I. LA METAGALAXIA
A FINALES del verano y principios del oto�o, puede observarse, en una noche despejada y oscura, desde el hemisferio norte, una hermosa franja plateada en el cielo. La parte m�s luminosa y amplia de esta banda corre desde la constelaci�n del Cisne hasta la de Sagitario.
Anax�goras la llam� gala (del griego, leche) y Erat�stenes galaxia. El mito griego dice que cuando Heracles (H�rcules) era amamantado por Hera (Juno), �ste escupi� la leche y form� as� esa franja en el cielo. Los romanos la llamaron V�a L�ctea.
Los distintos pueblos de la Antig�edad le han atribuido diferentes interpretaciones, mismas que reflejan lo que era su mundo. Para los egipcios, se trataba de trigo desparramado por la diosa Isis; para los incas, polvo dorado de estrellas, para los nahuas, una serpiente de nubes; para los bosquimanos, cenizas luminosas desprendidas de las hogueras; para los esquimales, una banda de nieve; para los teutones, el camino al Valhalla.
Hoy en d�a llamamos galaxia a un conjunto de millones de estrellas, gas y polvo unidos entre s� por la fuerza de su propia gravedad. Nuestra galaxia es un sistema formado por unos cien mil millones de estrellas, una de las cuales es el Sol. A este gran sistema lo hemos bautizado con el nombre de V�a L�ctea. Sin embargo, es mas com�n asociar este nombre con la banda difusa y brillante en el cielo que mencionamos anteriormente y que marca el plano central de la Galaxia.
Uno de los primeros hombres en observar el cielo a trav�s de un telescopio fue Galileo Galilei (1564-1642), quien, al apuntar su telescopio hacia esta banda difusa, se dio cuenta de que la luz proviene de una multitud de estrellas demasiado d�biles para ser visibles individualmente a simple vista. Galileo fue, posteriormente, amenazado y silenciado por la Iglesia cat�lica por sostener que sus observaciones apoyaban el punto de vista de Cop�rnico, quien sosten�a que la Tierra no ocupa un lugar privilegiado en el Universo.
Durante los tres siglos que siguieron al descubrimiento de Galileo acerca de la naturaleza de la V�a L�ctea, muchos astr�nomos pensaron que nuestra galaxia era todo el Universo. Se ten�a la idea —correcta— de que se trataba de un sistema plano como una rueda, que se presenta como una banda vista desde el interior cuando se mira en direcci�n del plano. Reacios a abandonar la idea de un lugar privilegiado, muchos astr�nomos pensaban que el Sol se hallaba en el centro de ese sistema (�en el centro del Universo!).
Durante el siglo XIX se construyeron cada vez mayores telescopios y con ello creci� el inter�s en el estudio de las llamadas "nebulosas", que, como pronto se dieron cuenta, eran de diversos tipos. Algunas se ve�an claramente como nubes de gas alumbradas por la luz que emiten las estrellas desde su interior. Probablemente la nebulosa m�s conocida de este tipo es la nebulosa de Ori�n que se puede ver con un telescopio peque�o en la estrella de en medio de la "espada" del Gigante (Figura 1). Sin embargo, la naturaleza de otras nebulosas no era tan evidente. Algunas, como las llamadas nebulosas espirales, ten�an una estructura muy diferente a las grandes nubes de gas (Figura 2).
Figura 1. Nebulosa de Ori�n. �sta es una nube de gas y polvo en nuestra Galaxia. El gas es iluminado por estrellas muy calientes embebidas en �l.
En los albores del siglo xx, el debate entre los astr�nomos acerca de la naturaleza de las nebulosas espirales se hizo m�s candente. Algunos sosten�an que �stas eran galaxias, como la V�a L�ctea, pero situadas a grandes distancias de ella. Este punto de vista hab�a sido formulado ya un siglo antes por el gran fil�sofo Immanuel Kant, quien llamaba a dichas nebulosas universos islas. Otros astr�nomos, sin embargo, cre�an que las nebulosas espirales eran tambi�n parte de nuestra galaxia, la cual, pensaban, conten�a a todos los cuerpos celestes.
