EN EL MUNDO DE LAS GALAXIAS - Instituto de Astronomía

FORMACIÓN Y EVOLUCIÓN DE GALAXIAS1
VLADIMIR AVILA-REESE
Instituto de Astronomía, UNAM
PEDRO COLÍN
Centro de Radioastronomía y Astrofísica, UNAM
Las galaxias son gigantescos conglomerados de miles de millones de estrellas, gas,
polvo, radiación, campos magnéticos y materia oscura. Desde el punto de vista del
Universo, son sus mínimas unidades estructurales. A ochenta años de su descubrimiento
se siguen estudiando con gran interés, no sólo porque aún encierran grandes misterios
astrofísicos sino porque son un eslabón clave para entender la evolución del Universo.
Además son un laboratorio sin parangón para explorar la composición básica de la
materia, los fenómenos de altas energías y para descubrir leyes fundamentales de la
física. Es por esto que día a día multimillonarios telescopios e instrumentos, tanto en
tierra como en el espacio, intentan extraer hasta la “última gota” de información
proveniente tanto de las galaxias alejadas como de aquella dentro en la cual habitamos,
la Vía Láctea. Muchas de las supercomputadoras más potentes del mundo trabajan en el
modelado y simulación de los fenómenos que en ellas ocurren. Los astrónomos que nos
dedicamos a estudiarlas vivimos apasionados con sus misterios y sabemos que una vez
esclarecidos, habremos dado un paso importante en esa constante aventura intelectual
del ser humano por entender la naturaleza. A lo largo de este Capítulo esperamos
contagiar al lector el entusiasmo que se vive actualmente en la ciencia con relación a los
problemas de la formación y evolución de las galaxias, de la naturaleza de la extraña
materia oscura y de la evolución del Universo en general.
EL DESCUBRIMIENTO DE LAS GALAXIAS
El primer cuarto del siglo pasado fue de intensas discusiones entre los astrónomos… y
es que estaban en la antesala de grandes descubrimientos. Se discutía principalmente
sobre las distancias a las estrellas y sus movimientos para así entender cómo está
distribuida la materia en el Universo. Con técnicas ingeniosas para determinar distancias
a estrellas y agrupaciones estelares se fue encontrando que miles de millones de
estrellas se acumulan en un enorme disco de diámetro 100,000 años luz, mientras que
otras más viejas forman un tenue esferoide alrededor que llamaron halo estelar; en el
centro es más denso y parece más bien una protuberancia del disco por lo que a esa
parte se le llamó bulbo. Las mediciones de los movimientos propios de cúmulos
globulares y otros grupos de estrellas permitieron inferir que gran parte del disco está
rotando con una velocidad lineal de unos 220 km/s. El Sol se encuentra dentro del disco
a unos 30,000 años luz del centro (Fig. 1). Una vez más se cumplía el principio
Copernicano de que no estamos localizados en ningún centro. Pero en esos días aún se
tenía la idea de que nuestra Galaxia era todo el Universo.
A principios de los años 20 del s. XX se desató en la astronomía la “gran discusión”.
En el centro de la misma estaban H. Shapley y G. Curtis. La discusión tenía en realidad
dos partes. La primera era sobre las escalas cósmicas. Shapley hizo uso de unas estrellas
muy luminosas, las Cefeidas, para medir distancias. Antes se había descubierto que ellas
Publicado en “La Evolución en la Astronomía”, M. Peimbert (compilador), El Colegio Nacional, pp.
109-146 (2006)
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pulsan periódicamente y que su luminosidad es función del período de pulsación. Lo
que medimos en los telescopios es el flujo de radiación que nos llega de los objetos
cósmicos. El flujo es la luminosidad (potencia) del objeto vista en una unidad de
superficie, por lo tanto decrece inversamente proporcional al cuadrado de la distancia al
objeto. Esta es la misma razón por la que decae el brillo de un foco a medida que nos
alejamos. Si sabemos la potencia del foco y por otro lado medimos su flujo, podemos
inferir inmediatamente la distancia entre el foco y nosotros. Para las Cefeidas los
astrónomos observan su ciclo de pulsación por varios días, determinan el período y con
él estiman la luminosidad de la estrella. Con la luminosidad conocida y el flujo
promedio medido calculan la distancia. Shapley usó este método y así se dio cuenta que
los cúmulos globulares estaban muy lejos; él apoyaba entonces la idea de una Galaxia
enorme, de decenas de miles de años luz. Curtis con otros métodos estimó tamaños diez
veces menores para nuestra Galaxia. Se había equivocado en esto. Pero fue el vencedor,
curiosamente, de la segunda parte de la gran discusión.
Además de estrellas, los astrónomos desde el siglo XVIII venían descubriendo miles y
miles de “manchas” en el cielo que llamaron nebulosas por su parecido con las nubes
que se forman en la atmósfera de la Tierra. ¿Qué son esas nebulosas? ¿Son objetos
asociados a las mismas estrellas, por ejemplo, nubes de gas enormes alrededor de una
estrella? ¿O son en realidad conglomerados de millones de estrellas pero a enormes
distancias de tal manera que sólo se alcanzan a ver como manchas difusas? En realidad
se conocían entonces ejemplos cercanos de objetos del primer tipo (por ej. nebulosas
planetarias, ver Capítulo X), pero había otros, como la nebulosa Andrómeda, que no se
parecen mucho a las mismas. Shapley sostenía que todas las nebulosas eran parte de la
gigantesca Galaxia y su argumento lo basó en unos datos equivocados de un astrónomo
y amigo suyo, van Maanen. Por su parte, Curtis argumentaba que las nebulosas como
Andrómeda eran en realidad otras galaxias, “islas” del Universo. La discusión se
resolvería midiendo la distancia a estas nebulosas.
El veredicto viene de un exabogado. En 1914 el astrónomo V. Slipher presentó en una
reunión resultados muy detallados de los espectros de muchas de las misteriosas
nebulosas. Algunas tenían sus líneas espectrales corridas al azul, lo cual de acuerdo al
efecto Doppler significa que se están acercando (Andrómeda por ejemplo), pero la
mayoría, especialmente las débiles, mostraban corrimiento al rojo, lo cuál significa que
se están alejando. Slipher se limitó a presentar secamente sus datos. La exposición la
presenció un estudiante de astronomía de la Universidad de Chicago quien quedó
fascinado con el problema de las nebulosas. Este era un estudiante excepcional, además
excelente deportista. E. Hubble antes había estado estudiando física. Por su gran
desempeño recibió una beca para ir a estudiar a la Universidad de Oxford en Inglaterra.
El joven aceptó pero cambió a la carrera de derecho. A su regreso en 1913 se
decepcionó de las leyes y entendió que su vocación estaba en la astronomía. Pronto se
inscribió a la carrera y en 1917 defendió su tesis. El exabogado fue invitado a trabajar
en el observatorio de Monte Wilson (EUA) y ahí logró hacer el descubrimiento que
diera el veredicto final sobre la gran discusión. Para el año de 1924 Hubble tenía ya
mediciones de distancia a la nebulosa de Andrómeda: había logrado resolver en esa
“mancha” un par de estrellas Cefeidas. Andrómeda resultó estar a una distancia de cerca
de 2 millones de años luz y contener más de 200,000 millones de estrellas, un poco más
que nuestra Galaxia. Se había resuelto la controversia sobre la naturaleza de las
nebulosas, se había descubierto a las galaxias.
