos los cuerpos c�smicos emiten la mayor parte de su radiaci�n en forma de luz visible. Con el estudio de las ondas de radio, que empez� a desarrollarse despu�s de la segunda Guerra Mundial, se abrieron nuevas ventanas para la astronom�a. Los radioastr�nomos empezaron a localizar fuentes muy potentes de radio en el cielo que no siempre correspond�an a alg�n objeto visible particularmente conspicuo. El caso de los cuasares es un ejemplo ilustrativo.
3C 273 era una fuente de radio1 bastante potente cuya posici�n exacta se logr� determinar en 1962: en luz visible, result� ser una modest�sima "estrella" azul (de magnitud 13) que hasta entonces hab�a pasado inadvertida; la �nica particularidad que mostraba esa supuesta estrella en las fotograf�as era una emisi�n de gas en forma de chorro (Figura 51). Pero el espectro de 3C 273 fue una sorpresa, pues ninguna l�nea espectral parec�a corresponder a nada conocido. Finalmente, en 1963, el astr�nomo Maarten Schmidt resolvi� el problema al descubrir que las l�neas espectrales de 3C 273 eran las del hidr�geno, pero notablemente corridas hacia al rojo. Si este corrimiento se deb�a al efecto Doppler, entonces 3C 273 se estar�a alejando de nosotros a la velocidad de 50 000 kil�metros por segundo: �un sexto de la velocidad de la luz! Y si esa velocidad de recesi�n se deb�a a la expansi�n del Universo, 3C 273 se encontrar�a, seg�n la ley de Hubble, a la distancia de dos mil millones de a�os luz; nunca antes se hab�a observado un objeto tan lejano.
Figura 51. El cuasar 3C 273 (a la izquierda). N�tese el chorro
emitido. A la derecha se ve una estrella com�n.
Posteriormente, se descubrieron muchos m�s cuasares —se conocen ya m�s
de 2 000— de los cuales 3C 273 result� ser el m�s cercano. El nombre cuasar
es una abreviaci�n del ingl�s quasi-stellar object: objeto casi estelar.
Los m�s lejanos detectados hasta ahora tienen velocidades de recesi�n cercanas
a la velocidad de la luz, lo cual los sit�a muy cerca del horizonte c�smico.2
En las placas fotogr�ficas, todos los cuasares aparecen como d�biles estrellas
azules. Emiten intensamente en el infrarrojo y el ultravioleta; algunos tambi�n
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 ser�an objetos tan comunes como las estrellas.
Lo sorprendente de los cuasares no es tanto su lejan�a sino el hecho de que puedan ser visibles. Un cuasar deber ser intr�nsecamente tan brillante (en luz visible) como 1 000 galaxias juntas para que pueda aparecer como una d�bil estrella, si realmente se encuentra a varios miles de millones de a�os luz. Y los cuasares que son radioemisores deben ser millones de veces m�s potentes que la V�a L�ctea en su conjunto. Pero a�n m�s sorprendente es el hecho de que esa enorme energ�a proviene de una regi�n cuyo tama�o no excede un a�o luz —menos de una cienmil�sima parte del tama�o de una galaxia normal—. En efecto, el brillo de los cuasares oscila con periodos t�picamente de meses. Para que un objeto coordine todas sus partes en unos cuantos meses, su tama�o debe ser menor que la distancia a que viaja la luz en ese tiempo, pues ninguna se�al es m�s r�pida que la luminosa.
Al principio, los astr�nomos no ve�an ninguna relaci�n entre los cuasares y las galaxias, pero la brecha entre estos dos tipos de objetos c�smicos se ha ido llenando poco a poco al descubrirse galaxias cuyos n�cleos presentan semejanzas con los cuasares. Hoy en d�a, se piensa que los cuasares son los n�cleos de galaxias muy j�venes, y que la actividad en el n�cleo de una galaxia disminuye con el tiempo, aunque no desaparece del todo, como veremos a continuaci�n.
Otro de los descubrimientos de la radioastronom�a fue la existencia de las llamadas radiogalaxias. �stas 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 m�s cercana. Veamos sus caracter�sticas.
Centauro A est� asociado a una galaxia el�ptica; en las fotograf�as, esta galaxia se ve rodeada de un anillo de polvo (Figura 52), lo cual es, de por s�, bastante intrigante, pues las galaxias el�pticas no suelen contener polvo o gas. La emisi�n de radio proviene de dos gigantescos l�bulos situados sim�tricamente de cada lado de la galaxia visible; cada uno mide 2 1/2 millones de a�os luz, casi veinte veces el di�metro de la galaxia el�ptica.
Figura 52. Mapa en radio de la radiogalaxia Centauro A junto con la fotograf�a, a escala m�s grande, de su galaxia central. La emisi�n en radio proviene de los dos grandes l�bulos.
