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Asteroides

Cometas

Label: Articulos Galaxias


El radiotelescopio ALMA acaba de captar uno de los casos más perfectos y espectaculares del fenómeno conocido como 'anillos de Einstein'. La galaxia azulada en el centro de la imagen actúa como una lente gravitacional que amplifica y distorsiona la imagen de otra galaxia rojiza que se encuentra exactamente detrás de la primera, pero muchísimo más lejos. El buen alineamiento entre las dos galaxias hace que la luz de la más distante forme un anillo casi completo en torno a la más próxima.

Un gigantesco telescopio natural

Cuando dos galaxias se encuentran en nuestra misma línea de mirada podemos asistir a uno de los fenómenos más espectaculares de la naturaleza: lo que se denomina una 'lente gravitacional'.

Esquema de lente gravitacional
Este fenómeno se ilustra en la figura adjunta, en la que la esfera azul representa a la Tierra y la esfera anaranjada a una galaxia cercana que se encuentra bien alineada con la galaxia espiral más lejana. La teoría de la relatividad general de Einstein predice que la galaxia cercana distorsiona las líneas del espacio-tiempo, lo que se representa con la malla amarilla de su entorno. Los rayos de luz emitidos por la galaxia lejana se curvan siguiendo esta malla que los redirige hacia la Tierra.

Los observadores en la Tierra veremos una imagen muy deformada de la galaxia más distante: normalmente unos arcos luminosos en torno a la imagen de la galaxia cercana.

Es un fenómeno similar al que se produce cuando observamos una luz a través del fondo de un vaso con líquido y vemos la imagen deformada de la fuente luminosa. La galaxia más próxima actúa como una lente colosal que redirige los rayos de la luz emitida detrás para crear una imagen distorsionada. Se trata de una especie de gigantesco telescopio proporcionado por la propia naturaleza.

Otra acertada predicción de Einstein

El fenómeno de lente gravitacional fue predicho por el propio Albert Einstein poco después del enunciado de la relatividad general, teoría de la que celebramos en este año su centenario. Por eso las figuras circulares resultantes reciben el nombre de 'anillos de Einstein'. El gran físico estimaba que se trataba de un fenómeno muy sutil y dudaba de que pudiese llegar un día en que se observarse por lo que, más que una herramienta de trabajo, lo consideró una mera curiosidad.

Sin embargo, gracias al progreso de la observación astronómica se conocen hoy centenares de lentes gravitacionales. Muchas de tales lentes tienen la forma bien circular, aunque casi siempre incompleta, de los anillos de Einstein. Los anillos bien circulares y completos son raros, pues solo se forman cuando las dos galaxias se encuentran exactamente sobre la misma línea de mirada desde la Tierra.

Arcos de Einstein en el cúmulo A2218
Cuando hay varios objetos en la misma línea de mirada se producen arcos múltiples, más o menos centrados sobre la lente dependiendo del alineamiento relativo. Muchos de estos anillos de Einstein se detectan bien mediante observaciones en radioastronomía.

Una mirada al joven Universo

Emisión del polvo en SDP.81, récord de nitidez con ALMA
Entre septiembre y diciembre del año pasado, ALMA estuvo realizando las primeras observaciones con las antenas del interferómetro separadas por distancias de hasta 15 kilómetros. Para comparación, hay que tener en cuenta que los demás observatorios de este tipo de ondas tienen sus antenas separadas por distancias menores de 2 kilómetros. Estas grandes líneas de base proporcionan la altísima nitidez que es precisa para obtener la imagen tan detallada de la galaxia SDP.81 que encabeza este artículo y que es la de mayor resolución angular lograda por ALMA hasta la fecha: 23 milésimas de segundo de arco.

Situada a unos 12 mil millones de años luz de distancia, la joven galaxia SDP.81 contiene grandes cantidades de polvo, gas molecular e intensa formación estelar. Su intensa emisión en ondas submilimétricas propició que fuese descubierta por el Observatorio Espacial de Infrarrojos Herschel de la ESA y hace ahora que pueda ser detectada fácilmente por ALMA. En contraste, la galaxia más próxima, que amplifica y distorsiona la luz de la primera, se encuentra a 'tan solo' 4 mil millones de años luz y es bien observable en el óptico por el telescopio espacial Hubble.

Imagen combinada con emisiones del polvo y del monóxido de carbono
Realmente ALMA ha producido varias imágenes de SDP.81. La de mayor nitidez se obtuvo observando la emisión de las pequeñas partículas sólidas repartidas por la galaxia. Este polvo se encuentra contenido en grandes nubes de gas molecular constituidas principalmente por hidrógeno, que no es emisor intenso. Otras moléculas de estas nubes, como el dióxido de carbono y el agua, sí que emiten lo suficiente como para poder estudiar su distribución en la galaxia lejana. Debido al tiempo que tarda la luz en llegar desde la remota SDP.81 hasta la Tierra, y gracias al efecto de lente gravitacional, ALMA nos permite observar una galaxia tal y como era cuando el Universo era muy joven, pues apenas tenía el 15% de su edad actual. Resulta muy significativo constatar que el Universo aún tan joven ya poseía grandes cantidades de carbono y agua.

