Download Materia oscura en galaxias espirales 30-12

Materia oscura
en galaxias espirales
•
Según parece, gran parte de la materia de las
•
galaxias espirales ni emite luz ni se concentra
en las proximidades del núcleo de las mismas
•
Vera C. Rubin
D
sión,
espués de haber obtenido prue­
bas (en el decenio de 1920) de
que el universo está en expan­
resulta
razonable
en las galaxias constituye un índice fi­
dedigno de la distribución de masa en
el universo.
preguntarse:
La autora y sus colegas del Departa­
¿Continuará expandiéndose indefinida­
mento de Magnetismo Terrestre de la
mente, o existe en él suficiente masa
Institución Carnegie de Washington
para que la atracción mutua de sus
han tratado de responder a esas pre­
componentes frene el ritmo de expan­
guntas midiendo la velocidad de rota­
sión y termine por detenerla? La mayo­
ción de ciertas galaxias, escogidas a
ría de Jos cosmólogos están de acuerdo
diversas distancias de sus centros de ro­
en dos puntos: el universo se inició en
tación. Desde hace tiempo se sabe que,
una
gran
explosión
hace
10.000
o
fuera del núcleo brillante de una gala­
20.000 millones de años, a partir de un
xia espiral típica, la luminosidad de ésta
estado infinitamente pequeño y denso,
decrece rápidamente a medida que nos
y, desde entonces, se ha mantenido en
alejamos del centro. Fuera del núcleo,
ininterrumpida expansión.
Se calcula
la velocidad de rotación debería decre­
que la densidad crítica de la materia ne­
cer inversamente a la raíz cuadrada de
cesaria para frenar la expansión y "ce­
la distancia, de acuerdo con la ley de
rrar"
de
Kepler para la velocidad orbital de los
5 X 10-30 gramos por centímetro cúbi­
cuerpos en el sistema solar. Pero no di­
CO, Jo que viene a representar tres áto­
ce eso lo hallado: la velocidad de rota­
el
universo
es
del
orden
mos de hidrógeno por metro cúbico. La
ción de las galaxias espirales, en una
cantidad de materia luminosa en forma
muestra variada, permanece constante
de galaxias, sin embargo, se cifra en
al aumentar la distancia al centro o bien
unos 7,5 X 10-32 gramos por centíme­
aumenta ligeramente al alejarse del
tro cúbico. Por tanto, para que se detu­
centro, dentro de lo que permiten las
viera la expansión del universo la densi­
medidas. Este resultado, inesperado,
dad de la materia invisible tendría que
indica que la disminución de masa lu­
multiplicar, unas 70 veces, la densidad
minosa con la distancia al centro queda
de materia luminosa.
compensada por un aumento de la ma­
Teniendo en cuenta este factor, los
sa no luminosa.
astrónomos han tratado de determinar,
a Jo largo de Jos últimos cincuenta años,
la masa de las galaxias que pueblan el
universo hasta Jos límites de observa­
N
uestros resultados, junto con Jos de
otros muchos investigadores que
han abordado la cuestión de la masa
ción. Fundados en la luminosidad de
desde puntos de vista diferentes, per­
las galaxias típicas, estiman que éstas
miten afirmar con alguna garantía que
tienen una masa que varía desde miles
la distribución de la luz no es un indica­
de millones hasta billones de veces la
dor válido de la distribución de la masa
masa del Sol. La población estelar real
en las galaxias ni en el universo en
de una galaxia es, por supuesto, muy
cuanto tal. Una alta proporción de la
variada. Hay estrellas 10.000 veces más
masa del universo, que llega al 90 por
luminosas que el Sol por unidad de ma­
ciento, no está radiando a longitud de
sa; otras muestran sólo una pequeña
onda alguna con intensidad suficiente
fracción de la luminosidad de éste. An­
para poderse detectar en la Tierra. En
te tamaña diversidad, valdría la pena
un comienzo, Jos astrónomos aludían a
saber si la distribución de luminosidad
la componente no luminosa bajo el epí-
58
l.
GALAXIAS ESPIRALES, cuya masa invisible
ha sido investigada por la autora. Pertenecen a tres
categorías principales: Sa, Sb y Se. Dentro de cada
t
"' ·
•
..
•
•
..
. .
•
•
..
.
..
.
.
•
. .
•
•
clase, las galaxias varían enormemente en tamaño
y
luminosidad. Se
reproducen aquí nueve ejemplos en imágenes negativas en las cuales 1,2
centímetros representan 10 kiloparsec (32.600 años-luz). En la parte
superior se recogen tres galaxias Sa, tres galaxias Sb en la fila central y, en la parte
inferior, tres galaxias Se. En la transición de la clase Sa a la clase Se, el núcleo
mengua con respecto al disco y la estructura espiral se hace más pronunciada.
59
50
ellos y de qué modo su respuesta nos
MERCURIO
desvela la distribución de materia en
gran escala.
Hacia finales del siglo xvn, Robert
o
o
z
�
(.!)
w
(/)
a:
o
0..
(/)
o
a:
fw
Hooke sospechó que los planetas esta­
40
ban sometidos a una fuerza gravitatoria
por parte del Sol, cuya intensidad de­
VENUS
crecía inversamente con el cuadrado de
la distancia. Isaac Newton advirtió en­
30
tonces que todos los pares de objetos
TIERRA
del universo ejercían una atracción gra­
::¡;
o
vitatoria mutua, proporcional al pro­
g
ducto de sus masas e inversamente pro­
-'
-'
porcional al cuadrado de la distancia
¡¡;
entre ellos. Dicho de otra manera, si la
<(
f-
a:
o
o
<(
o
distancia entre los objetos se multiplica
por dos, por ejemplo, su atracción mu­
u
tua queda dividida por cuatro.
o
Para los planetas en órbita alrededor
-'
w
>
URANO
NEPTUNO
del Sol, lo que viene a significar toda la
PLUTON
masa del sistema solar, la disminución
de la atracción gravitatoria con la dis-
0
._______.�-_____...�._____
..
_¡_______¡________¡
o
10
20
30
40
50
DISTANCIA MEDIA AL SOL (UNIDADES ASTRONOMICASI
2. LEY DE KEPLER para la velocidad orbital de los planetas en el sistema solar, en el que más del99 por
ciento de la masa total reside en el Sol. Dicha ley proporciona la curva representada. La velocidad orbital
decrece en razón inversa de la raíz cuadrada de r, la distancia media del planeta al Sol. La distancia
aparece aquí medida en unidades astronómicas; una unidad astronómica (U.A.) es la distancia media
entre la Tierra y el Sol. Plutón, a39 ,5 U.A., está 100 veces más lejos del Sol que Mercurio, a 0,39 U.A. La
velocidad orbital de Mercurio es de 47,9 kilómetros por segundo; la velocidad orbital de Plutón será,
pues, de una décima parte, o 4 ,7 kilómetros por segundo (47,9 x 1/VIOO). Para la autora las velocidades
orbitales de las estrellas en una galaxia espiral discrepan fuertemente de una distribución kepleriana.
tancia se acompaña, exactamente, de
una disminución de la velocidad necesaria para mantener el planeta en su ór­
bita. Por tanto, Mercurio, que está a
0,39 unidades astronómicas del Sol (es­
to es, 0,39 veces la distancia media en­
tre la Tierra y el Sol), tiene una veloci­
dad orbital de unos 47,9 kilómetros por
segundo. Plutón, 100 veces más lejos a
una distancia media de 39,5 unidades
astronómicas, posee una velocidad or­
bital que es sólo la décima parte de la
grafe de "materia perdida". Hoy se
nieron, pues, las primeras indicaciones
de Mercurio, o sea, 4,7 kilómetros por
acepta que no se ha perdido: simple­
de que tales cúmulos alojan materia lu­
segundo. Las galaxias espirales giran
mente, no se ve. Esa materia oscura
minosa y no luminosa.
podría encontrarse en estrellas de ex­
Siguieron otros trabajos que apoya­
porque retienen el momento cinético y
el momento orbital de las bolsas inicia­
trema debilidad y poca masa, en gran­
ban dicha conclusión. Estudios de la di­
les de gas a partir de las cuales se for-
des planetas como Júpiter o en aguje­
námica de distintas galaxias, la nuestra
maron.
ros negros, pequeños o de gran masa.
incluida, de pares de ellas, de grupos y
Entre otros candidatos se encuentran
cúmulos galácticos apuntan hacia una
los neutrinos (en el caso de que tuvie­
componente de masa, aunque inobser­
ran masa, como sugieren trabajos re­
vable, ubicua. Detectan la presencia de
cientes) y partículas hipotéticas tales
masa no luminosa a través, sólo, de sus
lites) están todos en órbita alrededor de
como monopolos magnéticos o los gra­
efectos gravitatorios.
un centro común. Al igual que los pla­
vitinos.