Dos pájaros de un tiro. Hubble siguió estudiando meticulosamente a muchas galaxias y
usando el método de Slipher, más su propio método de determinar distancias, hizo otro
descubrimiento fundamental hacia el 1929: la expansión del Universo. Hubble se dio
cuenta que mientras más alejada está una galaxia mayor es su corrimiento al rojo, es
decir más rápido se está alejando. Y no es que nosotros seamos el centro. Ocurre algo
similar a un pan de Navidad con uvas pasa. Con un con exceso de levadura el pan se
infla y las uvas pasa, una con relación a otra, se distancian justamente con la ley de
Hubble, es decir con una velocidad de alejamiento proporcional a la distancia. Y así
como no son las uvas pasa las que se mueven sino que la masa, no son las galaxias las
que están “volando” sino que es el espacio-tiempo el que se estira uniformemente, es el
Universo como un todo el que se está expandiendo.
Figura 1. Esquema de nuestra Galaxia vista de arriba y de costado. Los brazos espirales están poblados
con estrellas luminosas y gas. Entre los brazos hay también estrellas pero menos luminosas y más viejas.
En esas épocas no había correo electrónico y la comunicación científica era lenta. Al
otro lado del océano, en Alemania, un joven y talentoso físico, A. Einstein, había
enunciado una nueva teoría para describir a la gravedad (1917) y lo primero que hizo
fue aplicarla al Universo. Para su sorpresa, sus cálculos le mostraban que el Universo no
podía ser estático. En 1922 un matemático ruso, A. Friedmann, resolvió sus ecuaciones
y obtuvo soluciones que implicaban universos en expansión o en contracción. Sin
saberlo anticipadamente, el descubrimiento de Hubble en 1929 confirmó una importante
predicción del modelo cosmológico de Einstein y Friedmann. Durante los años treinta
se empezarían a atar cabos entre teoría y observaciones y pronto se acuñarían las bases
de la teoría cosmológica que mejor describe la evolución del Universo, la así llamada
teoría de la Gran Explosión.
Vaya sorpresas en tan poco tiempo: primero el universo de los astrónomos se desplaza
de la Galaxia a un inconmensurable océano de galaxias y segundo, el concepto de un
Universo estático es suplantado por otro de un Universo en expansión, UN UNIVERSO
QUE EVOLUCIONA.
BIOLOGIA GALACTICA
Cuando un nuevo tipo de objeto se descubre en la ciencia, se procede entonces a
estudiar sistemáticamente sus propiedades y correlaciones; un paso crucial es lograr
una clasificación de los objetos en cuestión. En astronomía además hay que tener en
cuenta que no es posible seguir directamente los procesos evolutivos pues éstos duran
millones o miles de millones de años. Por eso es importante tener una gran cantidad de
objetos en sus diferentes estados evolutivos que, conjuntamente con el modelado
teórico, nos permita desentrañar cómo evolucionan los mismos. A continuación
describiremos los principales resultados del estudio que se hizo sobre las galaxias
durante décadas, manteniendo una analogía con estudios de tipo biológico, quizás más
familiares para el lector. Entre otras, las preguntas básicas a las que se quiere dar
respuesta son: ¿Porqué las galaxias son diferentes y qué determina esas diferencias?
¿Qué procesos y componentes materiales regulan su vida? ¿Cómo y cuándo se
originaron? ¿Cómo evolucionan las galaxias y cómo se conectan con la historia del
Universo?
a). Taxonomía. Hubble era incansable. Además contaba con la valiosa colaboración de
M. Humasson un excelente observador que empezó trabajando como arriero de mulas
en el Observatorio de Monte Palomar. Ambos en los años veinte fotografiaron cientos
de galaxias en el cielo. Sus formas y propiedades resultaron ser muy variadas. Hubble
propuso clasificarlas en una secuencia morfológica que sigue vigente hoy en día (Fig.
2). Por su forma se diferencian básicamente 3 grupos de galaxias: elípticas, espirales e
irregulares. Las dos últimas familias son en realidad discos aplanados en rotación. Las
espirales, como nuestra Galaxia, si se ven de cara, presentan enormes brazos espirales
donde se concentran mucho gas y estrellas luminosas recién formadas. En la parte
central se observa generalmente una componente esferoidal, el bulbo. Más de la mitad
de las espirales presentan también una barra central. La secuencia morfológica de
Hubble es una continuidad: de galaxias elípticas esferoidales muy concentradas,
pasando por elípticas achatadas, luego a galaxias donde hay todavía una componente
esferoidal considerable pero también aparece ya un disco (lenticulares), después están
las espirales donde en cada uno de sus subtipos la componente de disco es más y más
significativa con relación a la esferoidal, hasta las irregulares donde prácticamente
desaparece el bulbo siendo ellas básicamente un disco disperso sin brazos espirales
notables.
El mismo Hubble sugirió que esta secuencia de formas podría ser una secuencia
evolutiva. Hoy sabemos que no es así, sin embargo es posible, en muchos casos, que un
tipo morfológico se transforme en otro; por ejemplo, las galaxias de disco pueden
convertirse en elípticas cuando colisionan entre si. En el Universo actual cerca del 80%
de las galaxias son de disco y sólo 20% son elípticas. Se ha descubierto también una
población muy numerosa de galaxias pequeñas llamadas enanas pues son miles de veces
menos luminosas que las normales. Ellas pueden ser esferoidales o irregulares aunque
sus propiedades son diferentes a las normales.
Figura 2. Clasificación morfológica de galaxias normales propuesta por E. Hubble.
b). Anatomía. Las propiedades morfológicas podrían ser transitorias y reflejar sólo la
fachada de las galaxias. Para entenderlas mejor es necesario conocer su anatomía. La
disección de las galaxias es algo que se pudo hacer gracias a los telescopios cada vez
más grandes, a los detectores no sólo ópticos sino que en las diferentes bandas del
espectro electromagnético, y gracias a un mejor entendimiento de la evolución estelar y
de la física del medio interestelar. Se encontró que la secuencia morfológica de Hubble
refleja en realidad propiedades importantes de las galaxias; a lo largo de esta secuencia
cambian gradualmente el tipo de estrellas, la cantidad de gas, la concentración, etc. La
componente esferoidal (dominante en las galaxias elípticas) es concentrada y está
conformada por estrellas viejas y rojas cuya cinemática evidencia un proceso de
formación típicamente violento; esta componente se sostiene contra la gravedad -que
siempre es atractiva- por el movimiento desordenado de las estrellas, su rotación es muy
baja y prácticamente no tiene gas. La componente de disco (dominante en las espirales
e irregulares) es menos concentrada y tiene estrellas de todas las edades, muchas muy
azules y apenas formándose hoy en día del gas que se apila principalmente en los brazos
espirales. El movimiento rotacional del gas y las estrellas en el disco impide que el
mismo se concentre más por la gravedad.