También interesante

  • Los resultados obtenidos por ALMA sobre SDP.81 ya han dado lugar a dos publicaciones científicas que pueden ser consultadas aquí y aquí.
  • La primera lente gravitacional se observó en 1979 cuando los astrónomos Kyongae Chang y Sjur Refsdal midieron variaciones en el brillo de un cuásar lejano producidas por el efecto de las estrellas individuales de una galaxia cercana.
  • El poder de resolución obtenido por ALMA en la observación del anillo polvoriento de SDP.81 (23 milisegundos de arco) es el mismo que sería necesario para, por ejemplo, poder ver el aro de una canasta de baloncesto puesta sobre la torre Eiffel desde lo alto del Empire State Building en Nueva York. 


ELMUNDO


No sabemos la forma que tiene el halo de materia oscura que rodea nuestra galaxia, la Vía Láctea. Por ello se suele suponer que es esférico. Sin embargo, un nuevo estudio basado en los datos del Sloan Digital Sky Survey (SDSS) propone que la densidad del halo de materia oscura presenta una relación de aspecto (cociente de sus semiejes mayores) de ~0,4±0,1.

El SDSS ha observado las estrellas del halo galáctico de la Vía Láctea a distancias entre 3 y 20 kpc del centro galáctico (el halo se cree que tiene un radio de unos cien kilopársecs). El análisis del movimiento de estas estrellas indica que el potencial gravitacional observado es tres veces mayor que el producido por la materia visible. Además, su relación de aspecto de 0,7±0,1. La materia bariónica no puede explicar este resultado. Además, las teorías MOND convencionales tampoco lo pueden explicar (salvo que se apliquen ajustes finos).

El nuevo artículo es Sarah R. Loebman et al., “The Milky Way Tomography with SDSS. V. Mapping the Dark Matter Halo,” arXiv:1408.5388 [astro-ph.GA], 22 Aug 2014 (el artículo, en segunda revisión, 24 Nov, aparecerá publicado en The Astrophysical Journal).



Las observaciones del halo galáctico de la Vía Láctea son muy difíciles de realizar más allá de los 20 kpc con los instrumentos actuales. Las observaciones del movimiento de las estrellas entre 3 y 20 kpc permite estimar la aceleración a la que están sometidas. Corresponden a un campo gravitatorio que requiere hasta tres veces más masa que la de la materia visible. O bien existe materia oscura, o bien hay que modificar la teoría de la gravedad de Newton, como proponen los modelos tipo MOND (MOdified Newtonian Dynamics); recuerda que los efectos introducidos por la gravedad de Einstein son despreciables a esta escala.

Una predicción genérica de los modelos tipo MOND es que la distribución del potencial gravitatorio tenga la misma forma que la materia visible que lo produce. Las observaciones del SDSS indican que la forma del potencial gravitatorio en la Vía Láctea hasta los 20 kpc difiere de la forma de la distribución de la materia visible. Por tanto, una teoría MOND que modifique la teoría de Newton no puede explicar dicho potencial, salvo que se diseñe de forma expresa para reproducir esta diferencia. Como aún no hay medidas similares en otras galaxias, dicho diseño ad hoc pervivirá durante varios años. Por ello, el nuevo trabajo afirma descartar las teorías MOND más sencillas y más populares, pero no todas las variantes propuestas. Modificar cualquier teoría para reproducir unas observaciones concretas siempre es fácil. Lo difícil es que dicha modificación también explique futuras observaciones.


Los datos del SDSS tienen esta forma de triángulo en el plano RZ (radio R y eje vertical Z) porque cerca del centro galáctico (por debajo de 3 kpc) y en el plano galáctico los datos de SDSS no son fiables). De hecho, los resultados del nuevo trabajo no deben extrapolarse fuera de dichos límites (en especial más allá de los 20 kpc). Al ajustar el mapa de aceleraciones con una ley de potencias para describir la densidad del halo galáctico se ha obtenido un exponente de n=2,77 y un factor de aspecto de q=0,64; estos valores no son independientes entre sí. Según los autores las conclusiones de su estudio no varían cuando se consideran valores extremos entre n=2,57 y q=0,54, y hasta n=2,97 y q=0,74.

Más allá de los 20 kpc hay bastante incertidumbre sobre la forma del halo galáctico. Hay estudios que apuntan a una transición (o cambio) en el perfil de densidad alrededor de los 30 kpc, sugiriendo un valor entre n=3,8 y q=0,70, y hasta n=4,6 y q=0,6. Sin embargo, sus conclusiones aún poco firmes.

