Las galaxias son agrupaciones estelares y planetarias vinculadas gracias a la gravedad en una estructura más menos delimitada. Al respecto, la Vía Láctea es una especie de galaxia que alberga nuestro sistema solar. En la siguiente publicación revisaremos los principales aspectos de las galaxias en base a las enseñanzas del profesor José María Maza Sancho, astrónomo chileno y autor del libro Astronomía contemporánea.
Tabla de Contenido
La vía láctea
En una noche de fines de invierno, a eso de las 10 de la noche, podemos disfrutar de uno de los espectáculos más bellos que la naturaleza nos ofrece: la Vía Láctea. Es necesario mirar el cielo en un sitio alejado de las grandes ciudades y en una noche sin Luna. Después de cinco o diez minutos nuestros ojos se adaptan a la oscuridad y podremos contemplar una franja blanquecina que cruza el cielo dividiéndolo en dos partes iguales. Fue bautizada como Vía Láctea, camino lechoso o galaxia por los griegos, de gala = leche.
Si observamos el cielo durante varios meses nos daremos cuenta que la posición de la Vía Láctea en el cielo va cambiando a lo largo de los meses y en los meses de verano vemos la otra parte de ella que pasa por las constelaciones de Auriga, Tauro, Géminis, Orion, Can Mayor y Pupis. El arco más impresionante de la Vía Láctea, visible en invierno, de Carina pasa a Cruz, luego a Centauro, Escorpión y Sagitario, Ofiuco, Scutum y Aquila.
No todos los pueblos vieron a la Vía Láctea como un camino lechoso. Los judíos lo veían como El río de Luz; en China y Japón la vieron como el Río Celestial o Río Plateado. Para los romanos era el cinturón celestial; para los suecos el camino del invierno; para los antiguos escandinavos era la ruta de los espíritus que iban al Valhalla. Esta idea también prevaleció entre los indios de norteamérica. Para los indios de Ottawa era agua barrosa revuelta por una tortuga que nadaba a lo largo del fondo del cielo. Para los incas era polvo dorado de estrellas. Para los polinésicos era un tiburón grande y azul que se comía las nubes.
Hay muchas versiones del sentido o significado de la Vía Láctea que habla más de los pueblos que la tuvieron que de la Vía Láctea misma. En el año 460 a. C. el filósofo griego Demócrito sostuvo que se trataba de un conjunto de estrellas muy distantes. Después de mucho tiempo en el año 1609, el genial Galielo Galilei, al observar el cielo con un telescopio, se dio cuenta que Demócrito estaba en lo cierto y la apariencia blanquecina de la Vía Láctea se debe a innumerables estrellas débiles, invisible individualmente a simple vista.
Con la hipótesis heliocéntrica de Nicolás Copérnico, planteada en 1543, la idea de que el Sol es una estrella y que hay muchos miles de estrellas como el Sol en el Universo, fue adquiriendo cada vez más fuerza. Las estrellas dejaron de ser meros puntos luminosos sobre la esfera celeste para transformarse en soles. Gracias al telescopio se descubrieron un gran número de estrellas débiles, que no pueden apreciarse a ojo desnudo. Estas observaciones despertaron el interés por conocer cómo se distribuyen las estrellas en la Vía Láctea; los primeros modelos al respecto fueron planteados a mediados del siglo XVIII.
En 1750 el inglés Thomas Wright propuso un modelo de universo que explicaba la apariencia de la Vía Láctea en el cielo; ese diseño fue mejorado por el gran filósofo alemán Inmanuel Kant en 1755. Plantea que el Sol y las estrellas forman un sistema que gira en tomo a su centro en órbitas que tienen una gran preferencia por un plano, análogamente al sistema solar donde todos los planetas giran en torno al Sol en órbitas casi coplanares. De ese modo Kant imagina que la Vía Láctea es el lugar en el cielo donde se sitúa el plano principal de simetría del sistema estelar a que pertenecemos. Fue aún más lejos proponiendo que algunas pequeñas nebulosas elípticas que habían sido encontradas por los astrónomos de la época, eran sistemas estelares externos a la Vía Láctea y semejantes a ella en la naturaleza. Esta hipótesis de Kant sobre la estructura del cosmos llegó a ser conocida como de los universos-islas. La Vía Láctea sería nuestro universo-isla, pero habría muchos millones más en el cosmos.
Las ideas científicas de Kant son muy interesantes, sobre todo si recordamos que era un filósofo y no un científico profesional. Propuso también una teoría de formación del sistema solar que al ser replanteada por Laplace ha servido de base a todos los modelos actuales de formación del sistema solar. Las ideas de Kant sobre la Vía Láctea no pasaban de ser una especulación filosófica, sin un sólido apoyo observacional. El estudio científico sistemático de la Vía Láctea se inicia en el último cuarto del siglo XVIII gracias al gran astrónomo inglés William Herschel.
En 1781 Herschel tuvo la suerte de descubrir una estrella que se desplazaba en el cielo, con unos de sus telescopios pequeños. Pensó que podía tratarse de un cometa, pues él veía que no era un objeto puntual como las estrellas. Resultó ser un nuevo planeta, Urano, que le dio gran fama logrando que el rey de Inglaterra le destinara una pensión para que se consagrará exclusivamente a estudiar el cielo (esto después que Herschel intentara el viejo truco de bautizar el nuevo planeta con el nombre del rey).