En las galaxias, en especial las de disco, aparte de estrellas, hay gas y polvo que forman
el medio interestelar. Los discos galácticos están rellenos de nubes difusas de gas de
hidrógeno neutro (observadas en radio) que conviven con una fase caliente de gas
ionizado difuso visto en rayos X y otra muy fría de gas molecular denso. Estas últimas
son nubes de hasta millones de masas solares donde por inestabilidades se produce el
colapso de proto-estrellas en su interior; las nubes moleculares son verdaderas
incubadoras estelares (ver Capítulo de Rodríguez y Cantó). Las estrellas evolucionan y
pronto irradian gran cantidad de energía, calentando e ionizando el gas alrededor de
ellas. Además mientras más masiva la estrella, más rápida es su evolución terminando
su vida en estrepitosas explosiones que liberan gran cantidad de energía capaz de volver
a dispersar y calentar todo el gas frío y denso y así frenar la formación de nuevas
estrellas por un tiempo, hasta que el gas vuelve a enfriarse y a apilarse.
Figura 3. Representación artística de la distribución espacial de galaxias en una región del Universo en
base a los datos del telescopio anglo-australiano 2dF.
Núcleos activos. Poniendo la lupa en el centro de las galaxias (¡o más bien el
telescopio!), se encuentra ahí generalmente un agujero negro super-masivo. Si hay gas
disponible alrededor, el descomunal agujero negro lo atrae y al chuparlo lo calienta a tal
temperatura que se dan fenómenos de emisión de radiación enérgica, misma que se
emite principalmente en rayos X y . Ahí la eficiencia con la que la masa se transforma
en energía es muy alta, la famosa ecuación de Einstein E=mc2 tiene su máximo
esplendor. Se dice entonces que la galaxia tiene un núcleo activo. Este tipo de núcleos
son más comunes en épocas muy remotas. Los casos extremos de núcleo activo son los
así llamados cuásares, galaxias que irradian ingentes cantidades de energía desde sus
núcleos y que se detecta provienen de épocas muy en el pasado.
Materia oscura. La astronomía es una ciencia de sorpresas. Cuando se pensaba que la
anatomía de las galaxias ya se conocía bien, se vino a descubrir indirectamente un
nuevo componente en ellas, de hecho el más masivo y extenso. Cual capricho de la
naturaleza, la materia de este componente no se ve directamente pues no brilla ni
absorbe a la luz; su interacción con la radiación electromagnética es casi inexistente; por
eso se la llamó materia oscura. Pero entonces ¿cómo es que sabemos de su posible
existencia? Por su acción gravitacional sobre la materia normal, la que brilla. Como la
materia oscura domina en masa, su campo gravitacional le dice a las estrellas y al gas
qué tan rápido moverse dentro de la galaxia. La evidencia más clara de una componente
oscura en las galaxias viene de medir la velocidad de rotación de los discos galácticos.
El momento angular posiciona a la materia en una órbita circular en un sistema
gravitacional. Resulta que sumando la masa en estrellas y gas de los discos, la gravedad
que ella produce es mucho menor de lo que se necesita para explicar el equilibrio de los
discos que rotan con las velocidades que se les mide. Por lo tanto se requiere de más
materia (diez o más veces) de la que estamos viendo en forma de estrellas y gas; esa
materia es justamente la llamada oscura.
¿Qué es la materia oscura? El lector y nosotros tendremos aún que esperar por una
respuesta definitiva; por ahora sólo tenemos candidatos de lo que podría ser ella (ver
Tabla 1). Lo que está claro es que, aunque existen objetos cósmicos de materia ordinaria
(llamada bariónica) que no brillan, ellos no explicarían la enorme cantidad de materia
oscura que se infiere existe en las galaxias y el Universo en general, por eso se piensa
que tiene que ser materia exótica. Estudios detallados muestran que la materia oscura se
extiende mucho más allá de la galaxia visible. En realidad todo apunta a que las galaxias
visibles están sumidas en esferoides de materia oscura 20-30 veces más grandes que las
mismas. A esas esferas se las llama halos oscuros, y nada tienen que ver con los halos
brillantes de los santos. Las hermosas galaxias que vemos en el Universo son en
realidad sólo la punta visible del iceberg.
c). Ecología. Alrededor de nuestra Galaxia orbitan cerca de una docena de mini-galaxias
llamadas enanas satélites. A dos millones de años luz se encuentra Andrómeda, una
galaxia gigante como la nuestra y con otras tantas galaxias enanas alrededor. En su
conjunto, forman lo que se llama el Grupo Local. Más allá del mismo se observan
cientos de miles de galaxias más, algunas de ellas en pequeños grupos, otras en grupos
más numerosos; algunas más incluso forman sistemas de cientos o miles de objetos
llamados cúmulos de galaxias. El cúmulo más cercano a nuestra Galaxia es el de Virgo;
está a 55 millones de años luz y contiene miles de galaxias. En general, las galaxias se
distribuyen en enormes filamentos en cuyas intersecciones están los cúmulos. La
estructura a gran escala del Universo se asemeja a la de una esponja o tejido (Fig. 3).
Las galaxias viven en medios ambientes muy diferentes, las hay desde las que se
encuentran en densos cúmulos hasta las que habitan solitariamente en los enormes
huecos. Se ha notado que las galaxias elípticas son más numerosas hacia las regiones
centrales de los cúmulos mientras que en los filamentos y los huecos abundan más las
galaxias espirales e irregulares. Definitivamente el medio ambiente influye sobre las
propiedades de las galaxias y esto es algo que un modelo de formación de galaxias tiene
que poder explicar.
Tabla I. Tipos propuestos de materia oscura, sus masas (M⊙=21033 gr, es la masa del Sol) y la fracción
total que tienen que constituir en el Universo. De la materia no bariónica sólo los neutrinos han sido
descubiertos, el resto son candidatos. Este tipo de materia se divide en C=caliente, T=tibia, F=fría (ver
texto). Los dos penúltimos candidatos no son partículas elementales sino que objetos exóticos que se
comportan como MOF. La última línea son ejemplos de propuestas más radicales como ser la
introducción de extra dimensiones en la naturaleza, las cuales pueden emular gravedad.
Naturaleza
Bariónica
no bariónica
Candidato
Masa
Fracción
Estrellas enanas blancas
~0.01-0.1M⊙
y cafés
< 2%
Júpiteres
~0.001 M⊙
Copos de nieve (gas frío)
(otro 2%
~10-23gr
Gas caliente en rayos X,
~710-23gr es visible)
etc.
Neutrinos, etc.