La Ciencia de la Mula Francis
  • El astrónomo Richard Ellis, un «cazador de galaxias» cree que pronto se descubrirán las primeras que nacieron en el Cosmos 

     

     

    Cuando vemos el Sol, no lo vemos como es ahora mismo, sino como era hace cuatro minutos. La siguiente estrella más cercana se nos presenta con su aspecto de hace 4 años. Esa es una experiencia manejable que cualquiera puede tener, pero el astrónomo Richard Ellis va mucho más allá. Catedrático en el Instituto de Tecnología en California (Caltech), en Pasadena, se dedica a rastrear las galaxias más lejanas, lo que significa que al mismo tiempo son las más primitivas, que nuestros telescopios actuales son capaces de observar. Esas primeras galaxias se formaron cuando el Universo tenía apenas unos cientos de millones de años, una edad muy tierna si se tiene en cuenta que ya ha cumplido los 13.800 millones, y son imprescindibles para conocer cómo evolucionó el Cosmos. «Es como entrar en el túnel del tiempo», explicaba ayer en Madrid, en la inauguración del ciclo de conferencias «La ciencia del Cosmos, la ciencia en el Cosmos» de la Fundación BBVA.

    -¿Cómo eran esas primeras galaxias?

    -Mucho más pequeñas y numerosas. También creaban muchas más estrellas que las actuales. Probablemente crecieron uniéndose unas con otras, para producir las galaxias espirales y elípticas que hoy conocemos, como la Vía Láctea.

    -Se crearon en una época a la que llaman «oscura», ¿qué se sabe de ella?

    -Cuando el Universo era muy joven estaba envuelto en las tinieblas, una niebla de hidrógeno. Pero con el tiempo, las nubes de hidrógeno colapsaron y formaron las primeras estrellas. La luz de las estrellas tenía suficiente energía para descomponer el hidrógeno restante en sus constituyentes, protón y electrón, y el Cosmos comenzó a ionizarse. Ocurrió cuando tenía entre 200 y 800 millones de años y significa que se hizo la luz, el alba cósmica.

    -¿Cómo fue ese proceso?

    -Hay muchas preguntas al respecto sin responder. Yo creo que la luz se hizo poco a poco, de forma gradual, en un período de unos cien millones de años, porque hay tanta diversidad de galaxias que no pudo ser algo súbito.

    -Es curioso que sepamos más del Big Bang que de lo que pasó después.

    -El motivo es que el Big Bang produjo un resplandor de calor que se puede ver en todo el cielo y es fácil recoger esa luz y analizarla. Sin embargo, observar las galaxias muy distantes es más complicado, porque tienen muy poca luminosidad, necesitamos grandes telescopios para ello.

    -¿Cuándo veremos de verdad la primera generación de galaxias?

    -Solo tenemos que retrotraernos cien millones de años a lo que ya hemos visto. Lo conseguiremos pronto, cuando el potente telescopio espacial James Webb, que se lanzará en 2018, entre en funcionamiento. También ayudará el Telescopio de Treinta Metros (TMT) de Hawaii (en cuyo desarrollo participa Ellis, un proyecto paralelo al europeo E-ELT en Chile), que estará listo en 2020. Los actuales, como el Hubble, ya no nos permiten mirar más atrás.

    -¿Podremos ver alguna vez en directo el nacimiento de las galaxias?

    -No vamos a ser testigos del momento. Sí habrá una población de objetos que acaban de ser formados, de unos 200 millones de años de antigüedad, y más allá no encontraremos nada más que la oscuridad, las tinieblas.

    -La semana pasada la revista «Nature» informaba de la galaxia más lejana -con confirmación espectroscópica-. ¡Cada poco tiempo aparece una nueva!

    -Sí, la de la semana pasada solo fue observada 38 millones de años antes de la anterior registrada, lo que empuja la frontera solo un 0,3%, que no es mucho. Mi equipo tiene dos galaxias candidatas que están más alejadas que ese último récord, otros 70 millones más atrás, por lo que tendrían 500 millones de años. Me pregunto si la gente no está harta de esto, pero si lo confirmamos también presentaremos el artículo en «Nature» (risas).

    -Podemos ver el pasado... ¿Alguna idea de cómo será el futuro?

    -Las observaciones de las galaxias nos han confirmado que la expansión del Universo se está acelerando. La cuestión es si esa aceleración continuará para siempre. Si lo hace, el futuro es muy sombrío. Pero la fuerza que causa esa aceleración podría estar cambiando y si medimos más las galaxias distantes y su distribución, podrían darnos una indicación de que la aceleración parará. Ahora intentamos verificar esa hipótesis, un trabajo que haremos en cinco años.

    -¿Qué le parece la teoría de que exista más de un Universo?

    -Martin Rees (el famoso cosmólogo) era profesor en Cambridge y en el 93 ocupó un nuevo cargo y yo le sucedí en su puesto. Estábamos de acuerdo en muchísimas cosas, pero yo no acabo de verle sentido al multiverso (teoría que defiende Rees). No se puede observar ni verificar, con lo cual es una idea filosófica. Bueno, él es un teórico y yo soy un observador.

    -¿Cree que los ciudadanos entienden las altas inversiones que requiere la astronomía?

    -El telescopio de 30 metros cuesta ocho veces lo que el Real Madrid ha pagado por Gareth Bale, pero es que el telescopio va a durar 50 años y será fantástico para la ciencia, mientras que la carrera de Bale solo durará unos ¿cuatro años? Si es tan fácil encontrar tanto dinero para fichar a un futbolista, no debería ser tan difícil financiar la ciencia.


