las galaxias más cercanas y sus movimientos

LAS GALAXIAS MÁS CERCANAS Y SUS MOVIMIENTOS
Mario Pedreros Avendaño
Departamento de Física - Facultad de Ciencias
Universidad de Tarapacá, Casilla 7-D, Arica
e-mail: mpedrero@uta.cl
Resumen
Las galaxias se agrupan en cúmulos, que contienen desde unas pocas galaxias hasta
miles de ellas. Nuestra galaxia, la Vía Láctea, pertenece a un pequeño grupo de éstas
llamado el Grupo Local. El conocimiento de las velocidades espaciales relativas de las
galaxias en el Grupo Local con respecto a la Vía Láctea permite conocer acerca de la
evolución dinámica del grupo y de las galaxias contenidas en él. Específicamente, se
pueden determinar: las trayectorias u órbitas de estas galaxias dentro del grupo, la masa de
nuestra galaxia, detalles sobre la formación de algunas estructuras en nuestra propia galaxia
y la historia de formación de estrellas en las galaxias menores dentro del Grupo Local. En
esta charla presentamos las técnicas modernas que se están usando para averiguar las
velocidades espaciales de algunas galaxias cercanas del Grupo Local relativas a nuestra
galaxia y que son posibles de aplicar debido a que se cuenta hoy en día con detectores
electrónicos muy sensibles que se están usando en la observación astronómica. También
presentamos algunos de los resultados obtenidos hasta ahora.
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1. INTRODUCCION
Una galaxia es un mega-conglomerado de estrellas, que puede contener varios
cientos de miles de millones de ellas. Estos conglomerados pueden tener diversas formas,
que dependen, a su vez, de la forma en que sus estrellas han ido naciendo. Se cree que una
galaxia se forma de una nube de gas y polvo que se condensa en estrellas. Esta
condensación puede ser lenta o rápida, lo cual determinará las características de la galaxia
naciente. Las nubes de las que se originan las galaxias tienen, inicialmente y en términos
simples, una forma esferoidal, además se contraen sobre sí mismas y por lo general tienen
un movimiento giratorio. Por lo anterior es que si la formación de estrellas es muy rápida,
es decir, que todo el gas en la nube se convierte en estrellas en unos pocos miles de
millones de años, el conglomerado de estrellas nacientes va a adoptar la forma original de
la nube, es decir, una forma esferoidal (y levemente achatada si el movimiento giratorio es
significativo). Si por otra parte, la formación de estrellas es lenta, como en el caso de
nuestra propia galaxia (la Vía Láctea), que todavía está formando estrellas, ésta va a
adoptar una forma muy achatada, casi aplanada, que es la forma que la nube va adquiriendo
a medida que pasa el tiempo, debido a su movimiento giratorio.
SATELITE
PROTUBERANCIA
CENTRAL
DISCO
HALO
SATELITE
Fig. 1. Galaxia Andrómeda y sus dos galaxias satélites. Su tamaño es levemente mayor que el
de nuestra galaxia pero es similar en aspecto. Es el segundo integrante, junto con nuestra
galaxia, de mayor tamaño del llamado Grupo Local de galaxias. Estas dos galaxias poseen
un halo, compuesto principalmente por estrellas, por eso no resalta como el disco que se
compone principalmente de gas y estrellas jóvenes. El halo rodea al disco, tiene forma
esferoidal, concentra la mayor parte de la masa y probablemente se formó en una época
posterior a la formación de la galaxia misma.
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Solo a principios del siglo XX, se encontró que algunos de aquellos manchones de
luz (las así llamadas nebulosas) que se veían en los telescopios pequeños mediante
observación visual directa, correspondían a sistemas de estrellas externos a nuestra propia
galaxia. Esto debido a que a través del uso de fotografía astronómica y de telescopios de
mayor tamaño, se pudo averiguar que estos objetos estaban compuestos de verdaderos
enjambres de estrellas. Posteriormente, al comprobar sus distancias por métodos que se
explicarán en la siguiente sección, se determinó que estos sistemas se encontraban más allá
de nuestra propia Vía Láctea y eran, en su propio derecho, otras galaxias.