Los l�bulos est�n constituidos de plasma: gas ionizado con un campo magn�tico. En un plasma, los electrones que se han desligado de los �tomos se mueven girando a lo largo de las l�neas del campo magn�tico y emiten radiaci�n en pr�cticamente todas las longitudes de onda, pero muy particularmente ondas de radio e infrarrojas. Este proceso se llama emisi�n sincrotr�nica cuando la velocidad de los electrones es cercana a la de la luz —como es el caso de Centauro A.
El plasma de los l�bulos es eyectado de una peque��sima regi�n en el n�cleo de la galaxia visible (Figura 53). El brillo de esa regi�n var�a en unos cuantos meses, por lo que su tama�o no puede exceder de una d�cima parte de un a�o luz. M�s a�n, emite rayos X con una variaci�n de d�as, lo cual indica que el n�cleo posee una parte central que se encuentra a varios millones de grados y cuyo tama�o es comparable al del Sistema Solar. As�, tenemos el fen�meno notable de que, de un lugar extremadamente peque�o en comparaci�n con la galaxia, fluye la materia en dos direcciones bien definidas llegando a abarcar una extensi�n de 2 1/2 millones de a�os luz (distancia comparable a la que hay entre la V�a L�ctea y la galaxia de Andr�meda). El mismo comportamiento se observa en todas las otras radiogalaxias conocidas: pares de gigantescos l�bulos de plasma emergen de una diminuta regi�n en el n�cleo de una galaxia visible. �Cu�l es la naturaleza de esa misteriosa "m�quina central" en el n�cleo de las galaxias? �sta es quiz�s la pregunta m�s importante de la astrof�sica moderna, que podr�a dar la clave del origen de las galaxias y de muchos otros fen�menos c�smicos. Por ahora, es un problema abierto a la investigaci�n (mencionaremos m�s adelante una posible, explicaci�n).
Figura 53. Imagen de la galaxia NCG 6251, en 3 escalas distintas,
construida a partir de observaciones radioastron�micas. Se ve el nacimiento
de uno de los dos chorros que originan los l�bulos de una radiogalaxia. (Adaptado
de Readhed, Cohen y Blandford, Nature 272, 1972.)
En los a�os cuarentas, el astr�nomo Seyfert descubri� un tipo de galaxias espirales cuyos n�cleos son excepcionalmente brillantes; el an�lisis espectrosc�pico revel� la presencia, en el centro de ellas, de gas ionizado extremadamente caliente y animado de velocidades muy altas. Lo m�s interesante es que el espectro del n�cleo de estas galaxias tiene la misma apariencia que el de los cuasares, excepto por el brillo intr�nseco menos intenso y un corrimiento al rojo mucho menor. Tal parece que las galaxias de Seyfert son el eslab�n entre los cuasares y las galaxias espirales "normales".
Pero aun las galaxias "normales" parecen poseer alg�n objeto misterioso en sus centros. En los �ltimos a�os, se ha detectado indirectamente la presencia de objetos muy masivos y compactos en los n�cleos 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 gal�ctico a muy altas velocidades; esto es posible s�lo si existe en el n�cleo 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 m�s adelante, podr�a tratarse de un gigantesco agujero negro.
Incluso nuestra propia galaxia muestra cierta extra�a actividad en su centro. Las observaciones m�s recientes en luz infrarroja y en radio han revelado la presencia de gas emitido a grandes velocidades desde una regi�n central sumamente compacta. Adem�s, el movimiento de las estrellas cerca del centro gal�ctico tambi�n 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 fen�menos a�n inexplicables suceden en los n�cleos gal�cticos. En algunas galaxias, la actividad es muy notoria, mientras que en otras no se manifiesta directamente. Muchos astr�nomos est�n convencidos de que los cuasares son los n�cleos de galaxias en proceso de formaci�n; en efecto, se ha detectado la presencia de nebulosidades alrededor de ellos, mucho menos brillantes que el cuasar mismo, pero asociadas a �ste. En cuanto a las galaxias de Seyfert, podr�an ser cuasares m�s evolucionados que ya han tomado la forma de galaxias. Finalmente, y dentro de este esquema evolutivo, la actividad nuclear en una galaxia se apagar�a con el tiempo y quedar�a una galaxia "normal" como la nuestra. La "m�quina central" permanecer� oculta en la regi�n central de la galaxia, donde la densidad de estrellas es muy alta.
Tambi�n existe un v�nculo entre las radiogalaxias y los cuasares: el espectro de la galaxia central suele ser muy parecido al de ciertos cuasares. Otra caracter�stica en com�n es la eyecci�n, desde una regi�n central muy peque�a, de un chorro de plasma sumamente energ�tico. En el caso de las radiogalaxias, este chorro es doble, mientras que los cuasares s�lo exhiben uno, sin ning�n l�bulo radioemisor. Ese chorro de materia podr�a ser una clave para entender qu� sucede en los n�cleos gal�cticos y en los cuasares.