    De la exploración espacial a la búsqueda de vida extraterrestre


    Richard Ellis ha inaugurado la tercera edición del ciclo «La ciencia del cosmos, la ciencia en el cosmos», organizado por la Fundación BBVA, y en el que investigadores de prestigio internacional exponen las principales cuestiones abiertas en la astrofísica y la cosmología actuales. En las seis conferencias de esta serie, que se prolonga hasta mayo de 2014, se hablará sobre el origen de las galaxias, sobre la búsqueda de vida extraterrestre, la estabilidad de los sistemas planetarios, el estudio del interior de las estrellas, la exploración espacial y del origen y el futuro del Universo. Ante el éxito de las anteriores ediciones la Fundación BBVA ha abierto una ventana en su web en la que ya están accesibles, tanto en versión original como en subtitulada todas las conferencias de las dos primeras ediciones del ciclo, a las que se irán sumando las intervenciones de esta nueva serie.
     
     
     
    ABC.es
La medida de la densidad de la materia oscura en 50 cúmulos galácticos, utilizando la técnica de lentes gravitacionales débiles, ha permitido confirmar las predicciones del modelo de materia oscura fría (CDM por Cold Dark Matter), en concreto, del modelo de Navarro-Frenk-White. Un equipo internacional de astrónomos de Taiwán, Gran Bretaña y Japón han usado la Suprime-Cam del Telescopio Subaru, en el marco del proyecto LoCuSS (Local Cluster Substructure Survey), para medir la distribución de materia oscura en los 50 cúmulos galácticos más masivos. Cada uno tiene una distribución de galaxias muy dispar, pero se pueden combinar todos para dar lugar a un “cúmulo galáctico efectivo” cuya densidad de materia oscura sigue a la perfección la distribución gaussiana predicha por la teoría CDM; de hecho, este perfil predicho para la densidad de materia oscura en función de la distancia radial al centro de masas es diferente en cúmulos galácticos y galaxias. La nueva medida confirma esta diferencia. El artículo técnico es Nobuhiro Okabe et al., “LoCuSS: The Mass Density Profile of Massive Galaxy Clusters at z=0.2,” The Astrophysical Journal Letters 769: L35, Jun 2013 [arXiv:1302.2728]; el modelo teórico es de Julio F. Navarro, Carlos S. Frenk, Simon D.M. White, “A Universal Density Profile from Hierarchical Clustering,” Astrophys. J. 490: 493-508, 1997 [arXiv:astro-ph/9611107]. Más información divulgativa en “Cosmic Giants Shed New Light on Dark Matter,” Subaru Telescope, Jun 12, 2013.


La técnica de lentes gravitacionales débiles se basa en seleccionar un gran número de galaxias de alto corrimiento al rojo que se encuentren en el fondo de la imagen del cúmulo. La imagen de estas galaxias está deformada por la presencia del cúmulo y el análisis del campo de distorsión permite reconstruir la densidad de materia oscura.

 
 
Ajustar la densidad de materia oscura obtenida para un sólo cúmulo galáctico no es adecuado porque la forma de los cúmulos galácticos es muy diversa. Por ello, los autores del nuevo estudio han combinado las imágenes de la densidad de materia oscura para muchos cúmulos galácticos con objeto de obtener lo que sería la distribución teórica para un cúmulo “efectivo.”


El resultado experimental se ajusta muy bien a las predicciones del modelo teórico (universal) de Navarro-Frenk-White (NFW) basado en la materia oscura fría. En el futuro se espera afinar estas medidas gracias a la nueva cámara Hyper Suprime-Cam (HSC) que se instalado en el Telescopio Subaru de 8,2 metros.

Este espectacular vídeo merece la pena, incluso si no sabes ingés [hay versión en francés]. En sus 17 minutos nos muestra el universo cercano a la Vía Láctea, el llamado Universo Local que incluye unas 100.000 galaxias hasta una distancia de unos 300 millones de años luz (incluyendo el “gran atractor,” el “gran vacío” y el “gran muro”). Se ve perfectamente la estructura de la web cósmica y la enorme importancia que tiene la materia oscura para dar lugar a estas grandes estructuras del universo. Que no te asusten los 17 minutos de duración, el vídeo realmente merece la pena.

 

Francis (th)E mule Science's News
 

Este par de galaxias (denominado 'sistema de Keenan') está enlazado por un gigantesco puente de estrellas y gas que mide unos 22.000 años luz. Sometidas a sus fuerzas gravitatorias mutuas, ambas galaxias se encuentran sufriendo dramáticas alteraciones que terminarán con la fusión de ambas en una única galaxia.

En la Osa Mayor

Las dos galaxias denominadas 'NGC5216' (arriba a la derecha) y 'NGC5218' (abajo a la izquierda) constituyen un bello ejemplo de galaxias en interacción. El par también se denomina 'sistema de Keenan' (en honor al astrónomo que descubrió la interacción en 1935) y 'Arp 104' (el objeto número 104 en el catálogo de objetos peculiares compilado por el astrónomo Halton Arp).