2. DISTANCIAS A OTRAS GALAXIAS
Si en una galaxia se pueden ver estrellas individuales, es decir, si sus estrellas están
resueltas, se pueden usar éstas para calcular su distancia. El brillo o luminosidad con que se
ve una estrella desde la tierra (brillo o luminosidad aparente) y que se mide en energía
luminosa por unidad de tiempo y superficie (p. Ej.: Joules/segundo/m2 = Watt/m2), depende
de dos factores principales. El primero es la cantidad de luz que el objeto emite, el llamado
brillo intrínseco (o luminosidad intrínseca), mientras que el segundo tiene que ver con la
distancia a la que se encuentra el objeto. El primer factor depende de la cantidad de energía
que la estrella esté generando en su interior (lo cual a su vez depende de la masa de la
estrella). El segundo factor, la distancia, influye en el cambio de brillo de un objeto
luminoso, por ejemplo el debilitamiento del brillo de las luminarias de las calles o de los
faroles de un vehículo a medida que se encuentran más lejos. Este último efecto se puede
usar como herramienta para encontrar la distancia de una estrella cuyo brillo intrínseco (o
cuyo brillo aparente a una distancia conocida) se conoce. Aunque el método se encuentra
descrito en detalle en [1], de todas maneras recordaremos en los párrafos siguientes,
algunos de sus aspectos básicos.
El brillo aparente de una estrella es inversamente proporcional a su distancia al
cuadrado, por lo que si llamamos b al brillo aparente de una estrella y r a su distancia,
podemos escribir: b =k/r2 , donde k es una constante. Si hacemos esto para una misma
estrella (o dos estrellas de similares características) a dos distancias distintas, podemos
escribir b1 =k/r12 y b2 =k/r22. Dividiendo entre sí ambos términos queda:
b1/b2 = r22/r12
(1)
por lo que si conozco el brillo de una estrella a una distancia conocida (digamos b2 y r2,
respectivamente) y puedo medir el brillo aparente (b1) de otra estrella similar, podría
entonces despejar de la expresión de arriba, la distancia desconocida (r1 ) a esta última
estrella, como sigue:
r12= r22 (b2/ b1 ).
(2)
Sabemos que en nuestra galaxia, hay diversos tipos de estrellas, con distintos brillos
(y colores) intrínsecos [2] y que los mismos tipos de estrellas se encuentran también en
otras galaxias. A través de métodos de medición especiales (por ej., ver [1] o más abajo),
podemos averiguar las distancias a las estrellas en nuestra galaxia, y con métodos
fotométricos, medir sus brillos aparentes. Contaremos así con los parámetros r2 y b2 . Si
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descubrimos este mismo tipo de estrellas en otras galaxias y medimos sus brillos aparentes
(b1 ) podremos entonces conocer, de la expresión (2), sus distancias (r1 ), que
corresponderían a la distancia de la galaxia en que estas estrellas se encuentran.
Este método se puede aplicar específicamente a un tipo de estrellas de brillo
variable llamadas ceféidas [1]. En este tipo de estrellas, el período de variación del brillo
(que es de varios días) está relacionado con su brillo intrínseco medio, o, lo que es lo
mismo, con su brillo aparente (b2) a una distancia estándar conocida (r2). Esto a través de
la, así llamada, relación período-luminosidad de las ceféidas. Entonces, si observamos una
ceféida en otra galaxia y determinamos el período de variación de de su brillo, podremos
conocer, a través de la relación período-luminosidad, su brillo b2 a la distancia estándar r2
(o su brillo intrínseco). Entonces al medir su brillo aparente (b1) podremos conocer su
distancia (r1), a través de la relación (2).
La relación período-luminosidad de las ceféidas se puede conocer (o construir)
usando aquellas ceféidas pertenecientes a nuestra propia galaxia y que tienen distancias y
brillos conocidos (ver Fig. 7 en [1]).
∆R
∆R
∆R
Fig. 2 Método Baade-Wesselink. Panel izquierdo: técnica espectroscópica para
averiguar la velocidad radial de expansión de la ceféida, la que permite encontrar la
variación lineal ∆R del radio de la estrella. Panel derecho: técnica interferométrica para
averiguar la variación angular ∆θ del radio de la estrella. La expresión (similar a (3)) al
pie de las figuras permite encontrar la distancia d a la ceféida, donde d se da en parsecs,
∆R en radios solares y ∆θ en milisegundos de arco [3].