Herschel abordó el estudio del cielo como un naturalista, iniciando un gran "levantamiento" de los cuerpos celestes. Empezó a catalogar toda clase de objetos nebulosos visibles a sus poderosos instrumentos; su lista llegó a casi tres mil. En cuanto a las estrellas utilizó un método de recuentos estelares en distintas direcciones del cielo, y de acuerdo al número de estrellas que veía en cada zona estimaba la profundidad del sistema estelar en esa dirección. Planteó un modelo para la Vía Láctea que en gran escala es de forma lenticular, cuyo diámetro es cinco veces mayor que su espesor, con el Sol cerca del centro del sistema.
El modelo de Herschel no tiene una escala determinada, pues él no conocía la distancia a las estrellas. Todas las medidas las expresa en unidades de la distancia a Sirio, la estrella más brillante del cielo, que suponía era una de las más cercanas a la Tierra. Recién en el año de 1838 se logra medir por primera vez la distancia a una estrella. Entonces se pudo estimar las dimensiones de la galaxia según Herschel y eran unos diez mil años-luz de diámetro por dos mil años-luz de espesor. En el siglo XIX se inicia la astrofísica a partir de 1859 con la publicación de Kirchhoff de las leyes del análisis espectral. La estructura de la Vía Láctea recibió poca atención y sólo con la introducción de la fotografía en astronomía, al terminar el siglo, se reinicia su estudio gracias al trabajo del astrónomo holandés Jacobo Kapteyn y luego del norteamericano Harlow Shapley. Antes de ver el desenlace de la historia pasemos revista a los principales componentes de nuestra galaxia.
Los instrumentos astronómicos son un conjunto de herramientas desarrolladas con el propósito de llevar a cabo el estudio de los cuerpos celestes, incluidos los planetas y sus satélites, los cometas y meteoroides, las estrellas y la materia interestelar.
Componentes de la vía láctea
Hace un siglo y medio se midió por vez primera la distancia a una estrella; desde entonces se ha determinado la distancia a varios miles de estrellas. La más cercana al Sol es Alfa Centauri (la estrella más brillante de la constelación austral del Centauro); su luz demora 4 años y algo más de tres meses en llegar hasta nosotros. De las estrellas más brillantes a simple vista no todas están cerca; algunas están muy lejos pero son mucho más brillantes que el Sol. Hay un gran rango de luminosidades en las estrellas desde aquellas que sólo emiten la cienmilésima parte que el Sol a aquellas que arrojan al espacio un millón de veces más energía por segundo que nuestra estrella madre.
En la Vía Láctea hay muchas estrellas; a simple vista se ven más de cinco mil, pero con ayuda de un telescopio su número crece de tal manera que se estiman en 200 mil millones las estrellas que acompañan al Sol en esta morada que llamamos la Galaxia (así con mayúsculas, para distinguirla de "las otras" que van con minúsculas). Al explorar el cielo con un telescopio modesto rápidamente nos damos cuenta que hay otros objetos más allá de las simples estrellas. En primer lugar y mirando a Alfa Centauri, la estrella más cercana, con un pequeño aumento nos podemos dar cuenta que no es una estrella, sino dos, lo que se llama una estrella doble o estrella binaria. Hay muchas estrellas dobles que se las puede ver como tales con la ayuda de un telescopio y que al cabo de varios años se aprecia claramente que giran en torno a su centro de masas. Alfa Centauri demora unos 80 años en completar una revolución. Alfa Centauri es en realidad un sistema triple; la tercera estrella, mucho más débil que las otras dos, se la ha bautizado como Próxima Centauri, por ser en este momento la más cercana al Sol.
Con métodos fotométricos y espectroscópicos se puede inferir la naturaleza binaria de un gran número de estrellas que aparecen como una sola, pero que son dos estrellas que están muy juntas entre sí y muy alejadas del Sol. La atmósfera terrestre impide ver separadas dos imágenes más cercanas que 1", pero los eclipses periódicos que sufren algunas binarias, y el desplazamiento Doppler de las líneas espectrales de otras, permite estudiar el sistema binario, pese a no verse directamente.
Hay también sistemas estelares triples, cuádruples, etc., pero son cada vez menos frecuentes. Sin embargo, si miramos a ciertas zonas del cielo podemos apreciar agrupaciones de estrellas que forman un sistema llamado cúmulo estelar abierto o galáctico. Las más conocidas son las de las Pléyades, también llamadas las siete cabritas. Se la puede apreciar en una noche de comienzos del verano al noroeste de Orión, como una mancha difusa, donde una persona con gran agudeza visual puede contar siete estrellas, si las condiciones son favorables. También son visibles a simple vista aunque no tan conspicuos, el cúmulo de las Hyades y de la constelación de Coma Berenice, entre otras. A través de un telescopio es fácil ver muy cerca de la estrella B Cruci (segunda en brillo en la Cruz del Sur) el cúmulo estelar Kappa Cruci, llamado el Cofre de Joyas, famoso por contener estrellas rojas y azules.