El sistema de Keenan se encuentra en la constelación de la Osa Mayor, a unos 17 millones de años luz de distancia. Ambas galaxias están conectadas por una gigantesca estela constituida por estrellas y material interestelar (principalmente hidrógeno gaseoso mezclado con polvo cósmico, pequeñas partículas de material sólido). Además, cada una de las dos galaxias presenta un filamento de 'contra-marea', esto es, una extensión partiendo desde cada galaxia en una dirección más o menos opuesta al puente de unión.

 El puente de 'Arp104'. | J.S. Gallagher

El enorme puente intergaláctico, con una longitud de unos 22.000 años luz, es el resultado de las mareas gravitatorias que se ejercen entre ambas galaxias. De hecho, las fuerzas gravitatorias mutuas hacen que ambas galaxias se encuentren ejecutando un complicado baile en el espacio. Al orbitar cada una en torno a la otra se producen repetidos encuentros en los que las galaxias se aproximan peligrosamente. En cada una de estas aproximaciones, las mareas crean esos espectaculares filamentos, auténticos chorros descomunales constituidos por numerosísimas estrellas.

El destino final del sistema de Keenan, al cabo de unos miles de millones de años, es la fusión completa entre ambas galaxias dando lugar a una única galaxia irregular que contendrá, en forma de masa estelar, la suma de las masas de las dos galaxias individuales.

Vida en comunidad

Las galaxias, sometidas entre ellas a la intensa fuerza de la gravedad, viven en grandes grupos: los 'cúmulos de galaxias'. En las regiones centrales de estos cúmulos se aglomera un gran número de galaxias que se encuentran moviéndose, siguiendo las fuerzas gravitatorias ejercidas por las galaxias vecinas.

Las velocidades relativas entre las galaxias en tales regiones centrales son del orden de unos miles de kilómetros por segundo y las distancias típicas entre galaxias en estas zonas son "tan sólo" de unos 5 millones de años luz (esto es, unas 50 veces el tamaño de una galaxia individual). Por lo tanto, las colisiones entre galaxias, generadas por las fuerzas gravitatorias de atracción mutua, son relativamente frecuentes. Se estima que, en cada cúmulo de galaxias, hay una colisión cada varios cientos de millones de años.

Cada galaxia espiral de tamaño medio (del tipo de la Vía Láctea) contiene cientos de miles de millones de estrellas y una población de nubes interestelares distribuidas, principalmente, a lo largo de los brazos espirales.

Cuando dos de tales galaxias se aproximan mutuamente, las fuerzas de marea entran en acción y se originan así grandes filamentos ('colas de marea'): las estrellas, objetos muy compactos respecto del tamaño de las galaxias, alteran sus trayectorias y la ordenada estructura espiral se ve muy distorsionada, creándose esos filamentos que se dirigen inicialmente hacia la galaxia próxima, pero que modifican sus orientaciones tratando de adaptarse al movimiento orbital de una galaxia respecto de la otra. Se conocen hoy muchos de estos pares de galaxias en interacción, quizás uno de los más espectaculares es 'Arp240', en la imagen adjunta.

Las galaxias enlazadas 'Arp240'. | NASA / ESA / HST

La ley de la jungla

Cuando los núcleos de las dos galaxias entran finalmente en contacto, se produce la fusión total de ambas galaxias, los efectos de tal colisión son especialmente dramáticos para las grandes nubes interestelares gaseosas. Debido a su gran tamaño (de hasta miles de años luz), tales nubes entran en colisión frontal generándose grandes ondas de choque que comprimen y calientan el gas dando lugar a enormes brotes de formación de estrellas nuevas. Un ejemplo ilustrativo es la colisión entre las galaxias 'NGC2207' e 'IC2163', cuya imagen captada por el Hubble es realmente espectacular.

Así pues, la colisión entre dos galaxias se pone de manifiesto mediante la formación violenta de nuevas generaciones de estrellas que consumen rápidamente el gas ambiente. En unas cuantas decenas de millones de años, la mayor parte del gas se ha convertido en estrellas. La distribución de nubes de las dos galaxias iniciales se ha desdibujado completamente. El resultado de la colisión de dos galaxias espirales es una galaxia irregular (a veces elíptica) cuya masa, en forma esencialmente estelar, es la suma de las masas de las dos galaxias iniciales. 

Colisión entre las galaxias 'NGC2207' e 'IC2163'. | NASA / ESA / HST

Cuando una galaxia enana cae en el campo gravitatorio de una gran galaxia, la primera queda atrapada y es 'engullida' por la segunda. Esta ley de la jungla hace que las grandes galaxias vayan creciendo cada vez más, mientras que sobre las enanas se cierne, a largo plazo, una amenaza de extinción.

Este fenómeno de canibalismo galáctico favorece la formación de grandes galaxias en las zonas centrales (más pobladas) de los grandes cúmulos galácticos.

