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Biografía del Universo 27: Un Universo de galaxias




después de los primeros 3.000 millones de años

En la entrada anterior de esta serie sobre la Biografía del Universo nos habíamos tomado un respiro para ver un poco lo que llamaba “el bosque” del Universo desde una conceptual vista de pájaro. La película cronológica de la serie la habíamos “congelado” hace dos entradas ( la número 25) en un universo lleno de agujeros negros, cúmulos, cuásares, galaxias y estrellas. Desde el fin de la reionización, quizás hacia el final del tercer mil millón de años, el universo veía cómo su vida empezaba a hacerse más tranquila. Se habían ido colapsando las primeras estructuras, unas sobre otras, hasta alcanzar un régimen que podríamos llamar “normal”. Normal según lo que estamos viviendo en nuestros momentos del Cosmos. Ahí estaban las galaxias como piedras angulares de las estructuras del Cosmos, recogiendo el fruto de los colapsos gravitatorios en los halos de materia oscura y ofreciendo sus productos en formas de estrellas que revitalizarían el ambiente.

Estamos AQUÍ (Imagen: a partir de “Scientifc American“, marzo 2012, fair use)

Una galaxia es un sistema de estrellas y gas aislado en el espacio, inmerso en un halo de materia oscura, y que está trabado por su propia gravedad. Es un escenario cambiante, ya que la generación y muerte de esas estrellas -y agujeros negros- se lleva a cabo de forma sostenida a lo largo de periodos cosmológicos de tiempo, cosa que sucedió tanto en el pasado como vemos que pasa en nuestros días. En el fondo la galaxia es una máquina recicladora de material bariónico con un gran producto añadido: los fotones de todo tipo de energías. Se hallan inmersas en un medio muy difuso conocido como intergaláctico, MIG, posiblemente compuesto en su mayoría de protones y electrones libres, lo que conocemos como hidrogeno ionizado y que es el principal proveedor de materia de los halos galácticos.

Como explicaremos más abajo las estructuras galácticas siguen una variada casuística. Aunque para hacernos una rápida idea, diremos que básicamente están formadas por

i. un gigantesco halo de materia oscura que las motorizó, y que constituye de largo la mayor parte de su masa, en cuyo interior se encuentra

ii. el halo galáctico con viejas estrellas y poco gas y, si la galaxia es joven, en su centro se encuentra situado

iii. el disco en donde podemos encontrar las estrellas más jóvenes y la mayor parte de lo que se conoce como el medio interestelar, MIE, que es un plasma de gases y polvo muy tenue.[1]

En la Vía Láctea este MIE constituye entre el 10 y el 15% de la masa del disco galáctico. Abriendo el detalle, diremos que está formado por materia bariónica, libre o en forma de polvo, por partículas cargadas conocidas como rayos cósmicos y por campos magnéticos generados por las partículas cargadas de todo tipo.

Así es el “cuerpo” de las galaxias.

El siguiente esquema autoexplicativo nos ayudará a refrescar nuestro conocimiento de los caminos por dónde deambulan las galaxias y los factores que intervienen en su dinámica.

 

Como ya se comentó más arriba, el aspecto más importante de la “ecología galáctica” es probablemente el ciclo recirculador de la materia desde el MIE hasta las estrellas y de vuelta al MIE. En el primer paso de este ciclo, se forman nuevas estrellas a partir del depósito de material interestelar. Este material, lejos de estar repartido uniformemente por el espacio interestelar, muestra tremendos contrastes de densidad y temperatura, de modo que sólo las regiones moleculares más densas y frías ofrecen un entorno favorable para la formación estelar. Una fracción de esta materia finalmente regresa al MIE, ya sea de manera continua a través de poderosos vientos estelares o de manera instantánea tras las explosiones de supernovas. En ambos casos, la inyección de masa estelar en el MIE va acompañada de una fuerte liberación de energía que, además de generar movimientos turbulentos en el medio, contribuye a mantener su estructura altamente heterogénea y puede, en determinadas circunstancias, dar lugar a nuevas regiones moleculares propensas a la formación de estrellas.