Los cúmulos estelares abiertos poseen varios cientos, hasta algunos miles de estrellas que forman un grupo físico en el espacio. Son estrellas que nacieron todas juntas a partir de la misma nube de gas y polvo. Se sitúan a lo largo de la franja blanquecina que llamamos Vía Láctea, y son en general agrupaciones de estrellas jóvenes.
La Vía Láctea en general, como así también muchos manchones de ella, cuando se observan con un telescopio, se los ve como un conjunto de estrellas. Para distinguir estrellas individuales en algunas "nebulosas" es necesario observarlas con telescopio de gran tamaño. Herschel al mirar el cielo con sus potentes telescopios logró ver estrellas en objetos nebulosos que no habían sido resueltos por observadores anteriores. Sin embargo hubo muchas nebulosas que ni los potentes telescopios de Herschel permitían resolverlas en estrellas. Son verdaderos objetos nebulosos como la gran nebulosa de la constelación de Orión y la de la constelación de Carina.
El debate acerca de la naturaleza de las nebulosas tuvo muchos vaivenes. El mismo Herschel con el tiempo cambió de opinión y después de haber sostenido que todas las nebulosas eran conjuntos de estrellas empezó a creer en la existencia de nebulosas intrínsecas. Después de 1859, cuando Kirchhoff pública las leyes del análisis espectral, se tuvo una herramienta poderosa para estudiar las nebulosas. El astrónomo aficionado británico William Huggins (1824-1910) observó el espectro de la nebulosa de Orion descubriendo que no es continuo con algunas zonas oscuras como el espectro típico de una estrella sino que está compuesto por un gran número de líneas brillantes. Destacan en él las líneas de emisión del hidrógeno y un par de líneas verdes, descubiertas en 1864, que fueron atribuidas por mucho tiempo a un hipotético elemento químico bautizado nebulio. Recién en 1928 el astrofísico norteamerciano Ira S. Bowen logró demostrar que las líneas verdes de las nebulosas no son de un elemento químico desconocido en la Tierra sino del oxígeno, doblemente ionizado, en condiciones de bajísima densidad (unos mil átomos por centímetro cúbico). Comparando con la atmósfera terrestre, donde 1 litro contiene un gramo de gas, en la nebulosa de Orión un cubo de 100 kilómetros de arista contiene un gramo de gas. Una nebulosa gaseosa es un millón de billones de veces menos densa que el aire.
Las nubes de gas en el espacio entre las estrellas, espacio interestelar, es más tenue que el mejor vacío que podemos lograr en el laboratorio. Por eso podemos decir que es la nada, hecha visible. El espacio entre las nubes contiene menos de una partícula por centímetro cúbico, unas mil veces menos materia que las nubes interestelares.
¿Por qué brillan las nebulosas? Por un efecto muy parecido al que hace brillar a los tubos fluorescentes. Una estrella muy caliente en la cercanía o el interior de la nebulosa ilumina con luz ultravioleta al gas; éste absorbe esa luz y se ioniza (pierde uno o más electrones); luego se recombinan protones y electrones emitiendo una serie de líneas características del hidrógeno, entre las cuales destaca en la zona del espectro visible la línea roja en 6.563 Á llamada Ha. Esta es la línea más intensa, lo que le da un tinte rojizo a todas las nebulosas gaseosas.
Las modernas teorías de formación estelar dicen que las estrellas se forman a partir de nubes gaseosas por contracción gravitacional. Las nubes se condensan en estrellas al sufrir un estímulo que les aumente ligeramente su densidad. La densidad y la temperatura de las nubes es muy importante en el proceso que conduce a nuevas estrellas; una baja temperatura y una alta densidad facilitan el proceso; mientras más baja la densidad mayor debe ser el tamaño de la nube para que un estímulo la haga contraerse. Las nubes típicas que encontramos ahora en la Vía Láctea son tales, que deben contener más de mil veces la masa del Sol para que se colapsen en estrellas (un tamaño mayor que 10 años-luz). En las nebulosas pueden observarse estrellas que acaban de nacer y que están "iluminando" ahora la nebulosa, impidiendo la continuación del proceso, disipando los remanentes de gas que aún quedaban. Las nebulosas son verdaderas maternidades estelares, donde se producen partos de una multiplicidad asombrosa: nacen mil estrellas al mismo tiempo.
En el pasado, alejándose del plano principal de la Vía Láctea, la densidad de gas era muy baja y se formaron allí grandes agrupaciones de estrellas, que llegan a contener hasta 1 millón de estrellas, y se las conoce con el nombre de cúmulos estelares globulares.
