Miguel Querejeta, es estudiante de astrofísica en la Universidad

Miguel Querejeta, es estudiante de
astrofísica en la Universidad Complutense
de Madrid, y fue becario de verano de
investigación del Instituto de Astrofísica de
Canarias (IAC).
Correo-e: [email protected].
John Beckman, es profesor de investigación del CSIC y del IAC.
Joan Font, es investigador postdoc del IAC.
Figura 1. Mosaico de imágenes en el ultravioleta de la
Galaxia de Andrómeda, M 31, tomadas por el telescopio
orbital GALEX. Edwin Hubble demostró que las «nebulosas
espirales» como M 31 son externas a nuestra Galaxia, la
Vía Láctea. La rotación de estas galaxias espirales era, por
lo tanto, algo necesario para evitar que colapsaran, pero la
explicación de este fenómeno supuso todo un reto para los
astrónomos. (NASA/JPL-Caltech)
L
as «nebulosas de forma espiral» ya llamaron en el siglo XVIII la atención de
cartografiadores del cielo como Charles
Messier. Hasta hace menos de un siglo,
sin embargo, no fue posible demostrar que estos
objetos son conjuntos enormes de estrellas que
están fuera de la Vía Láctea. En concreto, fue el
astrónomo americano Edwin Hubble quien dejó
claro en el año 1925 que estas estructuras con
apariencia de nubes difusas son externas a nuestra propia Galaxia. Para ello, utilizó a modo de
laboratorio las galaxias NGC 6822 y M 31 (aún
conocidas entonces como «nebulosas espirales»).
Realizando el seguimiento de ciertas estrellas cuyo
brillo varía periódicamente de forma conocida
(las estrellas Cefeidas), pudo calcular la distancia
a estas galaxias; comparando esta distancia con
el tamaño de la Vía Láctea, dedujo que se trata
de objetos que están claramente fuera de nuestra
Galaxia, mucho más lejos que las estrellas que
vemos por la noche a simple vista.
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Por lo tanto, las galaxias espirales que observamos con los telescopios son conjuntos independientes de nuestra Vía Láctea, formados por
millones de estrellas a modo de «universos isla».
Como consecuencia de esto, la rotación de las
galaxias espirales es un fenómeno completamente
necesario: si estas galaxias no presentaran un
movimiento de rotación, la gravedad haría que
colapsaran y desaparecieran. Pensemos en lo que
nos sucede cuando tomamos una curva en coche.
Al girar, nuestro cuerpo tiende a desplazarse hacia
fuera, siguiendo la dirección que llevábamos inicialmente (en física llamamos fuerza centrífuga a
ese empuje que sentimos). Lo mismo ocurre con
las galaxias: si las estrellas no se movieran, la
atracción gravitatoria provocaría que la galaxia se
comprimiera y se desvirtuara (igual que la Tierra
nos atrae a nosotros hacia el centro); si, por el
contrario, las estrellas están girando alrededor del
centro de la galaxia, la fuerza centrífuga dirigida
hacia el exterior podría evitar el colapso gravita-
La asombrosa rotación de las
galaxias espirales
Miguel Querejeta, John Beckman y Joan Font
Podríamos decir que en el Universo todo está en movimiento: la
Luna gira alrededor de la Tierra; la Tierra alrededor del Sol; y hoy en
día sabemos que la totalidad de las estrellas de la Vía Láctea, incluyendo a nuestro Sol, están en constante movimiento alrededor del
centro galáctico. Dentro de toda esta danza cósmica, la rotación de
las galaxias espirales provocó una gran sorpresa en la astrofísica del
siglo XX, e incluso hoy en día muchos astrofísicos dedican su tiempo
al estudio y la medición precisa de este fenómeno.
torio. Así pues, es completamente natural que las
galaxias roten, y los astrónomos esperaban poder
detectar ese movimiento de alguna forma.
En un principio, se pensó que las galaxias
espirales giraban como discos sólidos. Según este
modelo intuitivo, los brazos espirales tendrían una
naturaleza material, compuestos siempre por las
mismas estrellas, y no cambiarían su forma con
el tiempo: se mantendrían rígidos, dando vueltas
eternamente. Sería como si sacáramos una fotografía de la galaxia y la giráramos alrededor de un eje
que pase por su centro. Sin embargo, una de estas
rotaciones galácticas tarda cientos de millones de
años en producirse, por lo que resulta imposible
observar el desplazamiento de las estrellas en
nuestras relativamente cortas escalas de tiempo.