E
n una galaxia espiral, el gas, polvo
y estrellas del disco galáctico (jun­
to con los planetas asociados y sus saté­
A lo largo de los últimos años, W.
netas en el sistema solar, el gas y las
A principios de siglo, los astrónomos
Kent Ford, Jr., Norbert Thonnard, Da­
estrellas se mueven en respuesta a la
consideraban razonable suponer que la
vid Burstein y la autora se han empeña­
atracción gravitatoria combinada de to­
distribución de materia luminosa, don­
do en desentrañar la distribución de
das las demás masas. Si se imagina la
dequiera que se enco'ntrase, coincidía
masa del universo investigando la dis­
galaxia como un esferoide, la atracción
con la distribución de masa. Hasta que
tribución de materia en el interior de
gravitatoria debida a la masa M" ya­
Sinclair Smith y Fritz Zwicky, del Insti­
las galaxias cuya estructura fuera simi­
cente en el centro, y un objeto de masa
tuto de Tecnología de California, des­
lar a la de la nuestra: la clase general de
cubrieron, hará unos 50 años, que en
galaxias espirales. Hemos adoptado es­
algunos grandes cúmulos de galaxias
te enfoque porque las galaxias espirales
m, en una órbita ecuatorial a una dis­
tancia r del centro, viene dada por la
ley de Newton GmM,J?
mV/Ir,
los individuos componentes se movían
tienen una geometría favorable parala
donde vr es la velocidad orbital.
a una velocidad tal que su atracción
identificación de masa, tanto si es lumi­
Cuando en esta ecuación se despeja
gravitatoria mutua era insuficiente para
nosa como si no lo es, y los grandes te­
=
evitar la desintegración del cúmulo.
lescopios modernos, equipados con es­
V" el valor de m se elimina y la veloci­
dad de un cuerpo a una distancia r del
Por consiguiente, o esos cúmulos se es­
pectrógrafos con intensificador de ·imá­
centro queda determinada solamente
taban disolviendo, o bien existe en ellos
genes, permiten completar la explora­
por la masa Mr situada hacia el interior
suficiente materia oscura para mante­
ción de una galaxia con unas tres horas
de su posición. Si, como pasa en el sis­
nerlos unidos. Los datos disponibles
de exposición. Antes de relatar nuevas
tema solar, la masa está en la proximi­
abonan una configuración estable de
observaciones, conviene describir có­
dad del centro, entonces las velocida­
esos agregados galácticos. Las observa­
mo responden los objetos celestes a las
des a distancia
ciones pioneras de Smith y Zwicky reu-
fuerzas gravitatorias que actúan sobre
la relación de 11?. Este decrecimiento
60
r
del centro decrecen en
3.
·
ESPECTRO DE LA GALAXIA ESPIRAL NGC
7541
po de exposición fue de
registrado con el
autora y
dista
W. Kent Ford, Jr. NGC 7541 es una galaxia espiral del tipo Se que
60 megaparsec. (Un megaparsec vale 3,26 millones de años-luz.) El tiem-
espectroscopio. Se
minutos. La galaxia se ve a la izquierda tal como
examina
de la velocidad orbital se llama keple­
pudieran confirmar o refutar esta supo­
riano en honor de Johannes Kepler,
sición, hasta épocas recientes.
aquí
la· luz
procedente de todo
el disco.
teados de segmentos luminosos brillan­
tes y definidos. El paso del tipo Sa al
A pesar de la extrema diversidad de
que fue el primero en formular las leyes
114
aparece en un monitor de televisión en la sala de mandos del observatorio. La
línea oscura que atraviesa la galaxia muestra la orientación de la rendija del
telescopio de cuatro metros del Observatorio Nacional de Kitt Peak por la
tipo Se corresponde a un alisamiento de
formas de las galaxias espirales, los as­
la protuberancia central y un aumento
En toda galaxia, el brillo presenta un
trónomos han logrado agruparlas en
de la prominencia del disco que gira a
su alrededor. La hipótesis de que el dis­
del movimiento planetario.
agudo máximo cerca del centro y dismi­
tres clases, siguiendo un esquema pro­
nuye rápidamente con la distancia. Du­
puesto hace unos 60 años por Edwin P.
co gira se apoya en sencillos razona­
rante mucho tiempo, los astrónomos
Hubble. Las designadas Sa se distin­
mientos dinámicos.
supusieron que la masa decrecía tam­
guen por su gran protuberancia central,
bién rápidamente con la distancia, de
rodeada de brazos lisos estrechamente
acuerdo con la distribución de lumino­
arrollados, donde los "nudos", o regio­
sidad.
nes brillantes, difícilmente pueden re­
luminosidad. Así, las galaxias Se varían
solverse.
Las galaxias Sb tienen una
desde objetos pequeños de poca masa y
progresivas del centro tuvieran veloci­
protuberancia central menos pronun­
baja luminosidad hasta galaxias de ma­
dades orbitales keplerianas decrecien­
ciada y brazos más abiertos, con nudos
sa y luminosidad enormes.
tes. No se habían hecho apenas obser­
más pronunciados. Las Se, por último,
completo, por tanto, el estudio de la di­
vaciones de velocidad en las débiles re­
se caracterizan por un núcleo central
námica de las galaxias debería incluir
giones exteriores de las galaxias que
pequeño y brazos bien separados, mo-
no sólo objetos con variación de tipos
Se esperaba, en consecuencia,
que las estrellas situadas a distancias
EMISION
DE LA
GALAXIA
ROTACION DE
LA GALAXIA
ALEJANDOSE
DEL
OBSERVADOR
�
\,
'
1�
1
l
1
j
AZUFRE
IONIZADO
1
1
1
1
1
1 1
.
1
l
1
··'
1-"
�·
1
1
1
:
ROTACION DE
LA GALAXIA
HACIA EL
OBSERVADOR
1 1
l
1
1
·¡
'
'
i
1
.,
1
MOLECULAS
HIDROXILO
EMISION DEL
CIELO NOCTURNO
1
ll
L RAYA ALFA DEL HIDROGENO
LONGITUD DE ONDA CRECIENTE
1
111 11 11 1 1111 1 111
MOLECULAS DE HIDROXILO
----7
procedentes
rotación esté arrastrando las estrellas y el gas hacia el observador o alejándo­
las estrellas brillantes en la galaxia [véase la figura precedente]. '�d mayoría
la expansión general del universo; por consiguiente, la línea alfa del hidróge­
4.
LINEAS DE EMISION, en el espectrograma de NGC
:
11 11 111 1
1
ATOMOS DE OXIGENO
RENDIJA DEL
ESPECTROGRAFO
Para ser
1 1
)
:·
·:)y
\ •
LINEAS DE
EMISION
\ •
CORRIDAS
.!\- ·., -�·
HACIA EL AZUL "\ •
7'-
) ''
1 �'
en�ro de cada �l�se existen v�ria­
.
cwnes ststemattcas en tamano y
1•
d
@¡
1 '+:
NITROGENO IONIZADO
1
\'\
LINEAS DE
'
EMISION
•
CORRIDAS
HACIA EL ROJO ,· .; :t>'¡
i
�
¡
1�
NITROGENO IONIZADO
RAYA ALFA DEL HIDROGENO
D
7541,
de dos fuentes: la luz nocturna y los átomos de las nubes de gas que rodean a
de las líneas del cielo nocturno, que se extienden a lo largo de toda la anchura
del espectrograma, proceden de moléculas de hidroxilo (OH) de la atmósfera
terrestre. La rotación de NGC
7541
corre la posición de las líneas de emisión
procedentes del disco de la galaxia, bien hacia una longitud de onda más corta
(más azul) o bien hacia una longitud de onda mayor (más roja), según la
las del mismo. La propia galaxia se está alejando del observador en virtud ite
no procedente del gas en la galaxia estará corrida hacia el rojo con respecto a
la posición de la misma línea en la luz nocturna. El corrimiento es una medida
de la velocidad de alejamiento de la galaxia. La inclinación de las líneas de
emisión galácticas muestra que la velocidad orbital de las estrellas y del gas
del disco galáctico crece con la distancia desde el centro de la galaxia.