Se conocen más de cien cúmulos estelares globulares en nuestra galaxia. Son conglomerados estelares mucho más densos que los cúmulos estelares como las Pléyades, que para distinguirlos se los llama cúmulos estelares abiertos. En la parte central de un cúmulo globular la densidad es en algunos casos más de mil veces aquella "a la que estamos acostumbrados", esto es, la densidad de estrellas en la vecindad solar. Pese a ello las estrellas siguen estando muy lejos una de otra (la distancia entre ellas es de más de 1 mes-luz). Los cúmulos globulares son muy importantes en el estudio de la Galaxia, pues son los objetos más viejos que podemos observar en ella, con una edad cercana a quince mil millones de años (tres veces más viejos que el Sol). Además los cúmulos globulares son verdaderos dinosaurios galácticos; sólo se formaron este tipo de objetos en el pasado, ahora se forman cúmulos estelares abiertos que contienen entre cien y mil veces menos materia. Por lo tanto, al estudiar un cúmulo globular nos estamos adentrando en el pasado de nuestra galaxia observando objetos que sólo pueden nacer bajo condiciones muy especiales, que ya no se dan en la Vía Láctea.
Las estrellas son motores de energía cósmica generadoras de calor, luz, rayos ultravioleta, rayos X y otras partículas radiactivas. Se componen mayormente de plasma y gas, en un estado de supercalentamiento de la materia compuesta de partículas subatómicas.
Modelo de la vía láctea
Hacia fines del siglo XIX el gran astrónomo holandés Jacobo C. Kapteyn (1851- 1920) abordó el problema de la estructura de la Vía Láctea utilizando en principio métodos semejantes a los usados por Herschel un siglo antes. No es sorprendente que Kapteyn obtuviera conclusiones similares a las de Herschel: la Vía Láctea es un sistema lenticular, con el Sol muy cerca de su centro y con una dimensión de unos 30 mil años-luz de diámetro y unos 6 mil años-luz de espesor. Este modelo es muy similar al de Herschel sólo que algo más grande.
Kapteyn estaba consciente que los métodos de recuentos estelares para determinar la estructura de la galaxia son muy sensibles a la transparencia del espacio interestelar. La luz de un objeto luminoso se diluye con el cuadrado de la distancia (por ejemplo, de un objeto dos veces más lejos recibimos la cuarta parte de la luz; de un objeto diez veces más lejos recibimos el 1% de la luz). En base a eso, juzgando el brillo aparente podemos estimar la distancia de una estrella. Sin embargo, si la luz fuese debilitada en el camino por la presencia de material absorbente, utilizando su brillo aparente sobre-estimaremos la distancia a una estrella; eso nos provocaría una disminución aparente de la densidad y por la caída de la densidad sub-estimaremos el tamaño de la Galaxia. Kapteyn buscó pruebas de la existencia de absorción en el espacio interestelar y no las pudo encontrar, declarando entonces que su modelo era esencialmente correcto.
Entre 1915 y 1920 el joven astrónomo norteamericano Harlow Shapley (1885-1972) entró en escena con ideas totalmente frescas. No pretendía estudiar la estructura de la Galaxia, pero se dio cuenta, estudiando los cúmulos globulares, que su distribución aparente en el cielo es bastante curiosa. Se los ve preferentemente fuera de la franja luminosa que llamamos Vía Láctea en el cielo, más o menos por igual a ambos lados de ella, pero muestran una clara concentración hacia la constelación de Sagitario en el sentido longitudinal. Shapley utilizando estrellas variables del tipo cefeidas determinó la distancia a un buen número de cúmulos globulares encontrando que el centro de masas (centro geométrico) del sistema de cúmulos globulares quedaba muy lejos del Sol, a unos 60 mil años-luz hacia la constelación de Sagitario.
Shapley tuvo la genial idea de razonar de la siguiente forma; si los cúmulos globulares están asociados a la Vía Láctea como parece ser el caso, es más lógico pensar que el centro de los cúmulos corresponda al centro de la Galaxia. Por lo tanto, propuso que la Galaxia es un sistema diez veces más grande que lo aceptado en el modelo de Kapteyn y que el Sol se sitúa muy lejos del centro, más bien cerca del borde. Podemos decir que Shapley hace 70 años le propinó un golpe al ego del hombre comparable con el que le diera Copérnico 375 años antes. El Sol no tan sólo es una estrella ordinaria sino que no está en el centro de la Vía Láctea, más bien cerca de un borde de ella, en un lugar sin ninguna connotación especial.
Entre 1920 y 1930 hubo un acalorado debate entre los astrónomos trabajando en la Vía Láctea; algunos aceptaban aún el modelo de Kapteyn con una Galaxia pequeña, centrada en el Sol y en cambio otros habían adherido al modelo de Shapley, diez veces más grande y con el Sol muy alejado del centro. Al comenzar los años treinta, gracias al trabajo de muchos astrónomos, entre los cuales destacan el americano Robert Trumpler, el canadiense John S. Plaskett, el sueco Bertil Lindblad y el holandés Jan H. Oort, se estableció el modelo aceptado hasta hoy que es, en diseño, el modelo de Shapley, pero con una corrección de escala. Se cree hoy que la Galaxia tiene un tamaño de 100.000 años-luz de diámetro, con el Sol a unos 25 mil años-luz del centro. El Sol gira en torno al centro de la Galaxia con una velocidad de 220 kilómetros por segundo, completando una revolución en algo más de 200 millones de años. Como el Sol tiene una edad de 4.600 millones de años, ha completado más de 20 giros en torno al centro galáctico. El número de estrellas que habitan en la Vía Láctea junto con el Sol, se estima en unos 200 mil millones.