En la Figura 51 se ve claramente el chorro emitido por el cuasar 3C 273; quiz�s 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 m�s energ�tica) mientras que si hay plasma emitido en sentido contrario se ver�a m�s d�bil, o no se ver�a, por emitir luz que recibimos corrida al rojo.
Otro ejemplo, notable por su relativa cercan�a, 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 a�os luz de longitud. La galaxia y su chorro emiten ondas de radio y rayos X. M87 se encuentra a u�os 50 millones de a�os luz, pero si estuviera m�s lejos, la ver�amos como un cuasar bastante t�pico.
Los radioastr�nomos han desarrollado una t�cnica de observaci�n radioastron�mica que consiste en conectar entre s� varios radiotelescopios y utilizar un principio llamado interferometr�a para producir im�genes muy precisas de cuerpos celestes radioemisores. Esta t�cnica permite "ver" en ondas de radio lo que los telescopios normales no pueden discernir. En la Figura 55 se ve una serie de im�genes en radio del n�cleo del cuasar 3C 147 tomadas a intervalos de algunos meses en los que se advierte claramente un chorro de plasma eyectado desde una peque�a regi�n. Seg�n estas im�genes, el chorro aument� 25 a�os luz su tama�o en s�lo tres a�os, �lo cual implica una velocidad ocho veces superior a la de la luz!. Aparentemente, esto viola el principio de que nada puede moverse m�s r�pidamente que la luz. Sin embargo, se puede explicar esta velocidad "superluminosa" si el chorro est� dirigido casi hacia nosotros y se mueve a una velocidad muy cercana —�pero inferior!— a la luminosa: la luz emitida por la parte delantera del chorro nos llega antes que la emitida simult�neamente por la parte trasera, la cual se ve rezagada; el efecto neto es una aparente expansi�n m�s r�pida que la luz.
Figura 55. Im�genes del N�cleo del cuasar 3C 273 construidas a partir de observaciones radioastron�micas. N�tese la eyecci�n de materia. (De Pearson et al., Nature 290, 1981.)
Como el caso de 3C 273 no es el �nico que se ha encontrado en que se ve una expansi�n "superluminosa", los astr�nomos sospechan que los chorros s�lo son visibles si son emitidos casi exactamente hacia nosotros; como se�alamos m�s arriba, el efecto Doppler produce un aumento de la energ�a radiada por el plasma y recibida en la Tierra.
�AGUJEROS NEGROS EN LOS N�CLEOS GAL�CTICOS?
Un gigantesco agujero negro que succione la materia a su alrededor podr�a causar, en principio, algunos de los fen�menos que se observan en el centro de las galaxias. �sta es la explicaci�n m�s popular en la actualidad. Hay que se�alar, sin embargo, que a�n faltan muchas observaciones y estudios te�ricos para confirmar esta hip�tesis.
Un agujero negro es una concentraci�n de masa cuyo campo gravitacional es tan intenso que no deja escapar la luz. La teor�a 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 �l. Muchos astr�nomos aceptan la idea de que las estrellas muy masivas terminan su evoluci�n volvi�ndose agujeros negros (despu�s de haberse desembarazado de parte de su masa por una explosi�n de supernova). Tambi�n podr�an existir agujeros negros gigantescos, de varios miles de millones de veces la masa del Sol, en los n�cleos de las galaxias, aunque el origen de ellos es m�s incierto.
Un agujero negro aislado en el espacio s�lo puede detectarse por su atracci�n gravitacional, pero si se encuentra rodeado de materia es capaz de calentar por fricci�n el material que cae en �l. Un agujero negro gigantesco que se encuentre en el centro de una galaxia formar� 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 fricci�n interna y libera enormes cantidades de energ�a en forma de radiaci�n.3 Se ha sugerido, incluso, que se forman de cada lado del agujero dos remolinos paralelos al eje de rotaci�n del gas; estos remolinos pueden funcionar como ca�ones por donde se arroja la materia que no llega a penetrar al agujero y producir, as�, 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 presi�n de la radiaci�n cerca del agujero negro empuja el material que no penetra al agujero a lo largo de los remolinos.
�Cu�l 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 cap�tulo 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 qued� girando alrededor del agujero sin caer en �l, formando una enorme nube de gas que, finalmente, se transform� en una galaxia. Lo atractivo de esta hip�tesis es que explica en forma natural por qu� deben encontrarse agujeros negros en el n�cleo de las galaxias.
NOTAS
1 La nomenclatura significa que esa fuente aparece con el n�mero 273 en el Tercer Catálogo de Cambridge de radiofuentes.
2 Es importante notar que la ley de Hubble tal como se da en la p�gina 69 es v�lida s�lo para velocidades peque�as con respecto a la de la luz. Para objetos tan distantes como los cuasares, se deben de tomar en cuenta correcciones relativistas y cosmol�gicas.
3 Tal fen�meno puede suceder tambi�n en
un sistema estelar doble, en el que una estrella se ha vuelto agujero negro
y succiona el gas de su compa�era. 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.