61
morfológicos, sino también objetos con
Los corrimientos Doppler son cam­
variación de luminosidades.
Solamente en el caso de las estrellas
en expansión: aleja, de la nuestra, a ca­
bios en la frecuencia de las ondas que
si todas las demás galaxias y las separa,
proceden de una misma fuente, causa­
cada vez más, unas de otras. Como re­
más cercanas de nuestra galaxia pode­
dos por el movimiento de acercamiento
sultado del trabajo de Smith y Zwicky,
mos detectar el movimiento observan­
de ésta hacia el observador o de aleja­
se sabe que en las parejas, grupos y cú­
do la posición cambiante de la estrella
miento del mismo. Cuando se registra
mulos de galaxias, el campo gravitato­
frente al fondo de estrellas más distan­
el espectro del núcleo brillante de una
rio local sobrepasa a la expansión gene­
tes y galaxias de la esfera celeste. En la
galaxia espiral, las líneas de absorción
ral, lo que implica que estas densas
propia galaxia de Andrómeda, la de ti­
originadas por las estrellas constituyen­
aglomeraciones de materia permanez­
po espiral más cercana a la nuestra, una
tes aparecen corridas hacia las longitu­
can unidas. Aunque las distancias entre
estrella dotada de una velocidad de 200
des de ondas mayores (rojo) del espec­
los cúmulos de galaxias están crecien­
kiló�etros
tro, comparadas con las mismas líneas
do, las distancias entre las galaxias den­
comparable a la del Sol) tardaría 20.000
de un espectro obtenido en un labora­
tro del cúmulo permanecen poco me­
años en recorrer un segundo de arco en
torio de la Tierra. Tales corrimientos
nos que invariables. Slipher observó
el cielo. Se trata de la menor separa­
hacia el rojo en los espectros de todas
también que los espectros de las distin­
ción angular que se pueda detectar óp­
las galaxias, salvo las más cercanas,
tas galaxias ofrecían información adi­
por
segundo
(velocidad
ticamente desde la Tierra. Para estu­
muy pocas, fueron observados por pri­
cional sobre los movimientos de las es­
diar los movimientos de las galaxias se
mera vez hacia 1915 por V. M. Slipher,
trellas y del gas dentro de la galaxia.
recurre a un método diferente, basado
del Observatorio Lowell; proporcionan
Si el disco de una galaxia espiral está
en el corrimiento Doppler.
una indicación de que el universo está
orientado de tal manera que el plano se
halle fuertemente inclinado con respec­
to a la visual desde la Tierra, la rota­
ción de la galaxia arrastrará las estrellas
y el gas de un lado del disco hacia nues­
tra galaxia y alejará de ella a las que
descansen en el otro lado. Las líneas es­
pectrales de la materia que se acerca se
correrán, por tanto, hacia el azul, es
decir, aumentarán de frecuencia, mien­
tras que las de la materia que se aleja se
correrán hacia el rojo, esto es, hacia
frecuencias más bajas. La medida sobre
una línea espectral en cualquier punto
nos revelará, pues, la distancia angular
del núcleo galáctico al punto y la velo­
cidad a lo largo de la visual en esa dis­
tancia.
No es fácil hacer medidas espectros­
cópicas de las velocidades de las distin­
tas estrellas, débiles incluso en galaxias
bastante cercanas a la nuestra. En el
5,000
trabajo que realizamos, no observa­
<l:
o
<l:
5:"'5
o
wo
Ulcr:Z
CDI-::J
OUJ<.:J
o:;;w
<l:OUJ
o�a:
u��
o
...J
UJ
>
••
•••• ••
•
•
•
•
4,800 -
••
••
•••
•
mos, pues, estrellas, sino la luz de las
nubes de gas, rico en hidrógeno y helio,
que rodean a ciertas estrellas calientes.
•
Los espectros de tales nubes están for­
•
••
4,600 r-
4,400
100
...
••
1
60
1
80
mados por brillantes líneas de emisión,
.
...
,..,.
1
20
1
40
que se producen cuando, en un átomo
1
o
�
1
20
1
40
1
60
1
80
excitado, un electrón cae de un nivel
100
DISTANCIA AL CENTRO (SEGUNDOS DE ARCO)
"'o 300
o oo
<l:...Jcr:z
9 <l: ..... ::J
o
S.
MEDIDA DE LA ROTACION DE NGC
o
2998, una galaxia Se
Además de las líneas de emisión del hi­
drógeno y el helio, suele haber brillan­
tes líneas de átomos de nitrógeno y
r--·-._/""··�'
200
ut:w<.:J
o<n:2;w
ü3i5S� 1oo,
>
;¡;o
-o..
más alto de energía a otro inferior.
azufre que han perdido un electrón. Es­
tas líneas se llaman prohibidas porque
se originan en átomos en el vacío, casi
total, del espacio; en los laboratorios
1
1
1
30
20
10
DISTANCIA AL CENTRO
(KILOPARSEC)
a una distancia de
96 megaparsec
terrestres, tales átomos ionizados una
sola vez se desexcitan rápidamente en
choques con otros átomos antes de que
en la
constelación de la Osa Mayor, para lo que se comienza con el registro de un espectrograma. La fotografía
se produzca la transición prohibida.
superior muestra la galaxia y la rendija del espectrógrafo superpuesta, tal como aparecen en un monitor
de televisión en el telescopio de cuatro metros de Kitt Peak. Abajo está la región alfa del hidrógeno del
espectrograma que resultó tras
200 minutos de exposición.
Los puntos transcritos en la gráfica represen­
tan las velocidades a lo largo del disco galáctico, tal como se miden a partir de la línea alfa del hidrógeno.
La galaxia se está alejando a
4800 kilómetros
por segundo; el lado izquierdo de la galaxia se está acercan­
do y el derecho, alejando. El último paso es la construcción de una curva de rotación suavizando las
velocidades de ambos lados y traduciendo la distancia angular en el cielo a distancia lineal en la galaxia.
62
H
asta hace poco no se podían obte­
ner espectros ópticos de alta reso­
lución de las débiles regiones externas
de las galaxias. Nuestro programa de
observaciones se desarrolló merced a la
300 r-------�
disponibilidad de grandes telescopios
ópticos, de espectrógrafos de rendija
200-
larga y alta resolución y de equipos
electrónicos eficaces de construcción de
100 _
imágenes. Seis años atrás, la autora y
sus colaboradores se aprestaron a me­
0
dir las velocidades de rotación a través
mica interna y la distribución de masa,
100
en distintas galaxias, en función de la
morfología de las mismas. Hemos ob­
o
servado ya 60 galaxias espirales, 20 de
y Se. Hemos elegido ejemplos que per­
no del cielo (dando una componente
gunos espectros con el telescopio de 2,5
metros de Las Campanas, en Chile.
la fuente galáctica atraviesan la rendija
1
l
1
1
l
1
1
1
1
1
1
1
1
�
ili
a:
o
u
ger sobre un tubo intensificador de
imágenes "Carnegie" (RCA C33063),
donde se multiplican por un factor de
�
300
o
..J
w
>
200
�
1
10 o más antes de que la emulsión foto­
o
dos a tres horas se registran en placas
300
se­
mejante a la del tubo de construcción
200
de imágenes, se ha incrementado mu­
cho manteniéndola previamente en un
horno a 65 grados Celsius durante dos
100
horas en un gas especial para "formar­
o
la" (nitrógeno con una proporción de 2
300
por ciento de hidrógeno) y preexpo­
niéndola a destellos de luz. Sin el tubo
200
intensificador de imágenes y los méto­
dos de aumento de sensibilidad de las
placas, hubieran resultado unos tiem­
prohibitivamente
NGC7541
100 t-
gráfica los registre. Las exposiciones de
exposición
1
(J)
a:
o
a.