Las primeras medidas cuantitativas de la rotación de las galaxias se llevaron a cabo utilizando
el efecto Doppler. Este efecto permite determinar
la velocidad de cada punto de una galaxia respecto al observador, ya que se produce un cambio
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proporcional a esa velocidad en la longitud de
onda de la luz que detectamos. No escuchamos
igual de aguda la sirena de un coche de bomberos
cuando este se acerca o se aleja de nosotros, y en
el momento en que pasa a nuestro lado percibimos
un cambio característico de tono. La luz, al igual
que el sonido, es una onda, y existe un fenómeno
análogo a la sirena de los bomberos en la luz
que emiten las galaxias. Midiendo la longitud de
onda de esta luz podemos conocer la velocidad
relativa para las distintas regiones del objeto que
nos interesa.
Y es aquí donde nos encontramos con la gran
sorpresa a la que se enfrentaron los astrónomos
al medir esas velocidades. Si el modelo intuitivo
que explicábamos antes fuera cierto, es decir,
si la estructura espiral estuviera dando vueltas
rígidamente, esperaríamos registrar una velocidad angular constante (y esto quiere decir que la
velocidad lineal aumentaría de forma uniforme
con el radio). Pues bien, las velocidades lineales
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La asombrosa rotación de las galaxias expirales
Figura 2. La fila superior representa el movimiento de dos estrellas alrededor del centro
de la galaxia en el caso en que la rotación se produjera como un disco sólido (primera
columna) y como se observa en la realidad (segunda columna: la velocidad angular es
mayor para radios más pequeños). En el caso del disco sólido, cuando la estrella interior ha realizado media rotación, la estrella exterior ha llevado a cabo igualmente media
vuelta; en el segundo caso, en cambio, cuando la estrella interior ha dado media vuelta,
la exterior solo ha girado un cuarto.
La fila inferior muestra las correspondientes gráficas de velocidad lineal frente a radio
(conocidas como curvas de rotación): en el primer caso la velocidad angular es constante,
y, por lo tanto, la velocidad lineal crece uniformemente; en el segundo caso, la curva de
rotación es plana (velocidad lineal constante), por lo que la velocidad angular disminuye
si aumentamos el radio. (Cortesía M. Querejeta)
medidas mediante el efecto Doppler resultaron
ser parecidas para los distintos radios (lo que se
conoce como «curva de rotación plana»), y esto
quiere decir que la velocidad angular no es constante a lo largo de la galaxia. Así, en el tiempo en
que una estrella del interior realiza una rotación
completa, una estrella más externa puede haber
completado solo media vuelta o un cuarto, por
ejemplo. Como el interior de la galaxia gira más
rápido, en un par o tres de rotaciones la estructura
espiral estaría tan retorcida que sería imposible
distinguir la estructura espiral: no veríamos más
que una gran maraña desordenada.
Además del problema que supone el enmarañamiento de la galaxia espiral, estos espectaculares
astros atesoraban otro enigma importante. Si
examinamos con atención una de estas galaxias
espirales, veremos más estrellas gigantes azules
en los brazos que en otras zonas, y por eso los
brazos espirales tienden a parecernos más azulados, mientras que las zonas interiores se nos
presentan como rojizas. Por lo tanto, cualquier
hipótesis que pretenda explicar la estructura de
las galaxias espirales tendrá que responder a estas
dos cuestiones: por qué la estructura espiral no se
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enmaraña, desapareciendo, y por qué encontramos
más estrellas gigantes azules en los brazos espirales que en las zonas interiores.
En 1963 el astrónomo sueco Bertil Lindblad
propuso un modelo para los brazos espirales de las
galaxias, relativo solamente a las poblaciones estelares, que explicaba los brazos como el producto
de una onda de densidad propagándose por el
disco. Un año más tarde, en 1964, los astrónomos
Chia-Chiao Lin y Frank Shu sentaron las bases de
la teoría más aceptada que daba respuesta a las
dos cuestiones explicadas más arriba. Su hipótesis viene a defender que los brazos espirales no
son más que una especie de ilusión óptica: serían
regiones que en un momento concreto presentan
una mayor densidad que el resto. Una perturbación de tipo ondulatorio haría aparecer esas zonas
de mayor densidad, y esa perturbación sí que
se propagaría con velocidad angular constante,
como las agujas de un reloj. Uno de los puntos
conceptuales más importantes de esta teoría es el
siguiente: las estrellas que vemos en esos brazos
espirales de mayor densidad no rotarían junto
con los brazos, en general, sino que la mayoría
de las estrellas estarían entrando y saliendo de la
estructura espiral constantemente.
Para ilustrar este último punto, podemos recurrir a una metáfora. Pensemos en los atascos que a
menudo se producen en las carreteras (uno de esos
que nos encontramos cuando llevamos más prisa).