Las galaxias
Vivimos en un pequeño planeta, de un total de ocho, que gira en tomo del Sol, una estrella corriente que junto con 200 mil millones de ellas forman la Vía Láctea. Era un golpe a la arrogancia del hombre aceptar esa verdad. Sin embargo, la Vía Láctea parecía ser todo el universo. ¿O acaso es sólo una isla entre millones que pueblan el Universo, como propuso Kant hace dos siglos? Para contestar a esa interrogante empecemos por preguntarnos: ¿cómo se vería la Vía Láctea si pudiésemos verla desde lejos? Sin duda a una gran distancia no se verían estrellas individuales; a una distancia de 10 millones de años-luz se vería su conjunto como una mancha difusa de luz, de un tamaño angular semejante a la Luna, pero muy pálida; a distancias mayores la veríamos aún más pequeña. ¿Existen en el cielo objetos que tengan estas características?
William Herschel identificó casi 3.000 objetos nebulosos, la mayoría de los cuales al ser examinados al telescopio no corresponden a cúmulos estelares distantes ni tampoco el análisis espectral nos indica que se trate de nebulosas gaseosas. En verdad sólo podían observarse a comienzos de nuestro siglo los objetos más brillantes, por ser muy poco eficientes los detectores utilizados y los telescopios aún eran de pequeño tamaño. Uno de los más notables es la gran nebulosa de la constelación de Andrómeda. Muchas evidencias parecían indicar que la nebulosa de Andrómeda era un universo-isla, una galaxia, un sistema estelar completamente externo a la Vía Láctea. Entre los más prominentes defensores de esta hipótesis, alrededor de 1920, destaca el astrónomo norteamericano del Observatorio de Lick, en California, Herber Curtis.
La discusión fue resuelta más allá de cualquier duda por el gran astrónomo norteamericano Edwin P. Hubble (1889-1953), quien presentó sus resultados el 1 de enero de 1925. Desde hacía un par de años había detectado estrellas variables en la nebulosa de Andrómeda y en algunas otras. Hubble era un astrónomo del nuevo observatorio de Monte Wilson, cerca de Los Ángeles en Estados Unidos. Allí tenían en ese momento a su disposición el telescopio más grande del mundo, el reflector Hooker de 2,5 metros de diámetro. Había iniciado su operación en 1918 y era utilizado por Hubble para fotografiar estrellas muy débiles en la nebulosa de Andrómeda.
La gran mayoría de las estrellas permanecen constantes por muchos millones de años. Un pequeño porcentaje de ellas varía, algunas en forma periódica. Dentro de las estrellas variables periódicas se distinguen un grupo que varía de una forma muy especial y se las llama cefeidas por su estrella prototipo, Cefeid, la más conocida y mejor estudiada del grupo. En 1908 Henrietta S. Leavitt (1868-1921), del Observatorio de Harvard se dio cuenta que las cefeidas de períodos más largos, 40 a 100 días, son mucho más brillantes que las de período corto, entre 1 y 10 días. Posteriormente se estableció una relación entre el período de variación y la luminosidad media de la estrella. Calibrando adecuadamente esa relación se puede estimar la distancia a una estrella variable del tipo cefeida con sólo medir su brillo aparente y su período de variación.
Este método lo había utilizado Shapley para medir la distancia a los cúmulos globulares y luego Hubble lo empleó para determinar la distancia a varias nebulosas. Gracias a eso se llegó a saber que la nebulosa de Andrómeda está a 2 millones de años-luz y es un sistema estelar igual o tal vez algo mayor que la Vía Láctea, y no un sistema solar en formación, como alguna vez también fue planteado.
A partir de ese momento (1925) fue cada vez más fácil determinar distancias a otras galaxias, estableciéndose definitivamente el concepto de que el universo está lleno con millones de galaxias, una de las cuales es la Vía Láctea. Ese fue el último golpe a la vanidad humana: nuestra galaxia, la Vía Láctea, la ciudad estelar en que vivimos, es una entre millones y no es ni la más grande ni la más chica, ni tiene nada especial que permitiera distinguirla de los otros miles de millones de galaxias del universo.
Esto nos lleva a reflexionar: si hay miles de millones de galaxias, con cientos de miles de millones de estrellas cada una, ¿podemos ser el único planeta con vida en el universo?, ¿podemos ser los únicos seres inteligentes del universo entero? Cualquiera que sea el proceso exacto gracias al cual surgió la vida en la Tierra y permitió la aparición en ella del hombre, parece muy poco probable que eso sólo haya ocurrido aquí, y no en millones de otros lugares idénticos a la Tierra. Aprenderemos una gran cantidad si pudiésemos establecer contacto con ellos, a lo menos por ondas de radio. Intentar la comunicación es algo que se está haciendo en pequeña escala actualmente, pero que debería incrementarse a fin de lograrla en el futuro cercano. En el caso de no tener respuesta, aunque no podremos nunca asegurar que estamos solos en el cosmos, al menos sabríamos que no estamos demasiado acompañados. Si así fuese el hombre debería pensarlo mejor antes de contaminar, destruir o amenazar esa rareza cósmica que llamamos vida en la Tierra.