C
~1 eV
Neutrinos estériles, etc. T 0.1-100 KeV
Neutralinos, etc
F
>10 GeV
23%
7
Gotas de quarks
F
1-10 gr
Hoyos negros primig. F
1015 gr
Branones, materia espejo extra dimensiones
d). Genética. El punto culminante de la “biología galáctica” llegó cuando además de
estudiar las propiedades morfológicas, físicas y de entorno de las galaxias se empezó a
preguntar sobre su origen y evolución, es decir cómo se formaron y cómo se
desarrollaron estos complejos “ecosistemas” donde las estrellas nacen, viven y
mueren en constante interacción con el medio interestelar y la materia oscura. Una
manera de poder inferir cómo fue el pasado de las galaxias es a través de la arqueología
galáctica o método inductivo. Nuestra Galaxia y otras están llenas de fósiles
observables que datan de épocas distintas: poblaciones estelares de diferentes edades y
composiciones químicas, su grado de movimiento ordenado o desordenado, la
distribución del gas y polvo a lo largo del disco, su composición química, etc. Sin
contar con una teoría de cómo se forman las galaxias, podemos tratar de reproducir esta
gama de fósiles con modelos físicos de transformación de gas en estrellas, de evolución
estelar, de enriquecimiento químico por parte de las estrellas al medio interestelar y de
agitación y cambio de las órbitas de las estrellas a medida que todo el disco evoluciona
dinámicamente. Así, los fósiles observados hoy en día pueden decirnos, a través de los
modelos, cuándo empezó a formarse por ejemplo la Galaxia, cuán rápido o lento tuvo
que ser el proceso de formación de estrellas así como el de lluvia de material fresco
(gas) al disco, si hubo engullimiento de galaxias más pequeñas, etc. En otras palabras,
con la ayuda de los modelos que describen los procesos físicos relevantes y a partir de
los fósiles observados hoy en día, se puede “inducir” la evolución de la Galaxia. Varios
astrónomos en México como Manuel Peimbert y Silvia Torres-Peimbert han
contribuido de manera importante en descubrir estos fósiles, principalmente las
abundancias químicas de las estrellas y el gas interestelar en diferentes regiones de la
Galaxia.
En un siguiente paso quisiéramos contar con una teoría “genética” que nos diga cómo
se forman las galaxias y qué factores físicos claves son los responsables de que ellas
sean como son. Para abordar este problema hay que tener en cuenta la otra definición de
galaxias: son las unidades estructurales, las células del Universo. Esto nos hace
pensar que su origen está íntimamente relacionado a las condiciones físicas del
Universo como un todo. Así surge el enfoque deductivo, es decir a partir de una teoría
cosmológica y ciertas condiciones iniciales se busca seguir la evolución de las galaxias
hasta la época presente. El modelo de la Gran Explosión, basado en sólidas
observaciones astronómicas, es hoy la teoría cosmológica más completa (ver Capítulo
de M. Peimbert); sin embargo tiene limitaciones, aspectos que salen de su capacidad de
predicción. Uno de ellos es el origen de las “semillas” de las cuales luego se forman las
estructuras del Universo, en especial las galaxias. A principios de los años 80 se
desarrolló una teoría cosmológica que describe al Universo en épocas muchísimo
menores a millonésimas de segundo. Esta teoría, llamada de la Inflación, intenta
explicar el estado primigenio del Universo y de dónde provienen las tenues inhomogeneidades que dan luego origen a las estructuras cósmicas. Ella ofrece un marco
físico que junto con la teoría de la Gran Explosión y el modelo de materia oscura
exótica, permiten calcular el proceso evolutivo de las semillas de las galaxias desde el
albor del Universo hasta el día de hoy.
EN EL ALBOR DEL UNIVERSO
Si hubo o no un principio es una cuestión aún no resuelta. Los conceptos de la física
moderna llegan al límite de su capacidad a las enormes densidades, energías y
temperaturas que se calcula tuvo el Universo a la corta edad de 10 -44 segundos. Podría
ser que antes de esa edad no tenga sentido preguntarse qué hubo antes pues el concepto
de tiempo desaparece, se “cuantiza”. El estado del Universo (llamado Multiverso en este
caso, ver Capítulo de Manuel Peimbert) es como una bañera de espuma que existe fuera
del tiempo; de esa espuma se forman azarosamente burbujas donde se establece el
espacio-tiempo y por ende pueden surgir procesos evolutivos. Algunas burbujas
(universos) podrían desintegrarse mientras que otras serían estables y podrían
desarrollar un complejo mundo físico, tal el caso de nuestro Universo.
La descripción de nuestro Universo la podemos tener después de 10-44 segundos. Según
la teoría de la Inflación en esas épocas sólo existía el “vacío”, un medio peculiar que se
predice en la física cuántica y que no es la nada. Es un “ebullir” de partículas y campos
virtuales que aparecen y desaparecen de acuerdo al principio de incertidumbre de
Heissenberg. Este peculiar medio, como todo en la cuántica, está descrito por
probabilidades, por fluctuaciones las cuales, al momento de desintegrarse el vacío en
materia y campos reales, se transforman en fluctuaciones de densidad de materia. Estas
últimas serán las “semillas” que darán origen a las estructuras del Universo.
MATERIA OSCURA, EL MOLDE DE LA FORMACIÓN DE GALAXIAS
Las in-homogeneidades originadas en la Inflación, al ser algo más densas en promedio
que el resto del Universo, se concentran más y más por la acción gravitacional, la cual
es siempre atractiva. Es posible que llegue un momento en el cual sean ya tan densas
que se separan de la expansión del Universo y colapsan gravitacionalmente formando
sistemas autogravitantes, protogalaxias por ejemplo. Sin embargo en épocas muy
remotas el Universo estaba caliente, era dominado por radiación de muy alta
temperatura. La presión de esta enérgica radiación no sólo se oponía a la gravedad de
las in-homogeneidades sino que las “planchaba”, las borraba, por lo menos a las que
tenían masas de galaxias (amortiguamiento de Silk). Entonces ¿cómo es que
sobrevivieron las semillas de las galaxias? De hecho, hoy en día tenemos fotografías de
las “semillas” de las estructuras cósmicas a todas las escalas (Fig. 4). Ellas se ven
impresas en la Radiación Cósmica de Fondo (RCF), radiación que proviene del fin de la
época caliente del Universo, cuando éste tenía 380,000 años de vida, una 36
cienmilésima fracción de la edad actual. En esta época toda la materia normal estaba
aún acoplada a la radiación, de tal manera que las fluctuaciones en temperatura que se
ven en la RCF corresponden también a fluctuaciones en la densidad de la materia. ¿Pero
cómo se formaron las galaxias si sus semillas fueron borradas por la presión de la
radiación caliente?