En 1920, ante una reuni�n de los miembros de la Academia de Ciencias Norteamericana, Heber Curtis y Harlow Shapley sostuvieron un debate acerca de las distancias relativas a las nebulosas espirales. En esa �poca, los m�todos para determinar distancias a objetos muy lejanos apenas se empezaban a desarrollar. A�n hoy en d�a, �ste contin�a siendo un problema dif�cil en el campo de la astronom�a.
Shapley acababa de demostrar que el Sol no est� en el centro de la V�a L�ctea; para ello se bas� en la siguiente observaci�n: alrededor del disco que define el plano de la Galaxia, se encuentran los llamados c�mulos globulares, enormes enjambres de forma esf�rica formados por miles de estrellas que, se piensa, tienen un origen y edad comunes. Los c�mulos globulares forman una especie de halo esf�rico alrededor del disco. Shapley encontr� que el centro de esta distribuci�n esf�rica —del halo— se encontraba a varios miles de a�os luz del Sol. El centro de distribuci�n de los c�mulos globulares marca el centro de la Galaxia. El valor que Shapley calcul� para el tama�o de la Galaxia result� demasiado grande debido a que no tom� en cuenta el efecto de absorci�n interestelar de la luz de las estrellas lejanas (esta absorci�n, debida fundamentalmente al polvo interestelar, reduce el brillo observado de las estrellas haci�ndolas aparecer m�s distantes de lo que en realidad est�n). Debido a esta sobrevaluaci�n de las dimensiones reales de la Galaxia, Shapley concluy� que la inmensa V�a L�ctea conten�a a las nebulosas espirales.
Curtis, por otro lado, afirmaba que, seg�n sus observaciones, las nebulosas espirales se encontraban fuera de la V�a L�ctea. La realidad es que, en ese momento Curtis no pudo dar una evidencia contundente en favor de su punto de vista. Sin embargo, tres a�os m�s tarde, Edwin Hubble, utilizando el nuevo telescopio dotado de un espejo 2.5 m de di�metro del Observatorio de Monte Wilson, demostr� la existencia de estrellas variables en las nebulosas espirales m�s prominentes. Tambi�n pudo mostrar que la variaci�n del brillo en esas estrellas era igual a la de estrellas que se sab�a a ciencia cierta eran parte de nuestra galaxia; en particular, los periodos de tiempo en que var�a el brillo son proporcionales a la luminosidad o brillo intr�nseco de las estrellas. Conociendo el brillo intr�nseco de las estrellas variables en la nebulosa de Andr�meda, Hubble calcul�, a partir de su brillo aparente, que deb�an encontrarse a una distancia mucho mayor que las dimensiones mismas de la V�a L�ctea (aun considerando el valor de Shapley). As�, Hubble proporcion� la prueba definitiva de que la V�a L�ctea es s�lo una galaxia entre muchas.
Hoy en d�a, los astr�nomos utilizan la palabra nebulosa para referirse a las nubes de gas en la V�a L�ctea, y la palabra galaxia la refieren a los sistemas de billones de estrellas distribuidas —hasta donde podenios ver— por todo el Universo. La V�a L�ctea es una galaxia de grandes dimensiones. El disco mide 100 000 a�os luz de di�metro y 1 500 a�os luz de grosor; el Sol se encuentra cerca de la mitad del disco, a unos 30 000 a�os luz del centro de la Galaxia. Andr�meda (tambi�n conocida como M311 o NGC 224 2) es una galaxia parecida a la nuestra, es la galaxia espiral m�s cercana —nuestra vecina— y se encuentra a dos millones de a�os luz de distancia.
Durante el primer tercio de este siglo, conforme los astr�nomos empezaron a estudiar las galaxias con m�s y m�s detalle, otros tipos de galaxias fueron descubiertos, adem�s de los de espirales. El mismo Hubble propuso un sistema de clasificaci�n de las galaxias, seg�n su forma, a�n vigente en la actualidad. A continuaci�n describiremos las caracter�sticas fundamentales de los distintos tipos de galaxias que se conocen.
La mayor�a de las galaxias son espirales. Como ya hemos dicho, al describir la V�a L�ctea, las galaxias espirales son sistemas planos (Figura 3) en forma de un disco delineado por brazos espirales (como un rehilete plano). En el centro, tienen una parte abultada, llamada bulbo en cuyo interior se encuentra el n�cleo de la galaxia.
