La evolución morfológica de las galaxias espirales

El estudio de las galaxias, como objetos astronómicos externos a la Vía Láctea, se remonta  apenas a la década de 1920, tras los descubrimientos de Edwin Hubble. Al establecer que las entonces llamadas “nebulosas espirales” eran objetos que estaban fuera de nuestra propia galaxia se comprendió, entre otras cosas, que el universo era mucho más grande de lo que se había pensado hasta entonces. Ahora sabemos que las galaxias son similares a nuestra Vía Láctea y que están formadas, al menos, por tres componentes. La primera es la parte estelar, es decir, millones y millones de estrellas parecidas al Sol (la mayoría) unidas entre sí por la fuerza de gravedad. Estas estrellas no están inmóviles, sino que orbitan alrededor del centro galáctico con velocidades que pueden superar los 200 kilómetros por segundo! Otras componentes de las galaxias son menos evidentes, tal como la envolvente de gas (principalmente hidrógeno) y de polvo, que juntas constituyen lo que llamamos medio interestelar. Otra componente, cuya comprensión nos resulta todavía ajena, es el halo de materia obscura.

Las dimensiones de las galaxias son variables. Por ejemplo, la galaxia donde nos tocó vivir, la Vía Láctea, tiene un diámetro aproximado de 100 mil años luz. Existen galaxias aun más grandes que la nuestra, pero la gran mayoría presentan dimensiones menores, llegando a una décima parte del diámetro de la Vía Láctea o incluso menores. Una característica de las galaxias que resulta central en este artículo es la morfología. Estos sistemas estelares aparecen con una variedad de formas que clasificamos en dos grandes tipos: Por un lado están las espirales (como la Vía Láctea y Andrómeda) y por el otro las elípticas (ver Fig. 1). Hay un tipo intermedio, el de las lenticulares, de las cuales hablaremos más adelante. Un último tipo morfológico es el de las irregulares, que no entran en  ninguna de las clasificaciones anteriores y que no serán tema de este artículo.

Figura 1. Sistema de clasifi- cación morfológica de gala- xias propuesta por Edwin Hubble en 1936. De lado izquierdo tenemos las elípti- cas, denotas con una “E” y a la derecha las espirales, identificadas con una “S”. Para las lenticulares se utili- za la notación “S0” (crédito de las imágenes, Digitized Sky Survey, Palomar Observatory.)

Figura 1. Sistema de clasifi- cación morfológica de gala- xias propuesta por Edwin Hubble en 1936. De lado izquierdo tenemos las elípti- cas, denotas con una “E” y a la derecha las espirales, identificadas con una “S”. Para las lenticulares se utili- za la notación “S0” (crédito de las imágenes, Digitized Sky Survey, Palomar Observatory.)

Ahora hablemos de cómo se encuentran distribuidas las galaxias en el universo. La “demografía galáctica” nos revela que la densidad de población de galaxias va, desde regiones casi desiertas (en los llamados “voids”), hasta zonas que presentan una gran concentración en el centro de los cúmulos de galaxias (Fig. 2), enormes conglomerados con miles de galaxias. Desde hace décadas se descubrió una interesante relación entre los tipos morfológicos de galaxias y las regiones con diferentes densidades de población. En las zonas poco pobladas (lo que llamamos comúnmente “el campo”) la fracción de espirales puede alcanzar 80 por ciento del total de galaxias, mientras que al acercarnos a la periferia de los cúmulos, la proporción de espirales baja hasta cerca de 50 por ciento. Esta cifra continúa disminuyendo conforme nos aproximamos a las zonas centrales de estos conglomerados, en donde las espirales terminan por estar prácticamente ausentes. Todo lo contrario ocurre con las galaxias lenticulares, quienes aumentan su población en sentido opuesto a las espirales: Son escasas en el campo pero abundan en las zonas centrales de los cúmulos. Por su parte, las elípticas no sufren cambios dramáticos en su distribución, ellas están presentes tanto en regiones de baja como de alta densidad. Este fenómeno, conocido como relación densidad-morfología, es una de las evidencias más claras del rol que juega el ambiente de los cúmulos en la evolución de las galaxias.

Figura 2. Imagen del cúmulo masivo de galaxias Abell 1689 obteni- da con el Telescopio Espacial Hubble. Cada objeto, aunque parezca puntual, es en realidad una galaxia. Puede notarse que la gran mayo- ría presentan un color amarillo rojizo, lo que indica que casi todas las galaxias en el centro del sistema son lenticulares y elípticas, mientras que las espirales, con colores más azules, son casi inexistentes (crédi- to de la imagen: HST Science Institute, NASA.)

