I. LA METAGALAXIA
A FINALES del verano y principios del otoño, puede observarse, en una noche despejada y oscura, desde el hemisferio norte, una hermosa franja plateada en el cielo. La parte más luminosa y amplia de esta banda corre desde la constelación del Cisne hasta la de Sagitario.
Anaxágoras la llamó gala (del griego, leche) y Eratóstenes galaxia. El mito griego dice que cuando Heracles (Hércules) era amamantado por Hera (Juno), éste escupió la leche y formó así esa franja en el cielo. Los romanos la llamaron Vía Láctea.
Los distintos pueblos de la Antigñedad 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 día llamamos galaxia a un conjunto de millones de estrellas, gas y polvo unidos entre sí 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 Vía Láctea. Sin embargo, es mas común 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 través 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 débiles para ser visibles individualmente a simple vista. Galileo fue, posteriormente, amenazado y silenciado por la Iglesia católica por sostener que sus observaciones apoyaban el punto de vista de Copérnico, quien sostenía 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 Vía Láctea, muchos astrónomos pensaron que nuestra galaxia era todo el Universo. Se tenía 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 dirección del plano. Reacios a abandonar la idea de un lugar privilegiado, muchos astrónomos pensaban que el Sol se hallaba en el centro de ese sistema (ñen el centro del Universo!).
Durante el siglo XIX se construyeron cada vez mayores telescopios y con ello creció el interés en el estudio de las llamadas "nebulosas", que, como pronto se dieron cuenta, eran de diversos tipos. Algunas se veían claramente como nubes de gas alumbradas por la luz que emiten las estrellas desde su interior. Probablemente la nebulosa más conocida de este tipo es la nebulosa de Orión que se puede ver con un telescopio pequeño 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, tenían una estructura muy diferente a las grandes nubes de gas (Figura 2).
Figura 1. Nebulosa de Orión. Ésta es una nube de gas y polvo en nuestra Galaxia. El gas es iluminado por estrellas muy calientes embebidas en él.
En los albores del siglo xx, el debate entre los astrónomos acerca de la naturaleza de las nebulosas espirales se hizo más candente. Algunos sostenían que éstas eran galaxias, como la Vía Láctea, pero situadas a grandes distancias de ella. Este punto de vista había sido formulado ya un siglo antes por el gran filósofo Immanuel Kant, quien llamaba a dichas nebulosas universos islas. Otros astrónomos, sin embargo, creían que las nebulosas espirales eran también parte de nuestra galaxia, la cual, pensaban, contenía a todos los cuerpos celestes.
En 1920, ante una reunión 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 época, los métodos para determinar distancias a objetos muy lejanos apenas se empezaban a desarrollar. Aún hoy en día, éste continúa siendo un problema difícil en el campo de la astronomía.
Shapley acababa de demostrar que el Sol no está en el centro de la Vía Láctea; para ello se basó en la siguiente observación: alrededor del disco que define el plano de la Galaxia, se encuentran los llamados cúmulos globulares, enormes enjambres de forma esférica formados por miles de estrellas que, se piensa, tienen un origen y edad comunes. Los cúmulos globulares forman una especie de halo esférico alrededor del disco. Shapley encontró que el centro de esta distribución esférica —del halo— se encontraba a varios miles de años luz del Sol. El centro de distribución de los cúmulos globulares marca el centro de la Galaxia. El valor que Shapley calculó para el tamaño de la Galaxia resultó demasiado grande debido a que no tomó en cuenta el efecto de absorción interestelar de la luz de las estrellas lejanas (esta absorción, debida fundamentalmente al polvo interestelar, reduce el brillo observado de las estrellas haciéndolas aparecer más distantes de lo que en realidad están). Debido a esta sobrevaluación de las dimensiones reales de la Galaxia, Shapley concluyó que la inmensa Vía Láctea contenía a las nebulosas espirales.