(J)
o
a:
r­
w
�
o
..J
;;¿
una red de difracción, se hacen conver­
de
NGC1035
o
z
:::l
{9
w
o
pos
1
6
del espectrógrafo y se dispersan por
cuya sensibilidad,
1
..J
Una vez los fotones procedentes de
Kodak Illa-J,
1
300 .-------,
no mayor que la rendija del espectró­
vatorio Interamericano de Cerro Tolo­
V
o
visual), tuvieran un diámetro angular
lo en Chile. Se registraron también al­
1
100
grande de la velocidad orbital según la
de Kitt Peak en Arizona y el del Obser­
1
NGC4062
hallaran bien inclinadas respecto al pla­
metros, el del Observatorio Nacional
1
2001-
tenecieran a una clase bien definida, se
La mayoría de los espectros se han
1
300 .-------,
cada uno de los tipos principales Sa, Sb
obtenido con dos telescopios de cuatro
f
200-
das. Nos proponíamos estudiar la diná­
grafo y abarcaran un amplio dominio
NGC4605
300 r------,
de todo el disco luminoso de ciertas ga­
laxias espirales adecuadamente inclina­
de luminosidades dentro de cada tipo.
_/
100
o
1
�
l
l
1
1
1
1
1
1
1
1
1
... .., ...,.- ... _,.-, NGC 2998
lf
1
v
1
1
1
•,..-,_-,,- NGC801
1
1
1
1
1
grandes: de 20 a 60 horas.
Habitualmente se suelen realizar dos
tomas de cada galaxia. En una de las
UGC2885
exposiciones, se determina que la ren­
dija del espectrógrafo coincida con el
eje mayor (largo) de la galaxia; cada
punto del espectro proviene de una re­
gión única del disco galáctico. Los co­
rrimientos Doppler (debidos a la velo­
cidad) de las líneas de emisión se dejan
ver fácilmente en la imagen revelada.
Se hace una segunda toma con la ren-
80
DISTANCIA AL CENTRO (KILOPARSEC)
6. CURVAS de rotación mostrando las velocidades orbitales de nueve galaxias Se desde el centro. Las
galaxias aumentan de luminosidad de arriba abajo. Con luminosidad creciente, las galaxias son mayores,
más alta su velocidad orbital y más acusados los gradientes de velocidad en la vecindad del centro.
63
300 r---- ------,
LUMINOSIDAD
!UNIDADES SOLARES!
------ 2x
1011
con el telescopio Schmidt de 122 centí­
metros de Monte Palomar, valor igual a
la magnitud vigésimoquinta por segun­
do cuadrado de arco. Para establecer la
distancia a los objetos examinados, y su
tamaño real consiguiente, hemos adop­
tado un valor para la constante de Hub­
ble (que especifica la velocidad de ex­
pansión del universo) de 50 kilómetros
por segundo por megaparsec. (Un me­
------- 2x
109
gaparsec vale 3,26 millones de años­
luz.)
D
60
de las líneas de emisión más in­
tensas, calculamos una curva suavizada
80
de rotación promediando las velocida­
FRACCION DEL RADIO
7.
e las velocidades medidas a partir
VELOCIDADES ORBITALES de galaxias Se de luminosidad cambiante, representadas en función
del radio ópticamente visible de la galaxia. Las luminosidades, en unidades solares, difieren en dos ór­
denes de magnitud. A cada distancia radial, las velocidades orbitales aumentan con la luminosidad.
des de acercamiento y de alejamiento
de los dos lados del disco galáctico.
Aunque cada galaxia presenta caracte­
rísticas distintivas en su rotación, apa­
dija del espectrógrafo alineada con el
rrimientos con respecto a las líneas
eje menor del disco galáctico. Las yelo­
inalteradas emitidas por las moléculas
cidades orbitales son ahora perpendicu­
hidroxilo
lares a la visual: no aparecen, pues, co­
cen en cada placa. Muchos astrónomos
(OH) atmosféricas que apare­
rrimientos Doppler. La ausencia de los
han adoptado complicados dispositivos
corrimientos de las líneas cuando la
de barrido de placas para medir las po­
rendija del esp-ectrógrafo está a lo largo
siciones de las líneas, en particular para
del eje menor confirma que los movi­
señales débiles. Pero nosotros segui­
mientos que estamos estudiando son
mos midiendo la posición de las líneas
realmente orbitales.
·
A fin de disponer de una escala de
de emisión con ayuda de un microsco­
pio cuya platina se puede mover en dos
referencia con respecto a la cual medir
direcciones; ello nos permite medir po­
el corrimiento de las líneas de emisión
siciones en cada coordenada con la
en los espectros galácticos, los astróno­
exactitud de un micrometro.
mos acostumbraban a registrar líneas
de neón procedentes de una lámpara
a lo largo de los bordes del espectro.
Nosotros hemos prescindido de este
método. Medimos directamente los co-
En nuestro trabajo, definimos el ra­
dio nominal de una galaxia como la dis­
tancia a la que el brillo superficial de la
galaxia se ha reducido hasta el umbral
recen tendencias sistemáticas dignas de
destacarse. Con luminosidad creciente,
las galaxias son mayores, mayores tam­
bién . sus velocidades orbitales y, más
acus�do, el gradiente de velocidad a
través del abombamiento del núcleo.
Además, cada clase de galaxia presenta
propiedades rotacionales característi­
cas. Así, las más luminosas de entre las
galaxias Sa, en el punto medio de su ra­
dio, sobrepasan en más del 50 por cien­
to la velocidad de giro de las galaxias Se
de igual luminosidad. Entre las galaxias
Se, las más luminosas giran a velocidad
doble, a distancia radial comparable,
que las galaxias Se cuya luminosidad es
de la centésima parte.
De nuestras observaciones se des­
prende una conclusión tajante: las cur­
de detectabilidad en las placas tomadas
vas de rotación son aplanadas o cre­
400 r-------¡
galaxia. No hay regiones extensas don­
cientes hasta los límites visibles de la
LUMINOSIDAD
(UNIDADES SOLARES!
350
de la velocidad decrezca con la distan­
cia al centro, como cabría esperar si las
masas se concentraran en la parte cen­
tral. La conclusión es inmediata: a dife­
rencia de la luminosidad, la masa no es­
tá concentrada cerca del centro de las
galaxias espirales. La distribución de la
luz en una galaxia no constituye, pues,
----- Se
ninguna indicación de la distribución
1 x 10"
de masa.
En razón de su velocidad de rota­
ción, las masas de las galaxias objeto de
nuestro estudio varían desde 6 x 109
------- Sa 2x 109
------- Se
hasta 2 x 1012 veces la solar dentro de
2x 10"
sus radios ópticos. No podemos todavía
especificar la masa total de ninguna ga­
laxia porque no vemos el "borde" de la
masa. Ahora bien, la masa en el inte­
rior de cualquier distancia radial crece
.60
80
• 1
FRACCION DEL RADIO
8.
COMPARACION DE LAS GALAXIAS Sa y Se. El cotej o revela que, para igual luminosidad, las
velocidades orbitales son apreciablemente más altas en las galaxias Sa que en las Se en cada distancia
radial. Eso significa que las galaxias Sa aloj an mayor masa por unidad de luminosidad que las Se.
64
linealmente con la distancia; contraria­
mente a lo que cabría esperar, no tien­
de a un valor límite en el borde del dis­
co visible. El aumento lineal de masa
con el radio significa que cada capa su-
cesiva de materia de la galaxia debe
contener tanta masa como cualquier
· .·
·
.
..