Miremos ahora este atasco desde arriba, tal y como
lo vería un satélite que nos estuviera espiando.
Cierta perturbación (unas obras en la carretera,
por ejemplo) provoca que los coches se acumulen,
de forma que encontramos una mayor densidad de
automóviles en una zona de la carretera (el atasco),
mientras que por delante y por detrás la densidad
es menor. Pero, en general, los coches continúan
circulando: no son siempre los mismos automóviles
los que están en el embotellamiento, a pesar de que
la posición del atasco permanezca inalterada o se
mueva más despacio que los vehículos.
En las galaxias encontramos un fenómeno
similar al que observamos en los atascos. La zona
de mayor densidad (los brazos espirales) es el
análogo del atasco en la carretera, ya que por esa
zona de mayor densidad pasan las estrellas, que
en general no se mueven junto con la estructura
espiral. Además, este modelo explica por qué
encontramos más estrellas gigantes azules en los
brazos: en esas regiones de mayor densidad el
gas se comprime, y, como consecuencia de esto,
aumenta la tasa de formación estelar. La clave está
en que las estrellas gigantes azules viven menos
tiempo que las demás (consumen su combustible
más rápido, el hidrógeno); por eso encontramos
las estrellas azules cerca de donde se crearon,
en los brazos espirales, ya que mueren cerca de
donde nacieron al no haber tenido casi tiempo
para desplazarse.
La asombrosa rotación de las galaxias expirales
Resumiendo, el modelo de ondas de densidad
propuesto por Lin y Shu es exitoso por dos motivos: por un lado, explica por qué los brazos espirales no se deshacen (las estrellas y la estructura
espiral no giran en general con la misma velocidad) y también responde a la pregunta de por qué
encontramos más estrellas azules en los brazos.
Nosotros medimos directamente la velocidad de
las estrellas, no la del patrón espiral; por lo tanto,
no es contradictorio que el patrón espiral gire
como las agujas de un reloj, con velocidad angular
constante, mientras que las estrellas lo hacen con
velocidades angulares variables.
Con lo que hemos dicho, es natural que surja
la siguiente pregunta: si son esas velocidades
variables las que medimos, ¿es posible determinar
la velocidad uniforme del patrón espiral? Obtener
esa cantidad tiene gran importancia en el marco
de la cosmología, puesto que la velocidad de
patrón posee implicaciones en la distribución de la
materia oscura. Una gran fracción de las galaxias
espirales muestran una barra en el centro, y la
velocidad a la que gira esta barra (que no tiene por
qué coincidir con la velocidad del patrón espiral
exterior) nos puede ayudar a saber si las galaxias
están rodeadas por un halo de materia oscura. A su
vez, los astrofísicos barajan la posibilidad de que
las diferentes velocidades de patrón (por ejemplo,
la de la barra y la estructura espiral) den lugar a
acoplamientos entre las distintas resonancias.
Como la velocidad angular de la galaxia se
reduce al aumentar el radio, esa velocidad angular no coincidirá en general con la velocidad
constante del patrón espiral. Aun y todo, deberá
haber un radio especial en el que las estrellas giren
precisamente con la velocidad de la estructura
espiral: en el interior de ese círculo, las estrellas
adelantan periódicamente a los brazos espirales,
mientras que de ese radio hacia fuera ocurre lo
contrario, son los brazos espirales los que adelantan a las estrellas con cierta frecuencia. Ese
círculo especial en el que las estrellas giran con
el patrón espiral recibe el nombre de corrotación,
y determinarlo equivale a encontrar la velocidad
de patrón, puesto que hay una ecuación que los
relaciona. Se han desarrollado diferentes métodos
para localizar la corrotación, los más simples
basados en la morfología. Puede deducirse la
posición de la corrotación asumiendo que cierta
estructura corresponde a una órbita concreta; por
ejemplo, la identificación de estructuras anulares
con órbitas especiales permite estimar este valor.
Otros métodos utilizan el mapa de velocidades
de la galaxia para determinar dicha posición (por
ejemplo, el método de Tremaine-Weinberg). Por
último, se han dedicado grandes esfuerzos a intentar reproducir el comportamiento de las galaxias
espirales mediante simulaciones hidrodinámicas,
y en algunos casos es posible acotar el valor de la
velocidad de patrón a partir de esta información.
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Figura 3. Galaxia espiral M 51 (galaxia del remolino, en la constelación de Canes Venatici).