Figura 2. Imagen del cúmulo masivo de galaxias Abell 1689 obteni- da con el Telescopio Espacial Hubble. Cada objeto, aunque parezca puntual, es en realidad una galaxia. Puede notarse que la gran mayo- ría presentan un color amarillo rojizo, lo que indica que casi todas las galaxias en el centro del sistema son lenticulares y elípticas, mientras que las espirales, con colores más azules, son casi inexistentes (crédi- to de la imagen: HST Science Institute, NASA.)

Todo en el universo se encuentra en movimiento y las galaxias no son la excepción. Los estudios de la dinámica de la materia a gran escala demuestran que las galaxias (individualmente o en pequeños grupos) se mueven a lo largo de estructuras filamentarias que tienen millones de años luz de longitud, como verdaderas “autopistas” galácticas que convergen hacia los cúmulos de galaxias. Todo esto en su conjunto da lugar a una especie de telaraña cósmica que llena todo el universo conocido (ver Fig. 3). Las galaxias, bajo el efecto de la fuerza gravitacional, se desplazan desde las zonas poco densas hacia las regiones altamente pobladas de los cúmulos, donde miles de galaxias se encuentran orbitando entre sí. Este flujo de galaxias tiene cierta similitud con las migraciones humanas del campo hacia las ciudades. Al observar que cierta población de galaxias domina el campo (las espirales) y que otro tipo abunda en los cúmulos (las lenticulares), entonces es razonable proponer que exista uno o varios mecanismos físicos que conviertan las unas en las otras. En nuestra analogía este proceso evolutivo sería equivalente a la transformación de una población campesina a una obrera.

Figura 3. Simulación numérica (la llamada Millenium Simulation) realizada por supercomputadora y que reproduce la evolución del universo a gran escala desde el Big Bang hasta nuestros días, en que observamos esta red cósmica. En la imagen es visible la estructura de filamentos y los cúmulos de galaxias, que están representados por las zonas amarillas más brillantes (crédito de la imagen: the Virgo Consortium, Institute for Computational Cosmology, UK.)

Figura 3. Simulación numérica (la llamada Millenium Simulation) realizada por supercomputadora y que reproduce la evolución del universo a gran escala desde el Big Bang hasta nuestros días, en que observamos esta red cósmica. En la imagen es visible la estructura de filamentos y los cúmulos de galaxias, que están representados por las zonas amarillas más brillantes (crédito de la imagen: the Virgo Consortium, Institute for Computational Cosmology, UK.)

Para comprender a fondo las “peripecias” que viven las galaxias al mudarse a los densos cúmulos fue necesario esperar a que los primeros telescopios de rayos X fueran puestos en órbita, más allá de la atmósfera terrestre, en la década de 1970. Estos instrumentos revelaron que existe una componente de gas extremadamente caliente (un plasma, para ser más precisos, con una temperatura arriba del millón de grados Celsius) que llena prácticamente todo el volumen de los cúmulos de galaxias. La masa total de este gas intergaláctico es mayor que la masa de todas las galaxias del cúmulo juntas. Y todo parece indicar que los efectos que sufren las galaxias espirales al entrar en contacto con este medio intergaláctico hace que se transformen poco a poco y terminen luciendo como galaxias lenticulares. Los procesos físicos responsables de esta mutación son bastante complejos, dependen de la densidad del gas y de la velocidad con la que se mueve la galaxia espiral al caer en el cúmulo; algo similar (pero menos dramático) a un meteorito que entra en contacto con la atmósfera terrestre. En el caso de las galaxias, ellas pueden rebasar los 1000 km/s (kilómetros por segundo!) relativo al centro del cúmulo. Sin embargo, los efectos del medio intergaláctico no son los únicos capaces de cambiar la morfología de las espirales ya que las fuerzas de marea, de origen gravitacional (similar al que genera las mareas en nuestro planeta), también pueden afectar substancialmente la estructura de las galaxias. Si estos procesos de transformación ocurren de manera sistemática entonces estaremos muy cerca de entender a fondo la relación densidad-morfología.

El estudio de la posible mutación de las galaxias espirales requiere de un arduo trabajo de observaciones astronómicas, de modelos numéricos y de análisis teórico. En cuanto a la parte observacional esta investigación se basa, entre otros, en el uso de técnicas de radioastronomía capaces de mapear el hidrógeno atómico y molecular de las galaxias. Para ello se pueden utilizar instrumentos tales como el Gran Telescopio Milimétrico, que ya opera en nuestro país, el cual puede detectar la distribución de algunas moléculas en las galaxias espirales. Todo lo anterior resulta fundamental para investigar la evolución de las galaxias y los efectos ambientales que se ejercen sobre ellas en su largo peregrinar, desde los filamentos cósmicos, hasta las concurridas y sofisticadas regiones de los cúmulos de galaxias.

 

* hector@astro.ugto.mx