Galaxias en el ordenador

Las colisiones entre galaxias tienen lugar a lo largo de intervalos de tiempo demasiado largos como para poder observar la evolución directamente en el corto plazo de una vida humana. Sin embargo, tales colisiones pueden simularse actualmente en ordenadores. Las fuerzas gravitatorias, la disipación debida al gas, la formación estelar, y muchos otros fenómenos físicos, son los ingredientes de tales modelos.

Los cálculos permiten estudiar de manera realista la evolución de un sistema de galaxias en interacción. Se muestra así de manera muy gráfica que un par de galaxias puede acabar con la fusión de ambas o no, dependiendo de las órbitas iniciales de las galaxias en interacción y de la fricción dinámica entre ellas.

 Colisión entre galaxias. | Mayer et al

La simulación que se muestra en la figura adjunta, realizada por L. Mayer de la Universidad de Zurich y colaboradores, utilizando más de 200.000 horas de tiempo de cálculo en grandes centros de supercomputación, ilustra la formación de puentes de materia muy similares al observado en el sistema de Keenan, al cabo de unos 1.000 millones de años después del encuentro inicial entre dos galaxias y predice la fusión de ambas en un único disco en cuyo centro se encuentra un agujero negro supermasivo.




También interesante

  • A una distancia de unos 2,5 millones de años luz, Andrómeda se encuentra actualmente dirigiéndose hacia la Vía Láctea a una velocidad de un centenar de kilómetros por segundo. Podemos pues prever la colisión de Andrómeda con la Vía Láctea en el plazo de unos seis mil millones de años.
  • 'Arp104' fue visto por primera vez por William Herschel en el siglo XVIII (aunque no se sabía su carácter extragaláctico) y estudiado después por Edwin Hubble a principios del siglo XX. Pero el puente de unión entre las galaxias no fue descubierto hasta 1935 por el astrónomo P.C. Keenan. El artículo original del descubrimiento del puente, que fue publicado en The Astrophysical Journal y puede ser consultado aquí.
  • El eminente astrónomo Halton Arp (nacido en Nueva York en 1927) se hizo muy célebre por sus ideas heterodoxas. Además de compilar su espectacular atlas de galaxias peculiares, siempre se mostró escéptico respecto de la teoría del Big Bang y, en su lugar, adoptó una teoría de un universo estructurado en diferentes capas que ha tenido muchos seguidores en círculos creacionistas.

ELMUNDO.es

Nuevas observaciones con el gran telescopio VLT en Chile y con el Hubble desde el espacio han revelado el origen de la Corriente de Magallanes, un flujo de gas que está cayendo desde las Nubes de Magallanes sobre nuestra galaxia, la Vía Láctea. Estas observaciones muestran que la mayor parte de este gas fue arrancado a la Pequeña Nube de Magallanes hace unos 2.000 millones de años.

Satélites de la Vía Láctea

Al levantar la vista en una noche despejada en el Hemisferio Sur, las Nubes de Magallanes destacan inmediatamente entre los astros más espectaculares de la bóveda celeste. Se trata de dos pequeñas galaxias irregulares vecinas de nuestra Vía Láctea y, como esta última, miembros del cúmulo de galaxias conocido como 'Grupo Local'. Nuestra galaxia tiene un tamaño de unos 100.000 años-luz, pero las Nubes de Magallanes son mucho menores. La mayor de estas dos galaxias, conocida como Gran Nube de Magallanes, tiene un tamaño de unos 14.000 años-luz y se encuentra a unos 160.000 años-luz de distancia, mientras que el tamaño de la Pequeña Nube apenas alcanza los 7.000 años-luz y su distancia a la Vía Láctea es de unos 200.000 años-luz.


En ambas Nubes es posible distinguir una especie de barra similar a las que se observan en las galaxias espirales barradas, pero el resto de la estructura es muy inhomogéneo. También en la zona exterior de la Vía Láctea que mira hacia las Nubes se observan alteraciones de la estructura. Sin duda todas estas distorsiones se deben en gran medida a los efectos causados por las interacciones gravitatorias entre las tres galaxias.

Una gran masa de gas a alta velocidad

Desde principios de los años 1970 se sabe que existe una corriente gaseosa que conecta las Nubes de Magallanes con la Vía Láctea y que contiene una masa (principalmente hidrógeno) de unos centenares de millones de veces la masa del Sol.

Esta 'Corriente de Magallanes' es un flujo de gas que no contiene estrellas y, debido a ello, es sólo observable en detalle mediante la emisión de su hidrógeno en ondas de radio. Tales observaciones de radioastronomía, que permiten la medida de las velocidades con gran precisión, han revelado que esta gran masa de gas ha sido arrancada a las Nubes de Magallanes desde donde va cayendo hacia la Vía Láctea con velocidades que superan el millón de kilómetros por hora.

Pero ¿de dónde procede exactamente la Corriente de Magallanes? Para investigarlo se puede estudiar la composición química del gas de la Corriente y compararla con la composición química del gas que reside en las Nubes de Magallanes. De hecho, al no contener estrellas que generen elementos pesados, la composición química del gas en la Corriente quedó congelada en el momento en que se arrancó de las Nubes de Magallanes (todos los elementos pesados se forman en el interior de las estrellas).