La respuesta parece estar en la materia oscura exótica. Como vimos, más del 95% de la
masa de las galaxias está en forma de materia oscura, gran parte de la cual no es materia
ordinaria. A nivel de todo el Universo sólo 4% es materia bariónica y 22% es materia
oscura exótica (ver más abajo). Por otro lado, de acuerdo a la teoría de la Inflación, es
muy plausible que cuando el vacío se transformó en materia y campos, en el proceso de
rupturas de simetría se hayan producido una gran fracción de partículas no bariónicas
(que no formarán luego nucleones ni átomos y que no interactúan con la radiación). Si
esta forma de materia exótica es la dominante, entonces las fluctuaciones en densidad de
dicha materia no sienten en absoluto la presión de la radiación y sobreviven la época
caliente del Universo. Sin embargo si las partículas exóticas son ligeras como los
neutrinos (la única forma de materia oscura exótica detectada en laboratorio en realidad)
entonces resulta que las in-homogeneidades también se borran. Al ser ligeras son
también calientes y se mueven a velocidades relativistas logrando escapar de la inhomogeneidad a menos que ésta sea muy grande. Mientras más masiva es la partícula,
más pronto se vuelve “fría”, menor es la región de la que puede escapar y por lo tanto
in-homogeneidades más y más pequeñas sobreviven. Entonces, de acuerdo a la masa de
la partícula exótica, la materia oscura se divide en caliente, tibia y fría. En el último
caso (por ejemplo los neutralinos) sobreviven in-homogeneidades de prácticamente
todas las masas por lo que ha sido el más estudiado; los modelos de formación de
estructuras basados en el mismo se denominan de Materia Oscura Fría (MOF).
¿Pero qué tiene que ver el modelo de MOF con las galaxias visibles las cuales están
constituidas más bien por materia bariónica? Lo que pasa es que la materia bariónica es
luego atraída gravitacionalmente por las estructuras de MOF, las cuales sobreviven todo
proceso de “planchado” en el Universo temprano. Las estructuras de MOF que colapsan
gravitacionalmente llegan a un estado de equilibrio formando halos de materia oscura.
El gas de bariones es simplemente jaloneado por estos halos; los bariones a diferencia
de la materia oscura pueden perder energía por procesos de emisión radiativa (disipan) y
entonces caen más y más hacia el centro de los halos, formando ahí la galaxia visible
con tamaños 20-30 veces menores al de los halos, tal como se infiere de estudios
observacionales. La MOF proporciona entonces el molde para la formación de galaxias,
los procesos “oscuros” son el paso necesario para el génesis de las galaxias. Si no fuese
por la MOF no se podría explicar cómo sobrevivieron las fluctuaciones primigenias.
RECETARIO DE FORMACION DE GALAXIAS
Figura 4. Ingredientes de la formación de galaxias en orden cronológico (ver texto). El mapa de la RCF
fue obtenido con el satélite WMAP. La simulación de n cuerpos de gran escala es del grupo de Durham,
Inglaterra. Usando este tipo de simulaciones e injertando con métodos semianalíticos el gas y la
formación de galaxias en los mismos, se construye la “telaraña cósmica” de galaxias; la figura
corresponde a resultados de Mathis, Lemson, Springel, Kauffmann, White y Dekel. Con métodos
seminuméricos, como los nuestros, se sigue la evolución de los discos galácticos formados dentro de los
halos oscuros. El fondo es un campo profundo de galaxias observado con el telescopio espacial Hubble.
En la Fig. 4 se presentan los principales ingredientes y pasos de la receta para formar
estructuras cósmicas en el Universo. La explicación detallada de los mismos es como
sigue.
Parámetros cosmológicos. Para calcular la evolución de las estructuras cósmicas, desde
las in-homogeneidades primigenias hasta el mar de galaxias observadas, es imperioso
definir el Universo de fondo. La evolución del mismo, su geometría y su destino final
dependen de los valores actuales de la densidad promedio de la materia y de la energía
oscura que lo componen. Las observaciones muestran que el Universo actual está
constituido en un 74% por energía oscura y en un 26% por materia, su suma siendo
igual al valor crítico que implica un Universo con geometría plana que se expandirá
por siempre, cada vez más rápido. La edad actual del Universo se estima es de 13,800
millones de años.
Contenido material. El universo está compuesto por radiación, materia y energía oscura.
Gran parte de la radiación que existe en el universo actualmente es la que proviene de la
RCF y su contribución a la densidad de materia-energía total es despreciable hoy. Por
otro lado, del 26% con que contribuye la materia a esta densidad, sólo el 4% está
compuesto de materia bariónica, es decir aquella que forma átomos, seres humanos,
planetas y estrellas. El resto (22%) es materia oscura exótica. Los bariones son
partículas elementales pesadas (por ejemplo neutrones y protones) compuestas de
quarks que interactúan con la radiación. La materia oscura exótica se cree consiste de
partículas que interactúan muy débilmente con la radiación y que se predicen en los
modelos de la física de partículas que van más allá del modelo estándar (ver Tabla 1),
así como Mendeleyev predecía elementos químicos que no se conocían en su época en
base a sistematizaciones que él hizo. El candidato más probable es el neutralino, la
partícula supersimétrica más ligera. Hay cerca de una docena de costosos experimentos
intentando detectar directamente esta esquiva partícula de MOF en la Tierra. El
“contacto” principal de las partículas oscuras con la materia bariónica es a través de la
gravedad. La gravedad es muy débil pero de largo alcance de tal modo que sólo cuando
se acumula mucha materia (escalas astronómicas) es que dicho “contacto” se hace
patente. Con relación a la energía oscura, aunque es la componente que domina en el
Universo (74%), ella no es importante en la formación de galaxias pues es un medio
uniforme; sólo contribuye a la dinámica global del Universo.
Condiciones iniciales. Las estructuras cósmicas que llenan el Universo se supone son el
resultado de la evolución gravitacional de tenues fluctuaciones de densidad originadas
en remotas épocas, cuando todo era ese peculiar medio llamado vacío. Durante la
Inflación estas fluctuaciones adquieren una distribución estadística y una amplitud que
depende de la escala (espectro de potencias), propiedades que forman parte de las
condiciones iniciales en el estudio de la formación de estructuras cósmicas. Mientras las
fluctuaciones son aún tenues y se están expandiendo junto con el Universo (régimen
lineal), se puede calcular su evolución gravitacional con cierta facilidad. La misma
depende de qué tipo de materia están compuestas las fluctuaciones. Ya vimos que si
son de bariones o materia oscura caliente, las fluctuaciones de escalas galácticas son
borradas, sobreviviendo solo las de tamaño de cúmulos y supercúmulos de galaxias.
Pero si son de MOF, sobreviven todas las escalas. De esta manera, es posible calcular la
forma del espectro de potencias de las fluctuaciones a la época del desacoplamiento y
compararlo con el observado en la RCF. El modelo de MOF es el preferido. No obstante
la teoría no predice de primeros principios la normalización del espectro de potencias;
esto es algo que hay que ajustarlo a lo observado. Así, armados de una distribución
estadística y de un espectro de potencias normalizado, se puede proceder al cálculo más
complejo del colapso gravitacional de las estructuras cósmicas.