Mientras que en el disco la densidad promedio es de una estrella en un volumen de 300 a�os luz c�bicos, en el bulbo es de tres estrellas en un volumen de un a�o luz c�bico. El bulbo central y el disco est�n circundados por el halo. El di�metro del halo de nuestra galaxia es de unos 300 000 a�os luz. Aproximadamente una tercera parte de las galaxias espirales muestran una barra en el centro, de la cual emergen los brazos (Figura 4). �stas se llaman espirales barradas.
Existe otro tipo de galaxias, llamadas el�pticas. �stas tienen una apariencia mucho m�s simple que las espirales. Se trata simplemente de conjuntos de miles de millones de estrellas aglomeradas en un volumen elipsoidal (como un bal�n de futbol americano) o esf�rico (Figura 5). La densidad es mayor en el centro y tienen tambi�n halos. Estas galaxias tienen mucho menos gas y polvo interestelar que las espirales.
Un caso intermedio —en cuanto a su forma— son las galaxias llamadas lenticulares (con forma de lente): tienen un bulbo central y un peque�o disco de estrellas, en el que casi no hay gas ni polvo, y carecen de brazos espirales (Figura 6).
Por �ltimo, de acuerdo a la clasificaci�n original de Hubble, est�n las galaxias
irregulares; �stas forman una peque�a fracci�n de las galaxias y
no pertenecen a ninguno de los grupos anteriores. No muestran una forma geom�trica
simple ni claramente definida. Muchas de ellas son peque�as galaxias sat�lites
de las grandes espirales. Tal es el caso, por ejemplo, de las Nubes de Magallanes
(Figura 7), que son peque�as galaxias sat�lites amarradas gravitacionalmente
a nuestra galaxia y visibles a simple vista desde el hemisferio sur.
2. EL DESCUBRIMIENTO DE SEYFERT
En 1943, Carl Seyfert public� un trabajo que no caus� mayor impacto en su tiempo, pero que hoy se considera memorable. En dicho trabajo, Seyfert trataba sobre el descubrimiento de ciertas propiedades peculiares de un grupo de galaxias espirales con un n�cleo particularmente brillante, tan brillante que, en exposiciones de corta duraci�n, su luz dominaba a la de todo el disco gal�tico (Figura 8). Utilizando la t�cnica de la espectroscopia —de la que hablaremos en el siguiente cap�tulo— con objeto de analizar minuciosamente la luz proveniente del n�cleo de dichas galaxias, Seyfert encontr� que en el n�cleo hab�a grandes masas de gas en movimiento, con velocidades de varios miles de kil�metros por segundo unas con respecto de otras. Este tipo de galaxias se conocen como galaxias Seyfert y de ellas nos ocuparemos ampliamente, ya que constituyen uno de los temas centrales del presente libro.
Existe, en la naturaleza, la tendencia a que los objetos de cierta clase se
agrupen entre s� para formar unidades de una nueva clase de orden superior.
En el mundo inanimado, las part�culas elementales se agrupan para formar �tomos,
�stos se agrupan para formar mol�culas y as� sucesivamente hasta formar estrellas,
galaxias y c�mulos de galaxias. En ambos extremos de esta cadena se encuentran
los l�mites del conocimiento (se piensa que las part�culas subat�micas est�n
formadas por cantidades llamadas cuarks y, por otro lado, que los c�mulos
de galaxias est�n agrupados en asociaciones a�n mayores llamados superc�mulos).
En el justo medio de esta jerarqu�a, desde las part�culas elementales hasta
los c�mulos de galaxias, nos encontramos los seres humanos.
Figura 8. Galaxia Seyfert. La diferencia entre las tres im�genes es el tiempo
de exposici�n. Para el m�s corto de los tiempos de exposici�n, s�lo se ve el
n�cleo brillante como una estrella azul; no se distinguen otras componentes
de la galaxia como brazos espirales.
Nuestra ubicaci�n en el Universo no es en modo alguno privilegiada: vivimos sobre un peque�o planeta que gira alrededor de una estrella insignificante, el Sol, una entre miles de millones de estrellas de la V�a L�ctea, una entre miles de millones de galaxias.
Cada uno de los �tomos que forman nuestro cuerpo fueron hechos en el interior de alguna estrella. Al explotar la estrella que origin� la formaci�n de nuestro Sistema Solar, arroj� al medio interestelar el ox�geno, carbono y dem�s elementos necesarios para la vida. La naturaleza orden� esos �tomos de manera maravillosa en mol�culas y c�lulas, creando finalmente un prodigio: el hombre, un ser capaz de plantearse la pregunta de cu�l es su lugar en el Universo.