·
.
otra capa del mismo espesor. Ocurre
que el volumen de esas capas sucesivas
.
aumenta con el cuadrado del radio; pot
.
tanto, la densidad de la materia en las
m
capas sucesivas decrecerá en razón del
que el producto de la densidad por el
volumen permanezca constante.
NGC
El modelo teórico que menos pertur­
ba las ideas aceptadas sobre las galaxias
RADIO
(KILOPARSEC)
explica las curvas de rotación observa­
1
2
3
5
8
20
30
allá del límite visible del disco galácti­
co. La atracción gravitatoria de esta
masa invisible impide que las velocida­
des orbitales de las galaxias decrezcan
con la distancia al centro galáctico. Es
decepcionante que las observaciones
apenas aporten información de la dis­
tribución de la materia oscura invisible.
Se puede afirmar, sin embargo, que la
materia oscura no forma parte del fon­
do general de densidad de materia del
universo, sino que se concentra, de un
modo notable, alrededor de las gala­
xias. Esto resulta evidente, ya que la
densidad de la materia no luminosa de­
crece, aunque lentamente, con la dis­
9.
_
·
.
:·
V/
r
rV(
M,
G
VELOCIDAD V,
(KILOMETROS
POR SEGUNDO)
NGC
MASA
INTERIOR M,
(1010 MASAS
SOLARES)
39
65
91
107
123
135
.5
de materia que se extiende mucho más
·
1035
das suponiendo que cada galaxia espi­
ral está inmersa en un "halo" esférico
.. ... .
FUERZA
CENTRIFUGA
FUERZA
GRAVITATORIA
inverso del cuadrado del radio a fin de
·
VELOCIDAD V,
(KILOMETROS
POR SEGUNDO)
.018
.098
.39
.80
1.8
3.4
87
102
126
142
182
204
214
214
2998
MASA
INTERIOR M,
(1010 MASAS
SOLARES)
.088
.24
.74
1.4
3.9
7.7
21
32
MASA CONTENIDA dentro de una distancia radial dada, deducible a partir de la equivalencia de la
fuerza gravitatoria y la fuerza centrífuga a distancia r del centro de la galaxia. En las ecuaciones,
simboliza la constante de gravitación universal; m, la masa a la distanciar;
V, es la velocidad
M.
G
la masa en el interior der y
orbital de la masa m. La masa contenida dentro de r crece linealmente con la distancia.
La tabla da la masa dentro de r para dos galaxias Se: NGC
1035,
de baja luminosidad y NGC
2998,
de
alta luminosidad. A cada distancia del centro galáctico, la galaxia más luminosa se caracteriza por
mayor velocidad orbital y, por tanto, debe comprender una masa mucho mayor dentro de esa distancia.
tancia desde el centro galáctico, y la
densidad, incluso a grandes distancias
radiales, está entre 100 y 1000 veces la
tein, del Instituto Weizmann de Cien­
densidad media del universo.
cia. A grandes distancias, razonan, la
emitidas por el hidrógeno neutro
teoría newtoniana de la gravitación de­
ionizado) en el disco galáctico suminis­
unque hay otros modelos que tra­
Las radioondas de 21 centímetros
( no
A tan de dar cuenta de las altas velo­
be modificarse y permitir que las velo­
tran nuevas pruebas de las altas veloci­
cidades de rotación de las galaxias per­
dades de rotación de la materia de las
cidades orbitales, todos ellos son me­
manezcan altas a tales distancias del
galaxias espirales. Los primitivos estu­
nos satisfactorios que el de un halo úni­
núcleo galáctico, incluso en ausencia de
dios de la radiación de 21 centímetros
co de materia oscura. Si toda la materia
materia invisible.
en unas pocas galaxias espirales, reali-
oscura necesaria se confinara en un dis­
co, éste se convertiría, rápidamente, en
50 r---------------------�--------------------------------,
inestable y se agruparía en forma de
Sa DE ALTA LUMINOSIDAD
una barra. El descubrimiento de la ne­
cesidad de los halos para estabilizar un
disco se Jo debemos a Jeremiah P. Os­
trikery P. J. E. Peebles, de la Universi­
dad de Princeton.
Los efectos dinámicos observados se
reproducen en modelos de galaxias es­
pirales que sitúan la masa en un núcleo,
iJi
UJ
a:
::¡
o
rf)
rf)
<(
rf)
<(
::¡;
o
o
un abombamiento circundante, un dis­
<(
co y un halo. Entre esos esquemas teó­
a:
o
ricos recordemos los propuestos por
John N. Bahcall y Raymond M. Sonei­
ra, del Instituto de Estudios Superiores
de la Universidad de Princeton, Maar­
¡¡:
UJ
f­
z
<(
rf)
<(
::¡;
ten Schmidt, de Cal Tech, y S. Caserta­
0 0���::==��� ��------------� � ------------�� --------------�
30
20
40
10
no, de la Scuola Normale Superiore de
Pisa. Pero quizás el enfoque más radi­
cal para explicar las altas velocidades
rotacionales observadas sea el expues­
to, independientemente, por Joel E.
Tohline, de la Universidad del Estado
de Luisiana, y M. Milgrom y J. Bekens-
DISTANCIA AL CENTRO r (KILOPARSEC)
10.
COMPARACION DE LA MASA INTERIOR PARA GALAXIAS de alta y baja luminosidad. Se
desprende que la masa crece en forma aproximadamente lineal con la distancia al centro y no da señales
de tender a un límite hacia el borde de la galaxia ópticamente visible. A cada distancia radial, las galaxias
Sa presentan mayor masa y, por tanto, mayor densidad que las galaxias Se de igual luminosidad.
65
14 r----,
Quienes se ocupan de las galaxias tie­
nen la suerte de poder examinar las
propiedades de ejemplares que se en­
cuentran muy alejadas y después regre­
Vi
sar a aquélla donde viven y plantearse
6. NUBES DE
UJ
a:
MAGALLANES
�
si presentan las mismas propiedades
o
(J)
(J)
que las primeras. No hace tanto tiempo
<(
<(
:::!:
(J)
que los astrónomos creían que el Sol,
4.
situado a unos ocho kiloparsec del cen­
tro de nuestra galaxia, estaba cerca del
VELOCIDAD : 250
KILOMETROS
""-..
POR SEGUNDO
""-..
<(
borde de ésta, y que la propia galaxia
7. GALAXIAS
era de tamaño moderado. En la actuali­
SATELITES
a:
o
dad, todos los indicios son de que nues­
a:
UJ
1-
tra galaxia trasciende, en mucho, la po­
5. CUMULOS
GL{)BULARES
2.
�
<(
(J)
<(
:::!:
3. CUMULOS
GLOBULARES
sición del Sol y de que su masa continúa
creciendo.
VELOCIDAD:220
KILOMETROS
POR SEGUNDO
L
a velocidad del Sol en su órbita alre­
dedor del centro de la galaxia se
calcula en 220 kilómetros por segundo,
o
80
DISTANCIA AL CENTRO IKILOPARSEC)
A TRAVES DEL ESTUDIO DE NUESTRA PROPIA GALAXIA se calcula la masa dentro de r
11.
medida en kiloparsec desde el centro galáctico. Las distancias se deducen de las velocidades orbitales y
distancias medias de distintos objetos. El valor adoptado para la velocidad orbital del Sol a ocho kilopar­
sec de distancia es de
220 kilómetros
por segundo. El segundo punto se obtiene de la velocidad media de
las nubes de monóxido de carbono a una distancia media de
según James E.
Gunn y Gillian R.
Knapp, de Princeton, y Scott D. Tre­
maine, del Instituto de Tecnología de
Massachusetts.
Otras
estimas
llegan
hasta 260 kilómetros por segundo. En
el caso del valor más bajo, la cantidad
de masa entre el Sol y el centro de la
18 kiloparsec, medida por Leo Blitz, de la
Universidad de Maryland en College Park. El tercer y quinto puntos se deducen de la velocidad de
cúmulos globulares de estrellas en el "halo" de nuestra galaxia a dos distancias medias distintas del
galaxia es de unas 1011 masas solares.