Curtis, por otro lado, afirmaba que, según sus observaciones, las nebulosas espirales se encontraban fuera de la Vía Láctea. La realidad es que, en ese momento Curtis no pudo dar una evidencia contundente en favor de su punto de vista. Sin embargo, tres años más tarde, Edwin Hubble, utilizando el nuevo telescopio dotado de un espejo 2.5 m de diámetro del Observatorio de Monte Wilson, demostró la existencia de estrellas variables en las nebulosas espirales más prominentes. También pudo mostrar que la variación del brillo en esas estrellas era igual a la de estrellas que se sabía a ciencia cierta eran parte de nuestra galaxia; en particular, los periodos de tiempo en que varía el brillo son proporcionales a la luminosidad o brillo intrínseco de las estrellas. Conociendo el brillo intrínseco de las estrellas variables en la nebulosa de Andrómeda, Hubble calculó, a partir de su brillo aparente, que debían encontrarse a una distancia mucho mayor que las dimensiones mismas de la Vía Láctea (aun considerando el valor de Shapley). Así, Hubble proporcionó la prueba definitiva de que la Vía Láctea es sólo una galaxia entre muchas.
Hoy en día, los astrónomos utilizan la palabra nebulosa para referirse a las nubes de gas en la Vía Láctea, y la palabra galaxia la refieren a los sistemas de billones de estrellas distribuidas —hasta donde podenios ver— por todo el Universo. La Vía Láctea es una galaxia de grandes dimensiones. El disco mide 100 000 años luz de diámetro y 1 500 años luz de grosor; el Sol se encuentra cerca de la mitad del disco, a unos 30 000 años luz del centro de la Galaxia. Andrómeda (también conocida como M311 o NGC 224 2) es una galaxia parecida a la nuestra, es la galaxia espiral más cercana —nuestra vecina— y se encuentra a dos millones de años luz de distancia.
Durante el primer tercio de este siglo, conforme los astrónomos empezaron a estudiar las galaxias con más y más detalle, otros tipos de galaxias fueron descubiertos, además de los de espirales. El mismo Hubble propuso un sistema de clasificación de las galaxias, según su forma, aún vigente en la actualidad. A continuación describiremos las características fundamentales de los distintos tipos de galaxias que se conocen.
La mayoría de las galaxias son espirales. Como ya hemos dicho, al describir la Vía Láctea, 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 núcleo de la galaxia.
Mientras que en el disco la densidad promedio es de una estrella en un volumen de 300 años luz cúbicos, en el bulbo es de tres estrellas en un volumen de un año luz cúbico. El bulbo central y el disco están circundados por el halo. El diámetro del halo de nuestra galaxia es de unos 300 000 años luz. Aproximadamente una tercera parte de las galaxias espirales muestran una barra en el centro, de la cual emergen los brazos (Figura 4). Éstas se llaman espirales barradas.
Existe otro tipo de galaxias, llamadas elípticas. Éstas tienen una apariencia mucho más simple que las espirales. Se trata simplemente de conjuntos de miles de millones de estrellas aglomeradas en un volumen elipsoidal (como un balón de futbol americano) o esférico (Figura 5). La densidad es mayor en el centro y tienen también 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 pequeño disco de estrellas, en el que casi no hay gas ni polvo, y carecen de brazos espirales (Figura 6).
Por último, de acuerdo a la clasificación original de Hubble, están las galaxias
irregulares; éstas forman una pequeña fracción de las galaxias y
no pertenecen a ninguno de los grupos anteriores. No muestran una forma geométrica
simple ni claramente definida. Muchas de ellas son pequeñas galaxias satélites
de las grandes espirales. Tal es el caso, por ejemplo, de las Nubes de Magallanes
(Figura 7), que son pequeñas galaxias satélites amarradas gravitacionalmente
a nuestra galaxia y visibles a simple vista desde el hemisferio sur.
2. EL DESCUBRIMIENTO DE SEYFERT
En 1943, Carl Seyfert publicó un trabajo que no causó 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 núcleo particularmente brillante, tan brillante que, en exposiciones de corta duración, su luz dominaba a la de todo el disco galático (Figura 8). Utilizando la técnica de la espectroscopia —de la que hablaremos en el siguiente capítulo— con objeto de analizar minuciosamente la luz proveniente del núcleo de dichas galaxias, Seyfert encontró que en el núcleo había grandes masas de gas en movimiento, con velocidades de varios miles de kilómetros 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 sí para formar unidades de una nueva clase de orden superior.