Pero volvamos a la V�a L�ctea. Las 20 galaxias m�s cercanas a ella forman un grupo ligado gravitacionalmente, llamado el Grupo Local. En el Grupo Local hay dos grandes galaxias espirales: la V�a L�ctea y Andr�meda. Hay otras dos galaxias espirales: M33 y Maffei 1, la segunda fue descubierta apenas recientemente (1968) por Paolo Maffei ya que se encuentra en la direcci�n del plano gal�ctico oculta por grandes concentraciones de polvo. Los miembros m�s peque�os del Grupo Local son los m�s numerosos: 4 galaxias irregulares y 12 el�pticas enanas. El grupo abarca una extensi�n en el espacio de aproximadamente 3 millones de a�os luz de di�metro, con una masa total de 5 x10 11 M O. (quinientas mil millones de veces la masa del Sol), casi toda concentrada en Andr�meda y la V�a L�ctea.
Por lo menos la mitad de las galaxias, y probablemente todas, se encuentran en agrupaciones —o c�mulos— de alg�n tipo. Algunos de estos c�mulos son grupos peque�os y sueltos como el Grupo Local, en tanto que otros son mucho mayores m�s compactos. De los c�mulos grandes, el m�s cercano es el c�mulo de Virgo, que lleva el nombre de la constelaci�n detr�s de la cual se observa. Es importante no confundirlo con las estrellas que forman la constelaci�n de Virgo, que se encuentran dentro de nuestra galaxia. El c�mulo de Virgo cuenta con m�s de 1 000 galaxias y se encuentra a una distancia de aproximadamente 60 millones de a�os luz. A esa distancia no es posible observar estrellas variables, as� que la distancia se determina por la luminosidad aparente de estrellas y nubes de gas gigantes.
El c�mulo de Virgo es un c�mulo enorme que ocupa unos 11° en el cielo. La galaxia m�s brillante del c�mulo, llamada Virgo A (M87), es una galaxia el�ptica gigante. Es muy com�n encontrar este tipo de galaxias cerca de los centros de los grandes c�mulos. Probablemente se han vuelto gigantes por estar precisamente en el centro, donde ejercen la mayor atracci�n gravitacional sobre el gas intergal�ctico del cual se pueden "alimentar" (es decir, irlo incorporando a la galaxia). Incluso se piensa que puede haber "canibalismo", es decir, que estas grandes galaxias centrales vayan incorporando a s� mismas otras galaxias cercanas m�s peque�as. Junto con las galaxias Seyfert, estas galaxias el�pticas gigantes, cuyas masas son aproximadamente cien veces la masa de nuestra galaxia —y muy en particular Virgo A— ocupar�n nuestra atenci�n m�s adelante.
El c�mulo de Virgo es un ejemplo de un c�mulo rico irregular. Su estructura es muy compleja, con varias subcondensaciones de galaxias.
Hasta una distancia de 70 millones de a�os luz, hay varios miles de galaxias. Muchas de ellas est�n agrupadas en el c�mulo de Virgo y otros c�mulos m�s peque�os como el Grupo Local. M�s all� de estos 70 millones de a�os luz, el n�mero de galaxias disminuye dr�sticamente hasta llegar a una distancia mucho mayor. Muchos astr�nomos piensan que este conjunto de c�mulos de galaxias forman un c�mulo de c�mulos o superc�mulo, el Superc�mulo Local, de galaxias, cuyo di�metro ser�a de unos 250 millones de a�os luz.
El c�mulo rico de forma regular m�s cercano es el de Coma (Figura 9), en la direcci�n de la constelaci�n de Coma Berenice, a 450 millones de a�os luz (fuera del Superc�mulo Local). En este c�mulo pueden distinguirse unas mil galaxias, a pesar de su enorme distancia. Las m�s luminosas, como siempre, son dos el�pticas gigantes cercanas al centro del c�mulo.