La cosmología es una ciencia integrante de la astronomía dedicada al estudio de las leyes generales, el origen y la evolución del cosmos. En términos simples, la cosmología es el estudio del cosmos en gran escala.
Morfología de las galaxías
Las galaxias se presentan en tres variedades principales, tres tipos o modelos: las galaxias de apariencia elíptica, las de aspecto espiral y las de apariencia irregular. Estas fueron clasificadas por el mismo Hubble en 1926 a partir de fotografías tomadas con el gran telescopio de Monte Wilson.
Las galaxias elípticas, como lo indica su nombre, son aquellas de apariencia elíptica o circular en el cielo. Una galaxia es un sistema tridimensional de estrellas, pero al tomar una fotografía la vemos proyectada en sólo dos dimensiones (no apreciamos la dimensión en el sentido de la profundidad). Por lo tanto el achatamiento que le vemos a una galaxia puede no ser el real (basta pensar que si miramos desde el ángulo adecuado a una lenteja podemos verla redonda y no achatada). Por eso una galaxia elíptica de aspecto casi redondo no tiene por qué ser una galaxia esférica, podría ser achatada, pero la estamos viendo de frente.
Las galaxias elípticas contienen sólo estrellas que en sus propiedades se parecen mucho a la de los cúmulos globulares, por lo cual se cree que todas las estrellas de una galaxia elíptica son viejas, tan viejas como la galaxia misma, esto es, unos quince mil millones de años. Dentro de las galaxias elípticas hay una gran variedad de tamaños: desde las enanas que contienen apenas más estrellas que un cúmulo globular (un millón de estrellas) hasta las galaxias más masivas que se conocen, que contienen más de un billón de estrellas (un millón de millones).
Las galaxias elípticas no contienen nubes de gas y polvo ni tampoco estrellas azules jóvenes. Su distribución radial de luz (y por lo tanto de estrellas), que presenta una concentración central diluyéndose hacia afuera, es compatible con lo que se espera teóricamente de un gran grupo de estrellas sometidas por su propia gravedad. La ley de gravitación propuesta hace 300 años por Newton permite modelar (a escala) en un computador el comportamiento de un grupo de cien mil millones de estrellas, como contiene típicamente una galaxia.
Sin duda las galaxias más hermosas son aquellas que presentan una estructura espiral. Se pueden distinguir entre ellas dos grandes familias: aquellas en que los brazos espirales salen del núcleo o muy cerca de él, llamada espirales ordinarias y aquellas en que los brazos surgen del extremo de una barra que se extiende simétricamente hacia ambos lados del núcleo, que se las denomina espirales barradas.
Las galaxias espirales contienen entre mil millones y algunos cientos de miles de millones de estrellas. Un gran número de esas estrellas son viejas pero también hay en las galaxias espirales estrellas azules jóvenes, en particular en los brazos espirales. En ellos se encuentran también nubes de gas y polvo. Siempre se observa esa asociación entre estrellas jóvenes y nubes gaseosas; donde más nubes de gas y polvo ahí generalmente es donde encontramos el mayor número de estrellas jóvenes recién formadas. Aclaremos que por estrella joven se entiende una de menos de unos cien millones de años y por estrella vieja una de más de diez mil millones. El Sol con sus 4.600 millones no es ni vieja ni joven.
El tercer tipo de galaxias son las irregulares cuyos prototipos son las llamadas Nubes de Magallanes, manchas blanquecinas alejadas de la Vía Láctea que se ven cerca del polo sur celeste, y que fueron descritas por primera vez por Hernando de Magallanes en la bitácora de su barco, cuando se acercaba al cono sur de América, en su viaje circunnavegando el globo terráqueo.
Las galaxias irregulares son más pequeñas que las espirales; contienen estrellas viejas y estrellas jóvenes con una gran cantidad de gas y polvo (hasta el 30% de la masa de estas galaxias puede estar en forma de gas; en las espirales esta cifra fluctúa entre el 3 y el 10%). Las galaxias irregulares no poseen núcleo. La diferencia principal entre una galaxia irregular y una espiral es que en las primeras la formación de estrellas ocurre en forma caótica sin ningún orden, en cambio en las espirales la formación estelar ocurre a lo largo de los brazos que tienen una estructura geométrica muy bien definida. Podríamos decir que las galaxias irregulares son proyectos frustrados de galaxias espirales; se cree que en ellas no hay una formación estelar ordenada, pues son muy pequeñas. Mientras mayor masa tiene una espiral más ordenados y bien delineados son sus brazos espirales.
La cosmografía es una ciencia que realiza una descripción del cosmos o universo a través nociones esenciales de matemáticas y física. Su origen y desarrollo data de tiempos pretéritos y se estructura en torno a la propia evolución humana.