Una forma moderna para averiguar las distancias a las ceféidas en la Vía Láctea,
para ser usadas en la construcción de la relación período-luminosidad, es utilizando
técnicas interferométricas. Estas técnicas consisten en usar dos o más telescopios separados
por una distancia determinada para observar simultáneamente una estrella. Esto permite,
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debido al principio del interferómetro, medir ángulos muy pequeños que no son posibles de
medir con un solo telescopio. Esto incluye la medición del tamaño angular de las propias
ceféidas, por ejemplo. Estas estrellas por ser variables, no solo muestran una variación
periódica en su brillo sino que también, en este mismo periodo varía su diámetro. Entonces,
si se mide, simultáneamente, la variación angular (∆θ) del radio (o diámetro) de la estrella,
en radianes, mediante el interferómetro y la velocidad radial de su espectro en
(kilómetros/segundo) [1], podremos deducir su distancia. La medición de la velocidad
radial en un tiempo conocido (∆t) nos da el cambio de su radio (∆R), en kilómetros, ya que
∆R = vR ∆t, donde vR es la velocidad radial de expansión (ver Fig. 2) .
Si suponemos que la estrella se expande de la misma forma en todas direcciones
podemos encontrar su distancia d mediante:
d = ∆R/∆θ
(3)
que viene de la conocida fórmula geométrica con que se define un ángulo en radianes:
∆θ = ∆S/ d
(4)
donde ∆S corresponde a un arco la circunferencia de radio d (ver Fig. 5). En el caso de
galaxias más distantes y que no se puedan resolver en estrellas, existen otros métodos de
medición de distancias que involucran la morfología de la galaxia, su brillo intrínseco, la
aparición esporádica de una supernova en la galaxia, que se puede usar como fuente
luminosa de brillo conocido, y por último su corrimiento al rojo (redshift), debido a la
expansión del universo.
3. EL GRUPO LOCAL DE GALAXIAS
Una vez conocidas las distancias a las galaxias, se encuentra que éstas no se
distribuyen uniformemente en el espacio sino que se agrupan en conglomerados. Estos son
llamados cúmulos de galaxias, los que generalmente pueden contener desde unas pocas
galaxias, hasta miles de ellas. La Vía Láctea, junto a la llamada galaxia Andrómeda,
pertenecen a un pequeño grupo formado por unas 40 galaxias (ver Fig. 3) llamado “Grupo
Local de Galaxias” (GL) el que a su vez parece pertenecer a un conglomerado mayor
llamado el “Cúmulo de Virgo”, cuyo centro se encuentra a unos 50 millones de años luza de
nuestra galaxia y contiene varios miles de galaxias.
Aquí nos concentraremos en el GL (ver Fig. 3), específicamente en el estudio de los
movimientos de algunas galaxias que lo forman y que son aquellas más cercanas a nuestra
Vía Láctea.
La importancia de conocer los movimientos de las galaxias cercanas a la nuestra
radica en que éstos son necesarios para entender o determinar:
a
1 año luz = 9,5 x 1012 km
59
Fig. 3 Representación artística de parte del Grupo Local de Galaxias en donde
se muestra las galaxias que rodean a la Vía Láctea y a la galaxia Andrómeda,
las mayores componentes del Grupo Local
• el origen del sistema de galaxias satélites de la Vía Láctea y su relación con la formación
del halo galáctico (ver Fig. 1). Recientes descubrimientos muestran a las galaxias
esferoidales enanas (pequeñas galaxias de forma esferoidal) de Sagitario y del Can
Mayor, siendo “devoradas” por la Vía Láctea (ver Fig. 4), lo cual confirma la idea de
que el halo de esta última puede haberse formado por acreción (acumulamiento) de
fragmentos de galaxias satélites destrozadas por efectos gravitacionales de mareas
producidos por la propia Vía Láctea (ver Fig. 4).