Universidad de Cambridge, y Simon White, de la Universidad de California en Berkeley. De las velocida­
del Sol al centro galáctico aún que­
núcleo. Las velocidades de los cúmulos más próximos fueron analizadas por Carlos Frenk, a la sazón en la
des de cúmulos más distantes se ocuparon F. D. A. Hartwick, de la Universidad de Victoria, y Wallace L.
W. Sargent, del Instituto de Tecnología de California. El cuarto punto fue obtenido a partir de las
velocidades de las Nubes de Magallanes, las galaxias más próximas a la nuestra, estimadas por Tadayuki
Murai y Mitsuaki Fujimoto, de la Universidad de Nagoya. El sexto punto representa estimas independien­
tes de la distancia y velocidades de las Nubes de Magallanes, hechas por D. N. C. Lin, del Observatorio
Lick, y Donald Lynden-Bell, de la Universidad de Cambridge. El punto final se basa en las velocidades de
galaxias satélites más remotas, estimadas por Jaan Einasto y sus colegas de la Academia de Ciencias de
Estonia. La longitud de las líneas verticales indica el dominio de valores para órbitas de diferentes geome­
trías. Las mediciones sugieren que las velocidades de rotación en nuestra galaxia están comprendidas
entre
220 y 250 kilómetros por segundo y se mantienen constantes hasta aproximadamente 80 kiloparsec,
10 veces la distancia del Sol al centro galáctico. La masa que se halla en el interior de los 80
kiloparsec vuelve a ser unas 10 veces la masa encerrada en la distancia radial del Sol, 1012 masas solares.
unas
Suponiendo que más allá de la distancia
da una cantidad sustancial de masa, la
galáctica hasta 100 kiloparsec puede al­
canzar las 1012 masas solares, lo que si­
tuaría a la nuestra en la misma catego­
ría que las mayores galaxias de su tipo.
Hace 30 años, Jan H. Oort, del Ob­
servatorio de Leiden, demostró que la
masa observable de las estrellas y gas
del disco galáctico en la vecindad del
Sol era casi la mitad de la que se necesi­
ta para explicar la atracción gravitato­
zados por Morton S. Roberts, del Ob­
tales objetos, se puede determinar el
servatorio Nacional de Radioastrono­
potencial gravitatorio allende la galaxia
encuentren muy alejadas de su plano
mía, demostraron que las velocidades
ópticamente visible. En varios casos, el
central. Este estudio ofreció la primera
de rotación del hidrógeno eran altas.
hidrógeno no se mantiene en un plano,
prueba de que nuestra galaxia alojaba
Con radiotelescopios múltiples, en par­
sino que se retuerce cerca del borde del
también materia no luminosa.
ticular el conjunto de Westerbork en
disco visible. No es seguro, pues, que
Las velocidades orbitales de los obje­
Holanda y la Gran Distribución en So­
las velocidades del gas que se han medi­
tos en el plano de la galaxia a bastante
ria del disco sobre las estrellas que se
corro, Nuevo México, se iguala e inclu­
do a las mayores distancias del centro
distancia del Sol suministran pruebas
so se supera el poder de resolución de
sean verdaderas velocidades orbitales
más recientes. Las medidas son difíci­
los telescopios ópticos, con lo que se fa­
circulares o que se trate de un movi­
les, pero en algunos casos especiales se
cilita la investigación de la distribución
miento más complicado.
han
del hidrógeno en galaxias semejantes a
las observadas por nosotros.
obtenido
las
velocidades.
Por
Renzo Sancisi, de la Universidad de
ejemplo, Leo Blitz, de la Universidad
Albert
Groningen, que ha estudiado tales ga­
de Maryland en College Park, ha deter­
Bosma, de la Universidad de Leiden,
laxias retorcidas, sugiere que las veloci­
minado las velocidades de nubes de
ha mostrado, para una amplia variedad
dades orbitales pueden estar decrecien­
monóxido de carbono a distancias de
de tipos de galaxias, que las velocida­
do más allá de los límites de la galaxia
des orbitales del hidrógeno neutro con­
visible. Las velocidades, no obstante,
Estas velocidades, juntamente con las
tinúan siendo grandes a distancias del
parecen decrecer muy lentamente, qui­
velocidades de nubes de hidrógeno de­
casi 16 kiloparsec del centro galáctico.
zás en unos 20 kilómetros por segundo,
terminadas por Blitz y Shrinivas Kul­
Los diámetros aparentes de las gala­
o un 10 por ciento, y mantenerse luego
karni y Carl E. Heiles, de la Universi­
xias suelen ser similares, se midan a tra­
constantes en ese valor a mayores dis­
dad de California en Berkeley, propor­
vés de observaciones ópticas o radioas­
tancias. Se están continuando las ra­
cionan una curva de rotación que conti­
centro galáctico considerables.
tronómicas. Ahora bien, para un pe­
dioobservaciones, que deberán rendir
núa creciendo al aumentar la distancia
queño conjunto de galaxias, el hidróge­
importantes informaciones con respec­
al centro galáctico.
no se extiende varias veces más allá del
to a las regiones exteriores extremas de
centro que las estrellas luminosas. Para
las galaxias.
66
Para deducir la masa a distancias to­
davía mayores, F. D. A. Hartwick, de
la Universidad de Victoria, Wallace L.
lisis, se revela una galaxia donde las ve­
dio de la relación MIL cerca del núcleo
W.
Carlos
locidades orbitales quedan en el domi­
de una galaxia espiral tiene valores se­
Frenk, de la Universidad de Cambrid­
nio de 220 a 250 kilómetros por segun­
mejantes al del Sol, de
ge, y Simon White, de la de California
do hasta aproximadamente
veces la
2 y 3. Hacía el borde del disco visible, a
en Berkeley, han medido las velocida­
distancia del Sol al centro galáctico. Tal
medida que la luminosidad decrece, el
des de cúmulos globulares de estrellas
distribución de masas es obligada si
valor MIL sube hasta 10 o 20. Más allá
en el halo de nuestra galaxia, con una
nuestra galaxia ha de parecerse a todas
del disco visible, donde la luminosidad
muestra de cúmulos a 30 kiloparsec del
las demás espirales que mis colabora­
cae hasta cero y la masa permanece al­
centro y otra a 60 kiloparsec. Muestra
dores y yo hemos estudiado; por decir­
ta, el valor medio de la relación MIL se
su trabajo que la masa continúa cre­
lo con un símil, trasladaría al Sol desde
eleva hasta las centenas.
Sargent,
del
Cal
Tech,
10
ciendo en forma aproximadamente li­
una posición relativamente rural a otra
neal hasta la distancia media de los cú­
mucho más urbana.
1
o tal vez hasta
En cualquier intento por identificar
los componentes del halo invisible, ha­
mulos.
brá que preguntarse qué objetos celestes
Con trabajo e imaginación, se obtie­
L
a conclusión general a que nos lle­
poseen un valor elevado de la relación
van estos resultados es que, al ex­
MIL. Las estrellas de tipo solar quedan
mayores distancias todavía. Nuestra ga­
plorar el disco de una galaxia espiral
descartadas. Las estrellas jóvenes y ca­
laxia no está sola en el espacio interga­
desde el centro hacia afuera, la masa
lientes que delinean los brazos espirales
láctico: se acompaña de una cohorte de
total de materia luminosa y materia os­
de una galaxia aparecen con menos pro­
galaxias satélite menores. Las órbitas
cura decrece poco a poco, y la lumino­
babilidades aún: sus valores MIL se ha­
de las dos satélites más próximas, las
sidad (medida en la región azul del es­
llan en tomo a 10-4. En el otro extremo
Nubes Grande y Pequeña de Magalla­
pectro) lo hace rápidamente. De ello
se encuentran las viejas estrellas enanas
nen valores del potencial gravitatorio a
nes, a distancia algo menor de 60 kilo­
resulta que la relación de la densidad
rojas que pueblan el núcleo central y las
parsec del centro de nuestra galaxia,
de masa local a la densidad local de lu­
regiones de la galaxia inmediatamente
son altamente inciertas. Lo que no ha
minosidad (azul), que puede expresar­
fuera del mismo: poseen una masa esca­
sido obstáculo para que Tadayuki Mu­
se por conveniencia como el valor de la
sa y una baja luminosidad azul. Sus valo­
res MIL, de alrededor de 20, están toda­
rai y Mitsuaki Fujimoto, de la Universi­
relación M1L, aumenta constantemente
dad de Nagoya, D. N. C. Lin, del Ob­
con la distancia al centro galáctico. En
vía lejos de los que se necesitan para el
servatorio Lick, y Donald Lynden-Bell,
la región central, una masa bastante pe­
halo. Adeq¡ás, un halo que estuviera
de la Universidad de Cambridge, dise­
queña produce una luminosidad gran­
constituido por estrellas rojas de muy es­
ñaran modelos de órbitas. A partir de
de; a distancias notables, una gran can­
casa masa revelaría su presencia radian­
dichos modelos deducen valores de la
tidad de masa produce pequeña lumi­
do fuertemente en la región infrarroja
masa que concuerdan con los propor­
nosidad. Si no hubiera materia visible
del espectro. Han fracasado todos los in­
agrupada alrededor de las galaxias, la
tentos de detección del halo mediante su
cionados por los cúmulos globulares.