Figura 5. Distribución espacial de la materia oscura en rebanadas a diferentes escalas, desde el tamaño del
Universo observable hasta la Galaxia, tomada de cuatro simulaciones realizadas dentro del modelo
cosmológico más aceptado: uno con geometría plana en el cual alrededor del 30% del contenido del
Universo es materia y 70% es energía oscura. Denotando con L la longitud de cada lado de la caja
simulada, N el número total de partículas, D el grosor de la rebanada y mp la masa por partícula, las
características de cada panel son las siguientes. Panel sup. izq.: N= 10 9, L= 3000 Mpc/h, D= 30 Mpc/h y
mp= 2.2 x 1012 Msol /h (con h denotamos la constante de Hubble en unidades de 100 km/s/Mpc). Panel
sup. der.: N= 16.8 106, L= 250 Mpc/h, D= 25 Mpc/h y mp= 6.91010 Msol /h. Panel inf. der.: N= 16.8
106, L= 140 Mpc/h, D= 14 Mpc/h y mp= 1.41010 Msol /h. Panel inf. izq.: N= 7106, L= 0.5 Mpc/h, D= 1
Mpc/h y mp= 6.5105 Msol /h. Las zonas más brillantes son las más densas. El panel inf. izq. representa
un halo de masa comparable al que se cree que tiene nuestra Galaxia. Las manchitas brillantes que rodean
a la mancha central de forma elíptica son a su vez subhalos que se encuentran ligados
gravitacionalemente al halo mayor. Si asociamos a cada subhalo una galaxia satélite, resulta que el
número de subhalos rebasa por mucho el número de satélites observados; esto se conoce como el
problema de la subestructura. (Figura reproducida de un artículo de C. Frenk: Phil. Tran. Roy. Soc., 2002,
300, 1277 con el permiso correspondiente del autor).
Amplificación y acumulamiento gravitacional a gran escala. Si la materia oscura
exótica es dominante, debido a que ella es no colisional y no disipa, entonces la física
de formación de estructuras cósmicas en su primera fase implica básicamente dinámica
gravitacional. El problema de la interacción gravitacional de n cuerpos distribuidos en
una configuración inicial es complejo y requiere de computadoras para ser resuelto. Por
eso el desarrollo de métodos numéricos y el incremento de velocidad de las
computadoras han sido indispensables en el estudio de la formación y evolución de las
estructuras que pueblan el universo como las galaxias, los grupos y cúmulos de
galaxias, los grandes huecos y los supercúmulos. Existen diversos métodos para realizar
las simulaciones de n cuerpos: P3M, Partícula-partícula/partícula-malla, A P3M , la
versión adaptativa del código P3M; códigos de malla como, por ejemplo, ART,
refinamiento de malla adaptativo; códigos de árbol, como GADGET, etc. Así surgió
una de las ramas más activas de la astrofísica contemporánea, la cosmología numérica.
Los primeros resultados de las simulaciones numéricas en los años ochenta
confrontaban dos escenarios de acuerdo a la composición material supuesta. En el caso
de materia oscura caliente el colapso gravitacional es de lo grande a lo pequeño. Las
simulaciones mostraban la formación primero de enormes estructuras aplanadas en
forma de tortillas, resultado del colapso en una dirección preferencial. En la siguiente
fase del colapso las tortillas confluyen en filamentos, y finalmente, en el cruce de estos
filamentos, se observaba la formación de moños, estructuras del tamaño de un cúmulo
de galaxias cuya fragmentación da origen a halos (esferoides) galácticos. Por el
contrario, en el escenario con MOF las estructuras tienden a ensamblarse de lo pequeño
a lo grande. Debido a que las fluctuaciones de MOF sobreviven a todo tipo de
planchado (amortiguamiento) y a que las fluctuaciones de menor escala tienen más
amplitud que las de mayores escalas de acuerdo al espectro de potencias generado en la
Inflación, las primeras estructuras en formarse son las más pequeñas. En siguientes
fases colapsan escalas más y más grandes, incorporando en este proceso a las
anteriormente colapsadas, en una secuencia jerárquica. Las grandes estructuras se
forman igual que en el anterior escenario, en colapsos preferenciales en una dirección
dando origen a tortillas, filamentos y moños, solo que los halos galácticos en este caso
ya son parte de tales estructuras. Las galaxias en este escenario están constantemente
creciendo ya sea por agregación suave de materia o incorporación violenta de
estructuras anteriormente colapsadas (fusiones). Las observaciones pronto favorecieron
el segundo escenario, el jerárquico con MOF. Uno de los padres de este escenario,
mismo que hoy por hoy es el paradigma de la formación de estructuras cósmicas, es un
mexicano, Carlos Frenk, actualmente director del Instituto de Cosmología Numérica en
Durham, Inglaterra.
Las predicciones que hace el escenario jerárquico de MOF usando los parámetros
cosmológicos más realistas mencionados arriba están en excelente acuerdo con la
estructura tipo esponja del Universo que muestran las observaciones (Figura 5). Las
galaxias a pequeñas escalas suelen estar mucho más aglutinadas que a grandes escalas;
las caracterizaciones estadísticas que describen esto se reproducen bien en las
simulaciones numéricas con MOF. Claro, en la simulaciones lo que se tiene es la
distribución de toda la materia mientras que en las observaciones contamos sólo con lo
que “brilla”, las galaxias. No obstante, en el modelo jerárquico, donde las estructuras se
forman de lo pequeño a lo grande, la formación de las galaxias es un proceso
relativamente local; entonces a escalas mucho mayores que el tamaño de una galaxia la
distribución espacial de las galaxias debe trazar la distribución de la materia; ellas son
como las puntas que trazan la posición de los icebergs. Cabe mencionar que se planea
pronto elaborar mapas de la distribución directa de materia en el Universo. Para ello se
usará la técnica de las lentes gravitatorias débiles, es decir las deflexiones de los rayos
de luz que producen concentraciones de masas.
Figura 6. Distribución espacial de las partículas de materia oscura dentro de un cubo de 320 kpc (propios)
de lado, mostrado a varios épocas (corrimientos al rojo) y proyectadas de tal manera que la componente
visible de la galaxia al día de hoy (z = 0) se vea de canto. El panel a z=0.0 es un acercamiento dentro de
los 40 kpc mas internos del sistema, donde se encuentra el disco luminoso. Cada partícula es coloreada de
acuerdo al logaritmo de su densidad con una paleta que corre del rojo (más densas) al azul (menos
densas). Para está cosmología z=4, 2, 0.9 y 0.4 corresponden a edades, en miles de millones de años, de
1.6, 3.5, 6.6 y 9.9, respectivamente. (Esta figura fue tomada del artículo de Abadi et al.: 2003, ApJ, 591,
499, con el correspondiente permiso de los autores).
Colapso gravitacional y formación de halos galácticos. Las mínimas unidades que en
su conjunto conforman la estructura de esponja del universo simulado son los halos
(puntos o esferitas en la Fig. 5). Estas son estructuras esferoidales producto del colapso
gravitacional. Siendo la gravedad siempre atractiva se podría pensar que el colapso no
se detiene hasta llegar a un hoyo negro pues para la materia oscura, al ser no colisional,
no hay presión térmica. Sin embargo entran en acción los fenómenos colectivos.
Durante el colapso, el campo gravitacional de toda la estructura cambia tan rápido que
posibilita el intercambio eficiente de energía cinética entre las partículas; esto es, las
variaciones temporales en el potencial gravitacional toman el lugar de las colisiones de
un sistema colisional (gas). Este fenómeno, cuya misión es llevar al sistema a una
posición de equilibrio, se denomina con el oxímoron “relajación violenta”. El sistema
final que se forma tiene dimensiones extendidas y se llama halo oscuro. En su interior
se forman las galaxias y muchas de sus propiedades dependerán de las propiedades de
los halos y su historia de ensamblaje. De ahí la importancia de modelar y entender a
fondo a los halos oscuros.