• el rol de las interacciones gravitacionales en la evolución y en la historia de formación
de estrellas en galaxias enanas. Esto es una tarea posible de enfrentar ya que hoy en día
se puede averiguar con precisión, a partir de los diagramas color-luminosidad [1] de las
estrellas en galaxias estudiadas, en qué momento ha habido episodios de formación de
estrellas en esas galaxias. Al mismo tiempo, se pueden determinar las órbitas de éstas
galaxias usando sus movimientos propios (o velocidades transversales) en combinación
con sus velocidades radiales (ver Sec. 4).
• la masa de nuestra galaxia y su relación con las Nubes de Magallanes. Conociendo la
velocidad espacial de las Nubes de Magallanes ( par de galaxias muy cercanas a la Vía
Láctea, visibles a ojo desnudo desde el hemisferio sur) es posible determinar si este
sistema cercano es un satélite de nuestra galaxia o simplemente está pasando cerca de
nosotros para luego alejarse. Es posible también, bajo ciertas suposiciones, determinar la
masa de la Vía Láctea, de la misma forma que se puede determinar la masa de la tierra
por medio de los movimientos de la luna, su satélite.
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Fig. 4 Representación artística de la galaxia enana de Sagitario (gran arco que
rodea a la Vía Láctea) siendo destrozada y “devorada” por las fuerzas
gravitacionales de marea producidas por la Vía Láctea (figura con brazos
espirales). De episodios como este se cree que se formó el halo de nuestra Vía
Láctea
4. MOVIMIENTOS PROPIOS DE LAS GALAXIAS CERCANAS
Hay dos formas de estudiar el movimiento de cualquier objeto celeste y que tienen
que ver con las técnicas usadas para detectar este movimiento.
La primera de estas técnicas es el estudio de las velocidades radiales de los cuerpos
celestes. La velocidad radial corresponde a la componente del movimiento a lo largo de la
línea de visión del objeto (ver Fig. 5). Esta da cuenta directamente del alejamiento o
acercamiento del objeto respecto al observador. Esta velocidad se puede estimar a través
del cambio de posición de las líneas espectrales en el espectro del objeto estudiado (ver
referencia [1]). Este cambio de posición se refiere al cambio en la longitud de onda (∆λ = λ
-λ0) de las líneas de elementos químicos conocidos, con respecto a su longitud de onda (λ0)
en un espectro de comparación, en reposo, obtenido en el laboratorio. La velocidad radial
del objeto está relacionada directamente con ∆λ, a través de la expresión ∆λ/λ0 = vR/c,
donde vR es la velocidad radial del objeto y c es la velocidad de la luz en el vacío
(c = 300 000 km/seg). Este cambio de longitud de onda es provocado por el llamado
“efecto Doppler” explicado en detalle en [1].
La segunda técnica, que es un poco mas compleja que la anterior, es el estudio de la
velocidad transversal. Esta es la componente perpendicular a la línea de visión del objeto en
estudio (ver Fig. 5) y se obtiene a través de la observación del cambio de posición del
objeto, con respecto a objetos más lejanos, en fotografías directas tomadas en distintas
épocas de observación. Lo que en realidad se obtiene con esta técnica, es el cambio de
posición angular (∆θ) del objeto en un intervalo de tiempo (∆t) determinado, con respecto a
un objeto lejano. Para conocer el cambio real de posición (∆r, en kilómetros, por ejemplo),
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que luego nos llevará a conocer su velocidad transversal, es necesario conocer la distancia
(d) al objeto mismo.
Luego, de la expresión geométrica ∆r/d = ∆θ (de (4), reemplazando ∆S por ∆r, que
son aproximadamente iguales), donde ∆θ se da en radianes, podemos despejar ∆r, cuyas
unidades serán las mismas con que se da d (kilómetros, años-luz, parsecsb, etc). Entonces,
haciendo vT = ∆r/∆t obtendremos la velocidad transversal del objeto.
∆S
∆S = ∆θ d
d
∆θ
vR
Objeto
d
a objeto
lejano
∆r
∆θ
∆r ≈ ∆θ d
vT = ∆r/∆t
Observador
Fig 5. Cambio de posición angular (∆θ) de un objeto astronómico con respecto a
un objeto muy lejano, en dos épocas distintas entre las cuales hay un intervalo de
tiempo ∆t. En el recuadro ∆S es un arco de la circunferencia de radio d.