Brazos espirales de la vía láctea
Mirando en la dirección de Sagitario es claro que nuestra galaxia es una espiral que estamos viendo de canto, pero desde dentro. Por esa razón no podemos verle brazos espirales. Estudiando otras galaxias espirales, como la de Andrómeda, podemos ver qué características tienen los brazos espirales, y por qué clase de objetos están compuestos. Sabemos de esos estudios que en ellos abundan estrellas muy jóvenes (azules), nubes gaseosas, nubes oscuras, nubes moleculares que se observan por su emisión en ondas de radio, y por último el gas hidrógeno neutro que se lo detecta por su emisión en el espectro de radio, en 21 centímetros. Por lo tanto, cualquiera de esos objetos pueden ser utilizados como trazador de la estructura espiral de una galaxia. Estudiando estos objetos en la Vía Láctea, determinando sus distancias al Sol, se puede hacer estimaciones de la forma y localización de la estructura espiral de la Vía Láctea.
El problema es difícil, pues sólo las señales de radio no se encuentran interferidas. En la región óptica hay una fuerte censura galáctica a la información que es impuesta por los granos de polvo presentes en el plano de la Galaxia y que impiden ver más allá de unos diez mil años-luz. Esa es la razón por la cual Kapteyn, pese a sus cuidadosas observaciones, encontró siempre una galaxia muy pequeña; el polvo interestelar no permite ver más allá. Shapley, en cambio, al trabajar con los cúmulos globulares que están alejados del plano galáctico, no tuvo tantos problemas con el polvo interestelar, pudiendo apreciar mejor la estructura global de la Vía Láctea.
Para conocer la estructura espiral de la Vía Láctea tenemos que mirar directamente en la dirección del plano y es allí donde están las dificultades mayores. En la determinación de la estructura de la Galaxia ha sido de gran ayuda la radioastronomía, el estudio del cosmos en la banda de radio, con antenas y receptores muy diferentes de los utilizados normalmente en astronomía óptica.
El polvo interfiere las ondas de luz pero no las ondas de radio. Si vamos en un automóvil por un camino polvoriento y nos adelanta un camión, nuestra visibilidad se verá reducida drásticamente pero seguiremos escuchando el receptor de radio perfectamente. De igual modo las ondas de radio pueden atravesar la Galaxia de un lado a otro sin la menor atenuación, a pesar de cruzar nubes interestelares con mucho polvo. Afortunadamente el hidrógeno neutro emite ondas de radio en la longitud de onda de 21 centímetros. Por ser tan abundante en el universo es muy fácil de detectar y se han hecho detallados mapas de hidrógeno neutro en muchas galaxias y en la Vía Láctea.
En las nubes interestelares también han sido detectadas un gran número de moléculas, algunas de gran complejidad. Una molécula particularmente importante en la actualidad es la de monóxido de carbono, CO, que se encuentra en nubes densas y oscuras y sirve para trazar la estructura espiral de la Vía Láctea y otras galaxias. El CO tiene una emisión en la banda milimétrica, que se ha empezado a utilizar recientemente, gracias a que la tecnología actual permite construir receptores eficientes en esas altas frecuencias.
El grupo local de galaxias
Las estrellas nacen en grandes grupos y un buen número de ellas siguen perteneciendo a su familia para siempre, en los cúmulos estelares abiertos. Las galaxias, al igual que las estrellas, presentan una gran sociabilidad, son muy pocas las que viven absolutamente solas en el espacio. Se las encuentra formando grupos de unas pocas galaxias, hasta grandes conglomerados de varios miles de ellas que llamamos cúmulos de galaxias.
La Vía Láctea, junto con la galaxia de Andrómeda, las Nubes de Magallanes y la galaxia del triángulo (M33), forman un pequeño conglomerado de galaxias llamado el grupo local de galaxias. Este está dominado por la galaxia de Andrómeda y la Vía Láctea.
Componen el grupo local dos galaxias espirales gigantes (Andrómeda y la Vía Láctea) una espiral menor (Triángulo) y varias galaxias irregulares (las Nubes de Magallanes, NGC 6822, IC 1316, entre las más importantes) y algunas elípticas enanas (como Fornax, Sculptor, Leo I, Leo II, Draco, etc.). Sólo nos faltó una galaxia elíptica gigante para haber tenido un muestrario completo de tipos de galaxias en nuestro barrio cósmico.
El grupo local habita en los suburbios de un gran cúmulo de galaxias que, por verlo en su parte más importante, proyectado hacia la constelación de Virgo se lo ha bautizado como el cúmulo de Virgo. Si la Galaxia es la ciudad en que vivimos, el grupo local la provincia y el cúmulo de Virgo el país.
Cúmulos de galaxias
El grupo local está en la periferia del cúmulo de Virgo, a unos 60 millones de años-luz de su centro. El universo, en gran escala, está lleno de cúmulos de galaxias, que son grandes estructuras que contienen hasta más de mil galaxias gigantes y ocupan extensiones que alcanzan los 10 millones de años-luz. Las galaxias, pese a tener unos cien mil millones de estrellas, poseen una bajísima densidad de materia, pues su tamaño es muy grande. La distancia entre una estrella y su vecina más cercana es tan grande que si representaremos en una maqueta de una galaxia a cada estrella por una naranja, deberíamos ponerlas a kilómetros de separación una de otra. Por lo tanto es fácil ver que pueden "chocar" dos galaxias en el espacio sin que choquen más que unas poquísimas estrellas de los cien mil millones que componen a cada una. Las galaxias no chocan sino que se interpenetran.