En el mundo inanimado, las partículas elementales se agrupan para formar átomos,
éstos se agrupan para formar moléculas y así sucesivamente hasta formar estrellas,
galaxias y cúmulos de galaxias. En ambos extremos de esta cadena se encuentran
los límites del conocimiento (se piensa que las partículas subatómicas están
formadas por cantidades llamadas cuarks y, por otro lado, que los cúmulos
de galaxias estén agrupados en asociaciones aún mayores llamados supercúmulos).
En el justo medio de esta jerarquía, desde las partículas elementales hasta
los cúmulos de galaxias, nos encontramos los seres humanos.
Figura 8. Galaxia Seyfert. La diferencia entre las tres imágenes es el tiempo
de exposición. Para el más corto de los tiempos de exposición, sólo se ve el
núcleo brillante como una estrella azul; no se distinguen otras componentes
de la galaxia como brazos espirales.
Nuestra ubicación en el Universo no es en modo alguno privilegiada: vivimos sobre un pequeño planeta que gira alrededor de una estrella insignificante, el Sol, una entre miles de millones de estrellas de la Vía Láctea, una entre miles de millones de galaxias.
Cada uno de los átomos que forman nuestro cuerpo fueron hechos en el interior de alguna estrella. Al explotar la estrella que originó la formación de nuestro Sistema Solar, arrojó al medio interestelar el oxígeno, carbono y demás elementos necesarios para la vida. La naturaleza ordenó esos átomos de manera maravillosa en moléculas y células, creando finalmente un prodigio: el hombre, un ser capaz de plantearse la pregunta de cuál es su lugar en el Universo.
Pero volvamos a la Vía Láctea. Las 20 galaxias más cercanas a ella forman un grupo ligado gravitacionalmente, llamado el Grupo Local. En el Grupo Local hay dos grandes galaxias espirales: la Vía Láctea y Andrómeda. 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 dirección del plano galáctico oculta por grandes concentraciones de polvo. Los miembros más pequeños del Grupo Local son los más numerosos: 4 galaxias irregulares y 12 elípticas enanas. El grupo abarca una extensión en el espacio de aproximadamente 3 millones de años luz de diámetro, con una masa total de 5 x10 11 M O. (quinientas mil millones de veces la masa del Sol), casi toda concentrada en Andrómeda y la Vía Láctea.
Por lo menos la mitad de las galaxias, y probablemente todas, se encuentran en agrupaciones —o cúmulos— de algún tipo. Algunos de estos cúmulos son grupos pequeños y sueltos como el Grupo Local, en tanto que otros son mucho mayores más compactos. De los cúmulos grandes, el más cercano es el cúmulo de Virgo, que lleva el nombre de la constelación detrás de la cual se observa. Es importante no confundirlo con las estrellas que forman la constelación de Virgo, que se encuentran dentro de nuestra galaxia. El cúmulo de Virgo cuenta con más de 1 000 galaxias y se encuentra a una distancia de aproximadamente 60 millones de años luz. A esa distancia no es posible observar estrellas variables, así que la distancia se determina por la luminosidad aparente de estrellas y nubes de gas gigantes.
El cúmulo de Virgo es un cúmulo enorme que ocupa unos 11° en el cielo. La galaxia más brillante del cúmulo, llamada Virgo A (M87), es una galaxia elíptica gigante. Es muy común encontrar este tipo de galaxias cerca de los centros de los grandes cúmulos. Probablemente se han vuelto gigantes por estar precisamente en el centro, donde ejercen la mayor atracción gravitacional sobre el gas intergaláctico 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 sí mismas otras galaxias cercanas más pequeñas. Junto con las galaxias Seyfert, estas galaxias elípticas gigantes, cuyas masas son aproximadamente cien veces la masa de nuestra galaxia —y muy en particular Virgo A— ocuparán nuestra atención más adelante.