Las simulaciones numéricas muestran que generalmente dentro de los halos sobreviven
halos más pequeños (subhalos). Así, dentro de halos de dimensiones de cúmulos de
galaxias, se encuentran cientos o miles de halos de dimensiones galácticas, en completo
acuerdo con lo que se observa. Sin embargo en las simulaciones se obtiene que en halos
de dimensiones galácticas también sobreviven centenas de subhalos. Si en los mismos
se forman galaxias, éstas serían enanas satélites. Alrededor de las galaxias como la
nuestra se observan solo 10-20 galaxias satélites, planteándose así el problema de la
subestructura (último panel de la Fig. 5). Una posible solución a este problema es
considerar materia oscura tibia en vez de fría. En este caso la mayoría de las semillas
que corresponden a escalas de galaxias enanas son borradas en el Universo temprano.
Simulaciones realizadas por nuestro grupo han mostrado que usando partículas exóticas
tibias (v. gr. neutrino estéril) se reduce el número de subhalos en los halos galácticos al
número de galaxias satélites que se observan. Es sorprendente cómo las propiedades de
las partículas elementales pueden influir tanto en las propiedades de las galaxias; una
demostración más de la continuidad del mundo físico, de la unión del micro con el
macrocosmos. El problema de la subestructura puede ser resuelto también manteniendo
la MOF pero introduciendo mecanismos astrofísicos que inhiben la formación estelar
dentro de los subhalos oscuros.
Los halos oscuros producidos en las simulaciones numéricas tienen un perfil de
densidad característico, casi universal, que poco depende de su masa, de los valores de
los parámetros cosmológicos o de la naturaleza de la materia oscura. Aún no se entiende
muy bien la física que hay detrás de estos perfiles. Hacia el centro del halo, la densidad
aumenta inversamente proporcional al radio. Afortunadamente existen cierto tipo de
galaxias cuyas estrellas y gas son prácticamente partículas de prueba del potencial
gravitacional que producen sus halos oscuros. Midiendo la velocidad de rotación de
estas galaxias se infiere que el perfil de densidad del mismo hacia el centro parece
aplanarse en vez de aumentar como en las simulaciones, planteando un problema
potencial para todo el escenario de MOF. Se han sugerido varias soluciones posibles a
este problema. Nuestro grupo ha mostrado, por ejemplo, que si las partículas de materia
oscura tienen una mínima capacidad de interactuar entre ellas (es decir son ligeramente
colisionales), entonces la densidad en el centro de los halos se hace constante. Pero
podría ser que de la observación de las curvas de rotación a la inferencia del perfil de
densidad del halo hay todavía efectos no bien entendidos que dan la falsa idea de un
aplanamiento en la densidad central.
Gas en acción: formación de galaxias. La cereza en el pastel de todo el escenario
jerárquico de MOF es predecir las propiedades de las galaxias brillantes. Pero vaya que
es compleja esta empresa pues entra en juego el gas (bariones) para el cual, aparte de los
procesos gravitacionales, hay que considerar los procesos hidrodinámicos, térmicos,
radiativos, turbulentos y magnéticos así como la formación de estrellas a partir del
mismo y la retroalimentación energética y química que ellas producen sobre el restante
gas. Los esfuerzos por tratar toda esta gama de procesos de una manera autoconsistente
en simulaciones cosmológicas han sido titánicos con resultados ambiguos. Las técnicas
desarrolladas para el tratamiento del gas incluyen los códigos Eulerianos o de malla, los
códigos Lagrangianos o de partícula y los códigos híbridos. Por el momento se ha
logrado simular con cierta precisión el comportamiento del gas a gran escala pero sin
incluir lo que pasa dentro de los halos pues entonces el intervalo de escalas involucradas
alarga el tiempo de cómputo a niveles prohibitivos. El gas es jaloneado
gravitacionalmente por las grandes estructuras filamentarias de materia oscura; en este
proceso es calentado a altas temperaturas teniendo que transcurrir mucho tiempo antes
que se enfríe emitiendo radiación. Sólo una vez que enfría pierde suficiente energía
como para poder ser atrapado por los halos oscuros y seguir cayendo hasta el centro de
ellos. Las simulaciones muestran que al día de hoy sólo un 40% de los bariones están
en realidad dentro de los halos formando galaxias. El resto de los bariones (que de por sí
son sólo el 4% del Universo) está en forma de gas muy caliente y difuso en los
filamentos; el descubrirlo es todo un reto observacional actualmente.
Las simulaciones numéricas a nivel de halos con gas para formar galaxias, han mostrado
que el proceso es complejo (Figuras 6 y 7). Los halos están en constante proceso de
crecimiento, a veces sufriendo duros golpes de otros halos que les caen. Esto tiene una
influencia directa sobre las propiedades de las galaxias que se encuentran en su interior.
Se han usado enfoques alternativos a los numéricos para simplificar el problema pero al
mismo tiempo poder introducir más ingredientes físicos así como poder simular muchas
galaxias.
Galaxias de disco. Los halos oscuros tienen diferentes grados de rotación, típicamente
muy lento. Sin embargo si el gas que está en ellos cae al centro conservando el
momento angular, su velocidad de rotación se irá incrementando, similar a la patinadora
que gira más rápido cuando encoge los brazos. El gas formará una estructura aplanada
(disco) con un radio que estará fijado por la cantidad de momento angular original del
halo. La masa del disco es proporcional a la masa del halo. No obstante en halos muy
masivos, el gas no alcanza aún a enfriarse y por ende a caer al centro; es por esto que no
hay galaxias visibles más masivas que unas diez veces nuestra Galaxia, aunque sí hay
halos oscuros mucho más masivos; ellos forman más bien los grupos y cúmulos de
galaxias y están repletos de gas caliente que emite en rayos X. La concentración del
disco dependerá del grado de rotación inicial del halo oscuro. Los discos más
concentrados transforman con más eficiencia su gas en estrellas en complejos procesos
que aún no se entienden muy bien. No obstante a nivel de todo el disco se puede
considerar que son las inestabilidades gravitacionales del mismo las que disparan el
colapso de nubes moleculares, dentro de las cuales luego nacen las estrellas. Pero el
proceso clave, el que determina el ritmo de formación estelar, es la autorregulación: del
gas frío se forman estrellas, pronto estas inyectan energía al medio interestelar,
principalmente las que explotan como supernovas, agitan nuevamente al gas y mientras
éste no disipe su energía turbulenta y térmica, se inhibe la formación estelar. Las
galaxias de disco sí que saben economizar su materia prima.