Una expresión práctica para el cálculo de la velocidad es:
vT = 47,4 d ∆θ/∆t
(5)
donde d se da en miles de parsecs, y ∆θ/∆t en segundos de arco por año. En esta expresión
vT es la velocidad transversal y se obtiene en km/seg. La cantidad ∆θ/ ∆t es la llamada
“movimiento propio” (MP) del objeto estudiado y significa el cambio de posición angular
del objeto por unidad de tiempo.
Como la medición del MP implica la medición de
ángulos muy pequeños, esta técnica sirve sólo para objetos relativamente cercanos. Esto
debido a que si d es muy grande, la relación (5) nos dice que ∆θ será muy pequeño para un
mismo vT. El menor valor confiable de ∆θ que se podrá medir, lo impondrá la incerteza
asociada a la medición de ángulos.
Cuando los valores de cambio de posición angular que se quieren detectar son
similares al error de la medición, esto se traduce en un resultado no confiable. Con el uso
b
1 parsec = 3,26 años luz
62
de CCDc en fotografía astronómica directa, se han refinado mucho las técnicas de
medición, dando como resultado que, en una noche con buen “seeing” (es decir sin
turbulencias atmosféricas significativas que distorsionen la imagen) es posible medir
posiciones sobre la imagen con una precisión de alrededor de 0,01 pix (una centésima de
pixelc). Típicamente la escala de la imagen puede ser unos 0,3”/pix (tres segundos de arco
por pixel) por lo que el error se convierte en 0,01*0,3 = 0.003” (tres milésimas de segundo
de arco). Ahora si se hacen varias mediciones (unas 9, por ejemplo) por época de
observación, el error en el valor medio de la posición se reduce a 0,001”. Suponiendo este
error y para dos épocas diferentes (separadas por 7 años, por ejemplo), el error del
movimiento propio es de 0.0002”/año, o de 0,2 milisegundos de arco por año (msa/año).
Como los valores de movimiento propio que queremos medir son de unos pocos
milisegundos de arco por año, este error nos permite obtener resultados plenamente
confiables. Además, como las observaciones no consisten sólo en una época inicial y una
final, sino que habrán varias épocas de observación intermedias, los errores en el
movimiento propio serán aún menores.
Entonces, como decíamos anteriormente, para medir el movimiento propio de un
objeto (estrella, galaxia, etc.) es necesario detectar los cambios de posición del objeto
estudiado respecto de algún sistema de referencia “inmóvil”, para diferentes épocas de
observación. En nuestro trabajo con las galaxias cercanas del Grupo Local, se están usando
cuásares como sistema de referencia. Estos son, en general, objetos puntuales muy
luminosos y que casi siempre están a distancias muy grandes, lo cual los hace muy buenos
puntos de referencia, ya que cualquier movimiento transversal que pudieran tener, es
minimizado por la distancia a que se encuentran (de la misma manera que un avión lejano
se ve moviéndose muy lentamente). Se miden las posiciones de él o los objetos estudiados
en conjunto con las de los cuásares en el campo de la imagen, para las distintas épocas de
observación. Luego se transforman estas posiciones a un sistema de coordenadas común,
que puede corresponder al sistema de una de las mejores noches observadas. Esto se hace
con el fin de poder comparar las observaciones hechas, en general, en distintas condiciones
(con distintos detectores, con distintas orientaciones del detector y quizás hasta con una
óptica distinta del telescopio). Luego se corrige las posiciones por efectos de la refracción
diferencial de color, ya que la luz es refractada (desviada) por la atmósfera en forma
selectiva, dependiendo del color de los objetos observados, lo cual influye en las posiciones
relativas de los objetos sobre una misma imagen.
Con todas las correcciones y procesamientos de los datos descritas en los párrafos
anteriores, recién podemos contar con la variación angular relativa de la posición de los
objetos estudiados con respecto a la época de observación, de la cual podemos derivar una
velocidad transversal (de (5)) que, en combinación con la velocidad radial del objeto, nos
permite calcular la velocidad espacial total del objeto (V) en estudio, a través de
V2 = VR2 + VT2.
c
CCD : Charged Coupled Device. Aparato detector de luz que consiste en un chip con millones de detectores
microscópicos (píxeles) que convierten la luz en pulsos eléctricos y que ha venido a reemplazar la fotografía
convencional. Las cámaras fotográficas y filmadoras digitales tienen un CCD como elemento detector.