El cúmulo de Virgo es un ejemplo de un cúmulo rico irregular. Su estructura es muy compleja, con varias subcondensaciones de galaxias.
Hasta una distancia de 70 millones de años luz, hay varios miles de galaxias. Muchas de ellas están agrupadas en el cúmulo de Virgo y otros cúmulos más pequeños como el Grupo Local. Más allá de estos 70 millones de años luz, el número de galaxias disminuye drásticamente hasta llegar a una distancia mucho mayor. Muchos astrónomos piensan que este conjunto de cúmulos de galaxias forman un cúmulo de cúmulos o supercúmulo, el Supercúmulo Local, de galaxias, cuyo diámetro sería de unos 250 millones de años luz.
El cúmulo rico de forma regular más cercano es el de Coma (Figura 9), en la dirección de la constelación de Coma Berenice, a 450 millones de años luz (fuera del Supercúmulo Local). En este cúmulo pueden distinguirse unas mil galaxias, a pesar de su enorme distancia. Las más luminosas, como siempre, son dos elípticas gigantes cercanas al centro del cúmulo.
Figura 10. Efecto Doppler. Vemos las ondas electromagnéticas emitidas por
una fuente que se mueve hacia la izquierda. Los números 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 radiación recibida por el observador
de la izquierda está corrida al azul porque el movimiento de la fuente hacia
él comprime las ondas disminuyendo su longitud (aumentando su frecuencia). La
radiación recibida por el observador a la derecha está corrida al rojo debido
a que el movimiento de la fuente que se aleja de él espacia las ondas aumentando
su longitud (o disminuyendo su frecuencia). El observador situado en medio sólo
vería corrimiento si la velocidad de la fuente fuese relativista (cercana a
la velocidad de la luz).
Existe un catálogo de cúmulos ricos de galaxias —recopilado por George Abell— que contiene casi 3 000 cúmulos. Los más lejanos se encuentran a distancias de unos 4 000 millones de años 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 más de medio siglo se pensaba que nuestra galaxia era todo el Universo.
Conforme penetramos más y más lejos en las profundidades del espacio intergaláctico,
la luz proveniente de las galaxias de los cúmulos distantes se observa cada
vez más roja, indicando que éstos se mueven alejándose 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 cúmulos se alejen de
nuestra galaxia, no significa que ésta sea el centro de dicho movimiento; lo
que sucede es que los cúmulos se alejan todos unos de los otros como resultado
de la expansión del Universo (Figura 11). La expansión cósmica
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 año 1930. Hubble encontró que la velocidad con que se aleja un
cúmulo (o una galaxia de éste) y su distancia están correlacionadas: mientras
más lejos se encuentra el cúmulo, mayor es su velocidad de recesión, y por tanto,
mayor será el corrimiento al rojo de la luz de sus galaxias. Esta correlación
se conoce como la ley de Hubble. Para medir la distancia a una galaxia
en un cúmulo distante se puede medir su corrimiento al rojo y la ley de Hubble
nos dará 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
demás con una velocidad que aumenta con su distancia a las demás. Evidentemente
no podemos decir que ninguna pasa sea el centro de esa expansión. La expansión
del Universo es análoga a la de este pastel, con cúmulos de galaxias en lugar
de pasas.
Figura 12. El encuentro cercano entre dos galaxias produce perturbaciones
en la distribución 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 cúmulo distante comparten la misma velocidad de recesión, que es la velocidad con que el cúmulo se aleja de nosotros debido a la expansión del Universo. Sin embargo, dentro del cúmulo, las galaxias se mueven unas con respecto de otras en todas direcciones, produciéndose, en ocasiones, interacciones entre ellas. Estas interacciones pueden ir desde encuentros más o menos cercanos hasta choques entre galaxias.
Los espacios entre las estrellas de una galaxia son tan grandes que, cuando dos galaxias chocan, prácticamente "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 distribución del gas (Figura 12).
NOTAS
1 Objeto Num. 31 del Catálogo de nebulosas elaborado por Messier.
2 Galaxia Núm. 224 del Nuevo Catálogo General (New General Catalog).