mayores,
distribución de masa seguiría la de lu­
radiación visible, infrarroja, de radio o
Jaan Einasto y sus colegas de la Acade­
minosidad y la relación M1L sería apro­
de rayos X.
mia de Ciencias de la República Socia­
ximadamente constante en el disco des­
lista de Estonia se han apoyado en una
de su centro hasta su borde.
Para
distancias
todavía
¿Qué candidatos posibles quedan?
Las estrellas normales radian energía
globulares
Sí la masa y la luminosidad se miden
generada mediante procesos termonu­
enormemente distantes y galaxias saté­
en unidades de masa y luminosidad so­
cleares, que convierten hidrógeno y he­
lio en elementos más pesados. Tales
combinación
de
cúmulos
lite, para así deducir la masa a distan­
lares, la relación MIL del Sol vale
cias más allá de 80 kiloparsec. Cuando
En tales unidades (omitiendo el deno­
procesos nucleares sólo se desencade­
se combinan los resultados de tales aná-
minador, que es igual a
nan en cuerpos cuya masa alcanza un
LUMINOSIDAD (L)
VELOCIDAD
ORBITAL (V)
1),
111.
el valor me-
DENSIDAD LOCAL
DE MASA (MI
MASA
INTEGRAL Ú M)
COCIENTE DE MASA
A LUMINOSIDAD (MILI
i l-----
12.
DISCREPANCIA entre galaxias hipotéticas y reales. Se manifiesta en
constante con distancia radial creciente. Tales eran las propiedades que se
todas sus propiedades, salvo en la luminosidad. La galaxia espiral real típica
esperaba encontrar. En una galaxia real, la presencia de un halo no luminoso
de la parte inferior tiene un halo no luminoso de gran masa. La galaxia hipo­
cambia todo, excepto su apariencia óptica. Las velocidades orbitales se man­
tética superior carece de halo. Su brillo superficial decrece rápidamente y las
tienen altas, la densidad local de masa decrece, aunque poco a poco, la masa
velocidades orbitales fuera del núcleo disminuyen en forma kepleriana, la
integral crece linealmente con el radio y la relación de masa a luminosidad
densidad de masa local decrece paralelamente a la luminosidad, la masa inte­
gral alcanza un valor límite y la relación de masa a luminosidad se mantiene
aumenta a medida que el halo de la galaxia aporta una mayor contribución a
la masa y el disco luminoso cae por debaj o del umbral de detección.
67
valor suficiente para que su energía
del núcleo en otras galaxias. En ocasio­
terminado las propiedades rotacionales
gravitatoria eleve la temperatura en el
nes, la Naturaleza ofrece inesperadas
núcleo de la estrella hasta varios millo­
oportunidades de penetrar en sus secre­
del disco midiendo el corrimiento Dop­
pler de las líneas de absorción de sus
nes de grados Kelvin (grados Celsius
tos. Recientemente, Franc;ois Schwei­
estrellas componentes. A pequeña dis­
por encima del cero absoluto). La masa
zer, de la Institución Carnegie, Bradley
tancia del centro del objeto, a lo largo
mínima necesaria es unas 0,085 veces la
C. Whitmore, de la Universidad del es­
del eje mayor del huso, las velocidades
solar. El tamaño de Júpiter, el mayor
tado de Arizona y la autora quedaron
de rotación alcanzan 145 kilómetros
planeta del sistema solar, apenas llega a
fascinados por la débil galaxia "anóni­
la centésima parte de esa cifra. Aunque
ma" A0-136-0801, miembro de una
por segundo, valor que se corresponde
con las velocidades medidas en las gala­
cabe pensar en un halo de cuerpos se­
clase fusiforme con anillos polares. Se
xias de baja luminosidad del tipo Sa. A
mejantes a planetas, tal vez protoestre­
llama anónima porque no figura en nin­
lo largo del eje menor, las velocidades
llas que no llegaron a transformarse en
guno de los catálogos galácticos co­
estrellas, resulta bastante improbable.
rrientes; su designación numérica co­
orbitales no presentan componentes se­
gún la visual, lo que confirma que esta­
En suma, el único requisito para el halo
rresponde a su posición en el firma­
mos observando un disco de estrellas
es la presencia de materia en cualquier
mento.
en rotación.
forma fría y oscura que cumpla la con­
Nuestras observaciones de la distri­
El rasgo, infrecuente, de AO 136-
dición MIL, desde los neutrinos hasta
bución de luz a través del huso mues­
0801 es su gran anillo, que también se
los agujeros negros.
tran que es un disco de estrellas de baja
ve de canto; rodea al delgado eje del
luminosidad que se nos ofrece casi de
huso y pasa casi sobre el centro de rota­
H
asta ahora se han descrito las pro­
perfil, con poco gas y polvo, si es que lo
ción del disco
piedades rotacionales de galaxias
tiene, y carente de estructura espiral.
anillo está formado por gas, polvo y
[véase la figura 14].
El
espirales normales bastante aisladas.
Tales galaxias se clasifican como SO y
jóvenes estrellas luminosas. El gas se
Existen indicaciones de observación
representan una proporción apreciable
revela por su espectro de líneas de emi­
adicionales a favor de grandes valores
de todas las galaxias de disco. Mediante
sión, el polvo por sus efectos absorben­
del cociente MIL a grandes distancias
nuestros métodos usuales, hemos de-
tes donde pasa por delante del huso, y
107 ,-------r---��
Ui
w
a:
:5
---
o
(/)
(/)
w
o
�
z
2
o:o
SUPERNOVAS
�
<(
:E
O
NOVAS
NEBULOSAS
PLANETARIAS
109
10
LUMINOSIDAD (UNIDADES SOLARES)
13. COMPARACION
de la masa
y
la luminosidad para componentes típicos
de una galaxia espiral (la nuestra, por ejemplo). Se toman por unidad la masa
y
la luminosidad solares. En unidades solares, el valor de la relación de masa
a luminosidad,
68
MIL,
decrece para estrellas normales desde
30
para estrellas
enanas antiguas
(tipo
05).
y
frías (tipo
MS)
hasta
10-4 para estrellas jóvenes y
calientes
Sólo las enanas blancas, densísimas, tienen una relación de masa a
luminosidad superior a
100.
Se necesita otra clase de objetos para poblar el
halo de una galaxia, donde la relación
MIL
se eleva a varios centenares.
6
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200
-200
VELOCIDAD (KILOMETROS POR SEGUNDO)
14.