Figura 10. Efecto Doppler. Vemos las ondas electromagn�ticas emitidas por
una fuente que se mueve hacia la izquierda. Los n�meros indican las posiciones
sucesivas de la fuente al emitir y las correspondientes posiciones de las crestas
de las ondas que se mueven hacia afuera. La radiaci�n recibida por el observador
de la izquierda est� corrida al azul porque el movimiento de la fuente hacia
�l comprime las ondas disminuyendo su longitud (aumentando su frecuencia). La
radiaci�n recibida por el observador a la derecha est� corrida al rojo debido
a que el movimiento de la fuente que se aleja de �l espacia las ondas aumentando
su longitud (o disminuyendo su frecuencia). El observador situado en medio s�lo
ver�a corrimiento si la velocidad de la fuente fuese relativista (cercana a
la velocidad de la luz).
Existe un cat�logo de c�mulos ricos de galaxias —recopilado por George Abell— que contiene casi 3 000 c�mulos. Los m�s lejanos se encuentran a distancias de unos 4 000 millones de a�os luz. El volumen total del espacio que ocupan es de 5 x l014 (500 billones) de veces el que ocupa nuestra galaxia. Recordemos que hace apenas algo m�s de medio siglo se pensaba que nuestra galaxia era todo el Universo.
Conforme penetramos m�s y m�s lejos en las profundidades del espacio intergal�ctico,
la luz proveniente de las galaxias de los c�mulos distantes se observa cada
vez m�s roja, indicando que �stos se mueven alej�ndose de nuestra galaxia. El
enrojecimiento de la luz debido al alejamiento entre la fuente luminosa y el
observador, se conoce como efecto Doppler, y se debe al cambio de longitud
de onda observada (Figura 10). El hecho de que todos los c�mulos se alejen de
nuestra galaxia, no significa que �sta sea el centro de dicho movimiento; lo
que sucede es que los c�mulos se alejan todos unos de los otros como resultado
de la expansi�n del Universo (Figura 11). La expansi�n c�smica
es una propiedad del Universo que predijeron las ecuaciones de la relatividad
general de Einstein, y que fue confirmada observacionalmente por Hubble y Humason
alrededor del a�o 1930. Hubble encontr� que la velocidad con que se aleja un
c�mulo (o una galaxia de �ste) y su distancia est�n correlacionadas: mientras
m�s lejos se encuentra el c�mulo, mayor es su velocidad de recesi�n, y por tanto,
mayor ser� el corrimiento al rojo de la luz de sus galaxias. Esta correlaci�n
se conoce como la ley de Hubble. Para medir la distancia a una galaxia
en un c�mulo distante se puede medir su corrimiento al rojo y la ley de Hubble
nos dar� la distancia.
Figura 11. Un pastel de pasas se infla en el horno. Al irse inflando la
masa, la distancia entre las pasas va aumentando. Cada pasa se aleja de las
dem�s con una velocidad que aumenta con su distancia a las dem�s. Evidentemente
no podemos decir que ninguna pasa sea el centro de esa expansi�n. La expansi�n
del Universo es an�loga a la de este pastel, con c�mulos de galaxias en lugar
de pasas.
Figura 12. El encuentro cercano entre dos galaxias produce perturbaciones
en la distribuci�n del gas debidas a las fuerzas de marea. Se han usado negativos
para aumentar la nitidez de los filamentos gaseosos.
Todas las galaxias pertenecientes a un c�mulo distante comparten la misma velocidad de recesi�n, que es la velocidad con que el c�mulo se aleja de nosotros debido a la expansi�n del Universo. Sin embargo, dentro del c�mulo, las galaxias se mueven unas con respecto de otras en todas direcciones, produci�ndose, en ocasiones, interacciones entre ellas. Estas interacciones pueden ir desde encuentros m�s o menos cercanos hasta choques entre galaxias.
Los espacios entre las estrellas de una galaxia son tan grandes que, cuando dos galaxias chocan, pr�cticamente "se atraviesan" una a la otra (como si fuesen fantasmas) sin que haya choques entre sus respectivas estrellas. Lo que se ve enormemente afectado por el choque es el gas —y el polvo— interestelar de ambas galaxias. Aun cuando una galaxia pasa muy cerca de otra, las fuerzas de marea entre ellas pueden perturbar notablemente la distribuci�n del gas (Figura 12).
NOTAS
1 Objeto Num. 31 del Cat�logo de nebulosas elaborado por Messier.
2 Galaxia N�m. 224 del Nuevo Cat�logo General (New General Catalog).