El diagrama inferior muestra esquemáticamente los brazos espirales de esta galaxia, con
la posición del círculo de corrotación indicada por la línea discontinua. Dentro de la corrotación, las estrellas adelantan al patrón espiral (estrella 1), mientras que fuera (estrella 3)
es el patrón espiral el que adelanta a las estrellas. En el círculo de corrotación (estrella
2) las estrellas giran solidariamente con la estructura espiral, puesto que tienen la misma
velocidad. (M 51: S. Beckwith –STScI–, Hubble Heritage Team –STScI/AURA–, ESA, NASA.
Diagrama cortesía M. Querejeta)
En el Instituto de Astrofísica de Canarias se
ha desarrollado recientemente un nuevo método
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La asombrosa rotación de las galaxias expirales
Figura 4. La galaxia espiral barrada NGC 1365, fotografiada con
la cámara infrarroja HAWK-I en el telescopio VLT. Esta galaxia
se encuentra en la constelación de Fornax a unos 60 millones
de años luz de distancia. (ESO/P. Grosbøl)
para determinar la posición de la corrotación. Este
nuevo método se basa en el estudio de los mapas
de velocidades no circulares de las galaxias, y su
aplicación es posible gracias a la gran calidad de
los datos observacionales con los que contamos
hoy en día. Se trata de un método más sencillo
que los aplicados hasta ahora, ya que únicamente
se basa en la idea de que cerca de la corrotación u
otras resonancias se produce un cambio brusco en
el sentido de las corrientes de gas inducidas por la
onda de densidad. De esta manera, si sustraemos
la curva de rotación (velocidades circulares) de
las velocidades medidas, encontraremos un mayor
número de cambios de signo de la velocidad no
circular cerca de las resonancias. Los resultados
de aplicar este método tan directo a ocho galaxias
ya estudiadas en la bibliografía han sido muy
prometedores, ofreciendo valores casi siempre
compatibles con los anteriores y dando lugar a
mayores precisiones. Próximamente se publicará
un estudio más detallado llevado a cabo por los
autores de este artículo, y en el que el método se
aplica a más de cien galaxias con gran éxito.
En resumen, explicar la rotación de las galaxias
espirales ha supuesto, y sigue suponiendo, una
gran reto astronómico. Cada día parece más claro
que la bella hipótesis propuesta por Lin y Shu en
los años 60 permite explicar con éxito la existencia
y perseverancia de la estructura espiral. Según
esta teoría, los brazos espirales son una onda de
sobredensidad de estrellas, gas y polvo que se
propaga a velocidad angular constante alrededor
del centro galáctico. En este marco, y por sus
grandes implicaciones cosmológicas, resulta de
una enorme importancia determinar con precisión
la velocidad de patrón de las galaxias, o, equivalentemente, la posición de la corrotación: ese
círculo en el que las estrellas giran precisamente
a la misma velocidad que la estructura espiral. El
método recientemente desarrollado en el Instituto
de Astrofísica de Canarias supone un gran paso
en este sentido, ya que se trata de una técnica
mucho más directa que las utilizadas hasta ahora
y, con toda probabilidad, será capaz de proporcionar niveles de precisión en la corrotación nunca
alcanzados hasta el momento.
Figura 5. El grupo conocido como Quinteto de Stephan, en la
constelación de Pegaso, es uno de los cúmulos de galaxias más
populares. La galaxia azulada de la esquina superior izquierda,
NGC 7320, se sitúa a unos 40 millones de años luz, mientras
que las otras cuatro, de tono anaranjado y que se encuentran
unidas gravitatoriamente, están siete veces más lejanas, a 290
millones de años luz. Imagen realizada por el Telescopio Espacial Hubble. (NASA, ESA, y el Hubble SM4 ERO Team)
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La asombrosa rotación de las galaxias expirales
Figura 6. A la izquierda, composición de tres imágenes en tres filtros de banda ancha de las galaxias
interactivas NGC 5426 y NGC 5427, que componen
el sistema Arp 271, situado a unos 90 millones de
años luz en la constelación de Virgo. A la derecha,
mapa de velocidad de las mismas galaxias hecho
con el instrumento GHaFaS, montado en el telescopio William Herschel. El mapa de velocidad permite
distinguir claramente la estructura cinemática de
ambas, y se emplea para detectar gas expulsado
del disco de NGC 5426 durante su paso por detrás
de NGC 5427, que cae sobre ésta desencadenando
brotes de formación estelar en su disco. (Imagen
galaxias: Gemini Observatory/GMOS-South/NSF.
Mapa de velocidades: Cortesía J. Beckman, IAC)
BIBLIOGRAFÍA
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• Debattista, V. & Sellwood, J. A., 1998, The Astrophysical Journal Letters, 493, 5.
• Binney, J. & Tremaine, S., 1987, Galactic Dynamics (Princeton University Press).
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