DISCO ENCERRADO EN UN ANILLO que aparece en la galaxia "anó­
nima" AO
136-0801,
llamada así porque no la registran los catálogos. (Las
cifras dan su posición en ascensión recta
y
declinación.) La región central
ovalada es un disco giratorio de estrellas visto casi de canto. Las estrellas
y gas
contenidos en ese delgado anillo giran también, pero en un plano casi perpen­
dicular al discal. (La configuración evoca algún suceso: un encuentro con otra
galaxia o un disco de gas.) Las direcciones de rotación se indican en el diagra­
ma del centro, que muestra cómo se orientaron las rendijas del espectroscopio
para medir velocidades orbitales en el disco
y
en el anillo. Los dos grupos de
medidas de velocidad se han representado a la derecha. A
desde el centro, las velocidades en el disco
(negro) y en
1O segundos de arco
(color) vienen
el anillo
a coincidir. Sin embargo, las velocidades del anillo se pueden medir hasta
distancias de casi tres veces el radio óptico del disco
y
permanecen práctica­
mente constantes. La masa sigue creciendo linealmente hasta distancias mu­
cho mayores que el radio del disco, y los objetos situados en éste responden a
un potencial gravitatorio que no se debe a un disco sino a un esferoide.
la componente estelar por su aspecto
llo se representan en la misma gráfica
xia viene a ser un objeto de prueba en
nudoso y azulado en las fotografías. El
de la velocidad en función de la distan­
órbita alrededor del otro. El análisis de
diámetro máximo del anillo es varias
cia, se ve que ambas presentan valores
tal sistema es complicado, porque se
veces superior al eje mayor del huso.
casi idénticos a la misma distancia del
desconoce tanto la orientación de la ór­
En consecuencia, los movimientos de
centro de la galaxia. La alta velocidad
bita en el espacio como la posición de
los objetos contenidos en el anillo ofre­
de rotación del anillo constituye una
la galaxia en la órbita. Se puede, sin
cen una oportunidad única para explo­
clara señal de la existencia de un halo
embargo, recurrir a las propiedades ob­
rar el campo gravitatorio perpendicular
de gran masa que se extiende al menos
servadas en una muestra grande de ga­
al disco galáctico hasta distancias supe­
tres veces más allá del radio visible del
laxias dobles (la diferencia entre las ve­
riores al radio visible de este último.
disco. La forma del halo debe acercarse
locidades de las dos galaxias, su separa­
Nuestras observaciones espectrográ­
más a la esférica que a la discal. Los
ción angular y su luminosidad) para de­
ficas confirman que el anillo gira en tor­
cálculos muestran que si el halo fuese
ducir, mediante argumentos estadísti­
no a un eje perpendicular al plano de
tan plano como el disco, las velocidades
cos, la distribución probable de ele­
rotación del disco. Parece improbable
por encima del plano del disco serían
mentos orbitales y las relaciones MIL
que
de un 20 a un 40 por ciento menores
apropiadas para las galaxias.
esta
configuración dinámica
se
haya producido en la evolución normal
que las del disco.
guración debe resultar de algún suceso,
un encuentro con otra galaxia o con un
Análisis
independientes
realizados
por Edwin L. Turner, de Princeton,
de un disco galáctico aislado; la confi­
H
emos estado describiendo las de­
Steven D. Peterson, que trabaja en la
terminaciones de masa hechas a
Universidad Cornell, Linda Y. Schwei­
partir de medidas de la velocidad de
zer, de la Institución Carnegie, e l. D.
corrimiento de las líneas de emisión,
objetos de prueba en órbita, objetos
Karachentsev, del Observatorio Astro­
hallamos que la velocidad de rotación
que se encuentran en el disco central de
físico Especial en la Unión Soviética,
del anillo es de 170 kilómetros por se­
una galaxia y objetos en órbita polar de
dan valores medios de MIL que varían
gundo y que la curva de velocidad es
una galaxia poco corriente. Otros casos
entre 25 y 100. Estos valores de MIL
plana o ligeramente creciente hacia
especiales pueden arrojar luz sobre la
son un promedio a lo largo de una dis­
afuera hasta una distancia de casi tres
cantidad de materia oscura del univer­
tancia igual a la separación de las gala­
veces el radio del disco interior. Si las
so. Las galaxias existen, frecuentemen­
xias en cada pareja, distancia general­
curvas de velocidad del disco y del ani-
te, en parejas. En tales casos, una gala-
mente igual a varios diámetros galácti-
disco de gas, por ejemplo. Midiendo el
69
TENDENCIA
DE MIL
(jj
w
e::
:)1,000
MIL
o
Cf)
(f)
w
o
<l:
o
PARA UNIVERSO CERRADO
=
700
o
z
::::J
o
C3 100
SUPERCUMULO
DE VIRGO
Ui
o
z
:¡;:
::::J
-'
<l:
<l:
(f)
�
GALAXIAS
BINARIAS
10
w
o
w
1z
w
u
o
u
103
DISTANCIA MEDIA SOBRE LA CUAL SE HA CALCULADO EL COCIENTE
15.
105
MIL
(KILOPARSEC)
COCIENTES DE MASA A LUMINOSIDAD representados para agregaciones de materia en escalas
J. Rood, de Princeton. El valor
MIL de una densidad de materia suficiente para detener la expansión del universo es de alrededor de
700. Para las galaxias, los valores están por debajo de 10. El valor aumenta con el tamaño del agregado.
de crecimiento progresivo. La gráfica se basa en otra ideada por Herbert
de
100 kiloparsec. Re­
mia de Ciencias de la República Socia­
sultado que corrobora el punto de vista
lista Soviética de Estonia, y también
según el cual los halos de materia oscu­
por Amos Yahil, de la Universidad es­
cos, o del orden de
ra con valores grandes de MIL trascien­
tatal de Nueva York en Stony Brook.
den, en notable cuantía, los límites óp­
No hay pruebas de la existencia� va­
ticos de las galaxias.
700 necesario para cerrar el universo.
gunta original: ¿Contiene el universo
El más alto de los valores deducidos se
suficiente materia invisible para elevar
acerca, sin embargo, tentadoramente.
10-30 gramos
Algunos físicos consideran significativo
la densidad media a 5 X
por centímetro cúbico, valor necesario
el hecho de que los valores deducidos
para cerrar el universo y detener su ex­
parezcan converger hacia el crítico, en
pansión? Como hemos visto, tal densi­
vez de ser varios órdenes de magnitud
dad se alcanzaría si la densidad de la
más altos o más bajos.
materia no luminosa fuera unas
70 ve­
ces mayor que la de la materia lumino­
sa. Desde otro punto de vista, la condi­
L
as investigaciones donde se involu­
cran gigantescas distancias y enor­
ción que se necesitaría para cerrar el
mes escalas de tiempo han ido trope­
universo se expresa a través de la rela­
zando con nuevas dificultades al com­
ción de masa total a luminosidad. Ese
probarse que la distribución de luz no
700, si to­
es una guía fidedigna de la distribución
valor es aproximadamente
mamos el valor unidad para el Sol.
de masa en el universo. Una fracción
¿Hay alguna prueba de que se pueda
desconocida de la masa en una galaxia
700 para MIL?
espiral se esconde en un constituyente
Promediada sobre los discos visibles de
no luminoso, y lo mismo pasa con una
alcanzar un valor de
las galaxias espirales, la relación de ma­
fracción desconocida de la masa en los
sa total (luminosa y no luminosa) a lu­
cúmulos de galaxias. No se puede afir­
minosidad se cifra en torno a 5. Para las
mar todavía si las regiones de universo
galaxias SO y galaxias elípticas espira­
desprovistas de galaxias son meros va­
les, el valor de MIL es más alto, del or­
cíos de luz o carecen también de masa.
10. Para las galaxias dobles y los
Si quieren responder a ese dilema, los
pequeños grupos de galaxias, la razón
astrónomos tendrán que ingeniárselas
100. Los análisis
para idear nuevas técnicas de observa­
den de
MIL crece hasta 50 o
70
lores de M/L superiores al crítico"d e
Podemos ahora volver a nuestra pre­
del movimiento de las galaxias en gran­
ción y los físicos habrán de determinar
des cúmulos indican valores de MIL de
las propiedades de exóticas formas de
varios centenares. Este aumento del
la materia. Sólo entonces podremos es­
valor medio de MIL con la mayor dis­
tablecer la naturaleza de la ubicua ma­
tancia del centro del sistema fue sub­
. teria oscura, determinar las dimensio-
rayado, hace ya diez años, por Einasto,
nes completas y la masa de las galaxias
Ants Kaasik y Enn Saar, de la Acade-
y dilucidar el destino del universo.