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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 u a: <{ w o CJl o o z ::;¡ (!) w � o a: 1z w u ...J <{ �-10 z � CJl e 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.