La densidad en un cúmulo de galaxias es más baja aún. En el espacio entre las galaxias se encuentra gas muy tenue que ha escapado de las galaxias y que llena el cúmulo con una bajísima densidad pero muy alta temperatura que lo hace emitir rayos X. Esta radiación ha sido detectada en los últimos años gracias a satélites de observación astronómica que detectan rayos X provenientes del espacio cósmico.
En los cúmulos de galaxias más ricos, que contiene más de mil galaxias, se nota en general un gran predominio de las galaxias elípticas por sobre las espirales, que están totalmente ausentes de las zonas centrales de dichos cúmulos. En las regiones periféricas de los grandes cúmulos, como también en cúmulos pequeños, las espirales son casi tan abundantes como las elípticas. Esta diferencia puede deberse a una combinación de factores genéticos y evolutivos. Por una parte en el centro de un cúmulo los fragmentos que se condensaron para dar origen a las galaxias, pueden haber sido más densos de lo común y haber tenido un movimiento de rotación pequeño, en cuyo caso dieron origen principalmente a galaxias elípticas. Por otra parte, en el centro de un cúmulo rico las distancias típicas entre dos galaxias son relativamente pequeñas, unas diez veces el tamaño promedio de las galaxias, por lo cual el choque entre dos galaxias, o su interpenetración, es bien frecuente. Por modelos hechos con la ayuda de un computador se ha establecido que los choques reiterados de galaxias espirales les cambian su aspecto al punto de hacerlas aparecer elípticas. Posiblemente ambas causas han operado, por un lado en el centro de los cúmulos nacieron menos galaxias espirales y las pocas que sí se formaron han sido destruidas en la posterior evolución del cúmulo.
Los choques son más perjudiciales para la "salud global" de las galaxias mientras más lentos sean, contrariamente a lo que la intuición pareciera indicar. Si dos galaxias se encuentran a una velocidad relativa muy pequeña pueden, bajo ciertas condiciones, pasar a constituir una sola estructura, las dos quedan aglutinadas en un choque inelástico. La fusión se facilita si una galaxia es mucho más grande (de mayor masa) que la otra. Los astrónomos han bautizado al fenómeno como canibalismo galáctico, las galaxias grandes se comen a las más pequeñas. Las galaxias que suelen observarse en los centros de los cúmulos ricos, bautizadas como galaxias CD, se cree que son grandes caníbales que se han comido a muchas de sus congéneres, lo cual les ha permitido "engordar" a las dimensiones que presentan actualmente.
El sistema solar se compone principalmente de ocho de cuerpos celestes denominados planetas. Estos giran alrededor del Sol y son (conocidos hasta ahora): Mercurio, Venus, Tierra, Marte, Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno.
Supercúmulos y vacíos
Los cúmulos de galaxias son las mayores estructuras conocidas en el universo. El universo está lleno uniformemente de ellos; millones pueden observarse gracias a los grandes telescopios actuales. Esa afirmación de uniformidad ha sido hecha en distinto grado y forma en los últimos 60 años. Actualmente parece dudosa a la luz de los últimos descubrimientos en el tema.
Desde hace mucho tiempo se han buscado estructuras mayores que los cúmulos de galaxias. Los así llamados supercúmulos o cúmulos de cúmulos, han sido objeto de una fuerte controversia. En un cierto número de casos pareciera que un pequeño número de cúmulos constituyen una estructura mayor, de forma filamentosa o aplanada. Existen por lo tanto, razonablemente verificados, un cierto número de supercúmulos de galaxias. Pese a grandes esfuerzos desplegados en el tema no se ha logrado acuerdo entre los astrónomos en estructuras mayores que los supercúmulos.
Recientemente gracias a un estudio sistemático de un gran número de galaxias en una cierta dirección del cielo se ha encontrado el resultado sorprendente que en el espacio existen zonas inmensas totalmente despobladas. Uno de esos grandes vacíos está proyectado en el cielo en la constelación de Bootes. Estos inmensos vacíos han provocado una revolución en los modelos de formación de galaxias. Aún no se sabe si los vacíos son verdaderamente zonas de muy baja densidad; lo que sí se puede decir con seguridad es que son zonas con una densidad de galaxias normales mucho menor que lo usual.
A la luz de los vacíos hoy se propone un modelo de universo tipo queso suizo, con grandes burbujas. Los cúmulos de galaxias estarían situados en las intersecciones de varias burbujas, pudiendo en algunos casos, formar una estructura aplanada o filamentaria, que correspondería a los supercúmulos. Este tema es tan nuevo al momento de escribir estas líneas que debería cambiar significativamente en los próximos años. Las actuales explicaciones y especulaciones se verán superadas en poco tiempo. En todo caso los grandes vacíos del universo constituyen el descubrimiento de la década en el campo de la cosmología observacional.
Bibliografía: Maza Sancho, José (2009). Astronomía contemporánea. Eds. B.