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5. MOVIMIENTO PROPIO DE LAS NUBES DE MAGALLANES
Las Nubes de Magallanes conforman un sistema de dos galaxias cercanas a la Vía
Láctea, la Nube Grande de Magallanes (NGM) y la Nube Pequeña de Magallanes (NPM), a
distancias de 50 mil y 64 mil parsecs, respectivamente. Se sospecha que este sistema es
satélite de nuestra propia galaxia, la Vía Láctea. Para comprobar esto se ha hecho un
estudio del movimiento propio de la Nube Grande y, en estos momentos, se está efectuando
uno similar en la Nube Pequeña. El estudio de la NGM (ver Fig. 6), se ha hecho de la forma
descrita anteriormente, usando cuásares como punto de referencia. Específicamente, se han
elegido estrellas en la NGM en los campos observados, y se han registrado sus posiciones,
junto con las del cuasar que se proyecta en cada campo (en este estudio son cuatro campos,
cada uno con un cuasar), y se estudia el “movimiento del cuasar” respecto a las estrellas de
la NGM. Obviamente lo que se mueve son las estrellas respecto del cuasar por lo que, una
vez determinado el “movimiento del cuásar”, se adopta el negativo de éste como el
movimiento propio de las estrellas y por ende de la NGM. Los resultados obtenidos son,
que la velocidad espacial de la NGM es 350 km/seg lo que es menor que la velocidad de
escape de la Vía Láctea (velocidad mínima que permite al objeto escapar de la fuerza
gravitacional de la Vía Láctea), por lo que se concluye que la NGM está ligada
gravitacionalmente a nuestra galaxia, es decir, corresponde a un satélite de la Vía Láctea.
Estudios similares se están llevando a cabo con la NPM, que esperamos den resultados
similares a los indicados para la NGM. Ahora, suponiendo que la NGM es un satélite de la
Vía Láctea, se puede estimar la masa de ésta última (MG )a través de la relación, que
supone un potencial gravitacional para una masa puntual:
Fig. 6 La Nube Grande de Magallanes (NGM), galaxia irregular, perteneciente al Grupo
Local de Galaxias y que es presumiblemente un satélite de nuestra galaxia (la Vía
Láctea). Al extremo izquierdo superior de la NGM se aprecia claramente una nebulosa
brillante llamada Tarántula, cerca de la cual apareció una supernova, detectada desde
Chile, el año 1987
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MG = (dNGM / 2G){V R 2 + V T 2 (1-d2NGM/ra2)}/ (1- dNGM /ra),
donde: dNGM: distancia a la NGM; G: constante gravitación universal; ra : distancia
apogaláctica de la NGM (distancia máxima de la Nube con respecto a la Vía Láctea).
El resultado es de MG = 5,9 x 1011 masas solares (1 masa solar = 1,99 x 1030
kilogramos), lo cual es compatible con otros resultados independientes.
Otras galaxias cercanas (pero más alejadas de la Vía Láctea que las Nubes de
Magallanes) se están observando en estos días con el propósito de determinar sus
movimientos propios y velocidades espaciales. A medida que aparecen detectores más
sensibles y se refinan los métodos de medición de posiciones para distintas épocas de
observación, se irán obteniendo los movimientos propios y por ende la velocidades
espaciales, de un mayor número de galaxias cercanas, lo cual nos permitirá conocer cada
vez mejor la forma como se mueven estas galaxias, su influencia en la formación de
nuestra propia galaxia y algo más de la historia de su propia formación y la de otras
galaxias similares.
6. REFERENCIAS
[1] Pedreros, M. "¿A qué distancias están las estrellas?", Publicaciones del
Departamento de Física, Universidad de Tarapacá, 12, 1 (1995).
[2] Pedreros, M. "Las Estrellas También Mueren... y Vuelven a Nacer", Publicaciones del
Departamento de Física, Universidad de Tarapacá, 11, 1 (1994).
[3] Observatorio Europeo Austral (ESO) página web: www.eso.org
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