Sin embargo, el gas contenido en estas galaxias sigue siendo enriquecido por las estrellas que evolucionan en su seno, formando elementos más y más pesados, por ejemplo oxígeno y azufre, en sus interiores. Estos elementos son arrojados hacia el medio interestelar en el momento en que las estrellas, al morir, explotan como supernovas o como nebulosas planetarias.


Oxígeno y azufre

Un equipo internacional de astrónomos ha utilizado recientemente el gran telescopio VLT de ESO en Chile y el telescopio espacial Hubble para medir las pequeñas cantidades de oxígeno y azufre contenidas en este flujo de gas. Para ello, los astrónomos analizaron la luz que nos llega desde 6 cuásares situados, fortuitamente, detrás de la Corriente de Magallanes. Estos cuásares, los núcleos muy brillantes de galaxias lejanas activas, están indicados con cruces amarillas en la figura adjunta

Cuásares observados a través de la Corriente de Magallanes | LAB Survey

Al atravesar la Corriente, los haces de luz procedentes de los cuásares sufren la absorción por los átomos de oxígeno y de azufre contenidos en el gas y ello permite medir las abundancias de estos elementos con precisión. Resulta que las pequeñas cantidades de oxígeno y azufre medidas a lo largo de la mayor extensión de la Corriente de Magallanes reflejan la composición química de la pequeña Nube de Magallanes hace ahora unos 2.000 millones de años. Sin embargo, al acercarse a las zonas próximas a la Gran Nube, las abundancias de estos elementos crecen y se aproximan a las abundancias medidas en esa galaxia.

La conclusión es que casi todo el gas de la Corriente de Magallanes fue arrancado de la Pequeña Nube hace unos 2.000 millones de años, lo cual es consistente con la idea de que al campo gravitatorio de la Vía Láctea le resulta más fácil arrancar el gas de la galaxia menos masiva. La Gran Nube de Magallanes sólo ha contribuido, y lo ha hecho mucho más recientemente, con una pequeña fracción al gas de la Corriente.

Recreación de la Corriente de Magallanes y la Vía Láctea

 Como hemos visto, la Corriente de Magallanes no contiene estrellas y se dirige muy rápidamente hacia la Vía Láctea. Cabe esperar que, en el futuro, al aterrizar este flujo tan veloz de gas sobre el disco de nuestra galaxia, las colisiones entre grandes masas gaseosas generen la formación de numerosas estrellas nuevas.

También interesante

  • La Gran Nube de Magallanes fue el escenario de la explosión de la supernova 'SN 1987 A', la más brillante observada desde la Tierra en los últimos cuatro siglos.
  • Las Nubes de Magallanes reciben su nombre de Fernando de Magallanes, el navegante portugués que, al servicio de Carlos I, inició el primer viaje de circunnavegación del globo en Sanlúcar de Barrameda en 1519. Al morir Magallanes en Filipinas en 1521, tomó el relevo en la expedición Juan Sebastián Elcano quien culminó la empresa también en Sanlúcar en 1522. Aunque ciertamente las Nubes de Magallanes fueron descritas por el cronista de esta expedición, Antonio Pigafetta, los dos objetos ya habían llamado la atención de astrónomos árabes en el siglo X. 

ELMUNDO.es

Los astrónomos han identificado un buen número de galaxias con una sorprendente forma rectangular. La más asombrosa de todas ellas es la galaxia 'Esmeralda' denominada así por su silueta que recuerda a la forma en que se suele tallar la gema verde. ¿Cómo se origina la forma rectangular de estas galaxias tan peculiares?


La galaxia Esmeralda | A. Graham

Si se nos pide pensar en una galaxia seguramente evocaremos una bella forma espiral o elíptica. La propia Vía Láctea, nuestra galaxia, tiene varios brazos espirales y nuestro sistema solar reside en el borde de uno de ellos. Sin embargo, en los últimos tiempos se viene detectando un número apreciable de galaxias con una sorprendente apariencia rectangular que deja perplejos a los astrónomos.

Posiblemente la primera galaxia rectangular conocida fue Sextans A. La descubrió el astrónomo suizo Fritz Zwicky en 1942, cuando estudiaba en Caltech (EEUU) las galaxias cercanas utilizando explosiones de supernovas. Se trata de una pequeña galaxia irregular (de las denominadas 'enanas') situada en la periferia del Grupo Local (grupo que incluye a la Vía Láctea, las Nubes de Magallanes y Andrómeda). Zwicky quedó fascinado por la peculiar forma rectangular de esta galaxia, que puede estudiarse con gran detalle por estar situada a una distancia de tan solo unos 4 millones de años luz. Pero Sextans A tiene un brillo superficial muy bajo y su forma no pasaba de ser una mera curiosidad.