El metabolismo regulador de los discos hace que estos ahorren su gas. Pero además, en
el escenario jerárquico, debido a que los halos están creciendo con diferentes historias
de agregación de masa, la provisión de gas al disco es paulatina. Bajo el impulso de
Claudio Firmani, nuestro grupo ha desarrollado modelos de evolución de galaxias de
disco que toman en cuenta todos estos ingredientes físicos. Partiendo de las condiciones
cosmológicas iniciales y bajo ciertas suposiciones se puede seguir todo el proceso de
crecimiento de los halos oscuros, de los discos dentro de ellos, su formación estelar, la
retroalimentación, la evolución global de las estrellas, etc., y así predecir las
propiedades de las galaxias de disco en el presente y en el pasado. Estas propiedades
pueden ser entonces comparadas con las observaciones. Si el acuerdo es bueno, por un
lado se da entonces con la explicación de porqué son como son las galaxias, y por otro
se prueba la solidez de todo el escenario cosmológico usado.
Los modelos han sido exitosos. Se ha mostrado que muchas de las propiedades de las
galaxias tienen en realidad su origen en las condiciones iniciales dadas por el paradigma
jerárquico de MOF. Como ejemplo, mencionemos una relación misteriosa que se
descubrió en los años 70 entre la luminosidad L de las galaxias de disco y su velocidad
de rotación Vrot: L=CVrot3.3, donde C es una constante (relación de Tully-Fisher). La
luminosidad es proporcional a la masa en estrellas del disco mientras que Vrot indica el
potencial gravitacional producido por la concentración de masa en el sistema disco-halo.
Nuestros modelos mostraron claramente que esta relación entre L y Vrot no es más que
una huella de la amplitud de las fluctuaciones de densidad primigenias en función de su
masa (espectro de potencias), la cual, en el escenario jerárquico de MOF, casi no
depende de la masa justamente en las escalas galácticas.
Esferoides galácticos. Más o menos la mitad de las estrellas actualmente habitan en
esferoides, ya sean galaxias elípticas, ya sean bulbos de espirales. Entendemos cómo se
forman los discos y las estrellas dentro de ellas, pero ¿cómo se formaron los esferoides?
Resultados muy recientes parecen indicar una fracción significativa de bulbos se forman
de la evolución secular del disco. Los discos desarrollan en sus partes centrales barras
que apilan estrellas y gas del disco hacia el centro y, al calentarse dinámicamente y
disolverse, “engordan” al mismo en el centro originando así un bulbo. Pero con este
mecanismo no se podría explicar la transformación total de un disco en un esferoide.
Para formar galaxias elípticas se requiere de violentos choques y fusiones de discos.
El fenómeno de fusiones de halos (y de sus discos por ende) es más y más común hacia
el pasado en un escenario jerárquico de MOF. Posiblemente, en épocas cuando el
Universo tenía menos de la cuarta parte de su edad actual, la mayoría de los halos se
fusionaban con otros de similares tamaños. Los discos que emergían en sus centros eran
todavía mayormente de gas (pocas estrellas alcanzaron aún a formarse). La colisión de
los discos gaseosos más masivos posiblemente dio origen a las elípticas en un proceso
muy violento. Durante la fusión, los discos gaseosos se desordenan y el gas pierde
energía y momento angular precipitándose más hacia el centro, donde alcanza tales
densidades que brota exacerbadamente la formación estelar: miles de millones de
estrellas brillan al unísono envueltas en un denso capullo de polvo que reprocesa la
radiación del óptico al lejano infrarrojo y el sub-milimétrico. Este capullo luego es
sublimado por poderosos chorros de energía y materia que emergen del centro de la
galaxia donde un hoyo negro super-masivo está siendo alimentado con el gas que cae.
En esta fase el núcleo de la proto-elíptica brilla con todo su esplendor en el óptico y
ultravioleta y podemos verla como un cuásar. Pero no dura mucho así pues el gas que
alimenta al hoyo negro se agota y el cuasar se apaga quedando un enorme esferoide de
estrellas y un hoyo negro super-masivo al centro. Con el pasar del tiempo las estrellas
envejecen y no nacen nuevas pues no hay gas disponible; es por eso que hoy vemos a
las elípticas como galaxias típicamente viejas.
Figura 7. Distribución espacial de las partículas estelares dentro de un cubo de 320 kpc (propios) de lado,
mostrado a varios épocas (corrimientos al rojo) y proyectadas de tal manera que la componente visible de
la galaxia al día de hoy (z = 0) se vea de canto. El panel a z=0.0 es un acercamiento dentro de los 40 kpc
mas internos del sistema, donde se encuentra el disco luminoso. Cada partícula es coloreada de acuerdo a
su edad al momento en que se muestra usando una paleta que va del rojo al azul: el azul y el rojo
corresponden a edades por debajo de los 4 mil millones de años y por encima de los 10 mil millones de
años, respectivamente. Note que al comienzo de la formación estelar sólo puede haber estrellas jóvenes,
partículas azules, y que un disco delgado existe desde hace varios miles de millones de años. (Esta figura
fue tomada del artículo de Abadi et al. : 2003, ApJ, 591, 499, con el permiso correspondiente de los
autores).
El desarrollo tecnológico permite construir telescopios y detectores cada vez más
poderosos. Los telescopios son como máquinas del tiempo: mientras más lejos
observan, más hacia el pasado están escudriñando. Hoy en día los telescopios permiten
observar galaxias a todas las épocas, desde aquellas cuando posiblemente apenas se
estaban gestando las primeras (una décima de la edad actual) hasta las actuales. Como
era de esperarse, las galaxias en el pasado son muy diferentes a las del presente: la
evolución las transforma. Eran típicamente más pequeñas pero más luminosas pues
tenían más gas para formar estrellas; hoy en día el brillo promedio del Universo está ya
en declive, gran parte de las galaxias están en proceso de apagarse. También se observa
que en el pasado hubo gran actividad de formación estelar pero en el régimen de brotes
oscurecidos por polvo, aquel por el cual posiblemente se formaron las elípticas. Estas
observaciones se obtienen con detectores en el sub-milimétrico. México pronto contará
con el radiotelescopio en el sub-milimétrico más grande del mundo, una parabólica de
50 metros de diámetro.
PERSPECTIVAS: UNA EPOCA DORADA
La astrofísica y la cosmología están atravesando por una época dorada. Los
vertiginosos descubrimientos observacionales y la madurez de la teoría han permitido
esbozar un cuadro autoconsistente y sólido de la historia del Universo y sus principales
estructuras. No obstante, y por eso consideramos es una época dorada, todo este avance
ha propiciado el surgimiento de una gran cantidad de nuevas interrogantes y misterios
cuya respuestas en el futuro podrán definitivamente confirmar la validez o no de todo el
paradigma descrito en este Capítulo, pero por otro lado abrirán seguramente un nuevo
capítulo en la aventura científica de la humanidad. ¿Qué es la materia oscura? ¿Qué es
la energía oscura? ¿Cómo se originaron estas misteriosas componentes del Universo?
¿Cómo y cuándo se formaron las primeras estrellas y galaxias del Universo? ¿Cómo
emergieron las galaxias elípticas y sus estrellas en épocas tan tempranas como apuntan
las observaciones? ¿Cuál es el futuro de las galaxias actuales? Respuestas a estas y otras
interrogantes seguramente dispararán una verdadera revolución científica en los
siguientes años. Sígalas de cerca amigo lector.