Rectángulos y cilindros

Según ha ido progresando la instrumentación astronómica, se han identificado más galaxias con formas cuadradas o rectangulares hasta conocerse hoy una decena. La más notable de todas ellas, LEDA074886, fue localizada recientemente por un equipo de astrónomos liderado por Alister Graham de la Universidad Tecnológica de Swinburne (Australia). Esta galaxia ha recibido el nombre de galaxia 'Esmeralda' por su forma semejante a la talla de la piedra preciosa. Los astrónomos se encontraban observando el enjambre de cúmulos globulares que rodean a la gran galaxia elíptica NGC1407 con el telescopio japonés Subaru de 8,2 m en el Observatorio Mauna Kea (Hawái, EEUU) y la galaxia rectangular fue un descubrimiento casual. Más tarde ampliaron sus observaciones con el telescopio Keck, también en Mauna Kea.


La galaxia Sextans A. | NASA

Como Sextans A, la 'Esmeralda' es una galaxia enana de débil brillo superficial, pero la segunda se encuentra a unos 70 millones de años luz de distancia, 16 veces más lejos que la primera. Su pequeño tamaño, tiene 50 veces menos estrellas que nuestra Vía Láctea, es probablemente la causa de que un objeto tan singular como la galaxia Esmeralda no haya sido observado con anterioridad a la puesta en marcha de los telescopios de 8-10 metros de diámetro.

Se piensa que una época de intensa formación de estrellas masivas en Sextans A desembocó en un amplio conjunto de supernovas que dispararon una nueva generación de estrellas, lo que a su vez generó más supernovas conduciendo finalmente a la formación de una capa expansiva en cuyos bordes se siguen produciendo más y más estrellas. Las más jóvenes de éstas tienen un definido color azul y forman una especie de amplio cinturón o cilindro que proyectado en el cielo, según lo vemos desde la Tierra, aparece como rectangular.

En la galaxia 'Esmeralda' la forma rectangular también se explica como el resultado de la proyección de un cilindro corto (con la altura menor que el diámetro de la base), pero en este caso, el cilindro se cree formado por la colisión de dos galaxias. Otra característica muy importante de esta galaxia es la presencia en la región central de un disco bien definido en el que se están formando muchas estrellas nuevas.

La galaxia grande se come a la chica


La galaxia NGC6822 | CTIO

Una teoría bien aceptada por la comunidad científica es que las galaxias crecen gracias a la colisión de otras galaxias más pequeñas. En algunos casos las galaxias iniciales son de tamaños similares y se fusionan de manera relativamente homogénea. En otros casos, una galaxia grande engulle a otra cercana más pequeña ('canibalismo galáctico'). Sin ir más lejos, nuestra Vía Láctea parece que acabará comiéndose a una de sus compañeras enanas(la Galaxia Enana Elíptica de Sagitario o SagDEG) en los próximos 100 millones de años.

Simulaciones realizadas con ordenador de la fusión de dos galaxias elípticas (que suelen tener poco gas interestelar para formar nuevas estrellas) reproducen con facilidad formas que tienden a ser rectangulares o cuadradas, similares al contorno exterior de Esmeralda'. Sin embargo, la colisión de dos galaxias con mucho material interestelar no produce rectángulos, sino que crea formas redondeadas (discos y anillos) con gran actividad en formación estelar, similares al anillo que se observa en el interior de esta misma galaxia.

La galaxia ‘Esmeralda’ posee elementos de los dos tipos de canibalismo, parece por tanto ser el resultado una fusión de tipo híbrido entre los dos extremos descritos aquí. La colisión de dos espirales (cuyos contornos se representan como líneas negras en la figura adjunta) pudo hacer que las estrellas pre-existentes fuesen lanzadas hacia grandes órbitas creando el cilindro que proyectado aparece como un rectángulo, mientras que el gas interestelar procedente de ambas galaxias iniciales pudo ser arrastrado hacia el interior de la zona ecuatorial creando el disco de intensa formación estelar que se observa en el centro.


Para explicar las características de la galaxia 'Esmeralda' y comprender los mecanismos físicos que han tenido lugar durante su formación será preciso realizar simulaciones de colisiones entre galaxias que tengan en cuenta el comportamiento tanto de las estrellas como del gas de las galaxias iniciales. Este tipo de simulaciones son hoy posibles, pero suponen un importante desafío por necesitar de medios de cálculo muy potentes.

También interesante

  • La Esmeralda cósmica no durará para siempre. Cuando LEDA 074886 colisione con otra galaxia, cuyo eje no esté perfectamente alineado con el suyo, perderá su bonita forma, pero no se prevé que esto suceda antes de unos mil millones de años

  • NGC 1407 es la galaxia más brillante del grupo de la constelación Erídano (El Río). Este conjunto de galaxias, situado a una distancia media de unos 75 millones de años luz, cuenta con aproximadamente 200 galaxias de las que el 70% son espirales e irregulares y el 30% restantes, elípticas y lenticulares

  • La diversidad existente en la forma de las galaxias fue constatada muy poco después del descubrimiento de estos astros a principios del siglo pasado. Fue el propio Edwin Hubble, el descubridor del carácter extragaláctico de las nebulosas espirales, quien elaboró un primer esquema de clasificación en 1936, dividiendo a las galaxias en diferentes tipos: elípticas, espirales, espirales barradas e irregulares utilizando para ello un diagrama en forma de diapasón
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