Todo lo apuntado, sin duda, son aspectos generales de las galaxias que más o menos ya conocíamos de anteriores capítulos: qué son, cómo son y cuál es su dinámica. Vayamos ahora a repasar a sus ingredientes fundamentales, los quiénes, los colores que participan en el cuadro que pretendemos pintar: la materia oscura y la materia bariónica.

Comenzando por la primera, ahí está la materia oscura, la gran matriarca que nunca vemos pero que sin duda ejerce un continuo pastoreo. Hasta ahora, en todo el libro hemos afirmado que la materia oscura es la cocinera básica de todo el guiso cósmico que observamos. Es cierto, y debía de estar ahí con su influjo desde antes de la era de la recombinación, cuando el Universo era un plasma caliente.

Estudio de la curva de rotación de la galaxia M33. Los puntos en amarillo y azul son los observados a partir de diversas metodologías. La curva de trazos blancos es la prevista de acuerdo a la distribución de la materia visible de la galaxia. La discrepancia entre las dos curvas se puede corregir añadiendo la masa de un halo de materia oscura que rodee a la galaxia (Wikimedia, dominio público)

En la entrada 20, que titulamos “La materia entra en faena”, comentamos que una de las pistas que nos dice que sí, que efectivamente hay algo ahí que es la materia oscura, la encontramos en el análisis de la velocidad de las estrellas rotando alrededor del eje de su galaxia. Como el de la figura anterior resultado del hecho para la galaxia M33. La curva definida por los puntos en amarillo y azul es la observada a partir de diversas metodologías. La curva de trazos blancos es la teórica de acuerdo con la distribución de la materia visible de la galaxia. La discrepancia entre ambas se puede corregir añadiendo la masa de un halo de materia oscura que rodee a la galaxia

A idéntica conclusión se ha llegado estudiando el alcance del efecto de lente gravitatoria generado por galaxias lejanas, que sólo es explicable por un extra de materia oscura, como también lo permite pensar el análisis del movimiento de galaxias inmersas en un mismo cúmulo particular. Se desplazan a velocidades superiores a las que teóricamente les tocaría y todo ello gracias a la influencia de la materia oscura. Como así mismo podemos observar como las galaxias más próximas a nosotros en el tiempo mantienen en la zona exterior unas estrellas “anormalmente” veloces a tenor de la masa luminosa que observamos. lo que nos hace pensar que pueda ser debido a la gravedad de la gran masa de materia oscura que “sobrevuela” y acoge a la materia normal.[2]

Ahora bien, el perfil de la influencia de la materia oscura sobre la bariónica fue cambiante con el tiempo.[3] Se sabe que en las galaxias con un gran corrimiento al rojo, observadas por tanto en épocas muy antiguas, la velocidad de las estrellas va disminuyendo drásticamente a medida que se encuentran más alejadas del centro galáctico, lo cual indica que en aquellos momentos tempranos la influencia de la materia oscura no debía ser tan fuerte como lo es hoy en día. Y eso ¿qué nos dice? Pues que la materia oscura, a pesar de ser actor y director crucial en las compactaciones gravitatorias que dan forma a las estructuras del Universo, sufrió en su propio proceso una dinámica mucho más atemperada que la observada en la materia “normal”. En una palabra, a la materia oscura le costó compactarse. O mejor, su proceso de compactación, aún siendo muy potente, sufre una especie de amortiguamiento, una plasticidad mayor, lo que hizo que se prolongase durante muchos millones de años más en comparación con el proceso gravitatorio equivalente de la materia bariónica.

Vayamos ahora a por el segundo componente material de las galaxias. No toda la materia bariónica se manifiesta como un exagerado lujo de estrellas habitando su galaxia. De ellas hablaremos en un próximo capítulo. La mayor parte de esa materia no está en los espectaculares hornos nucleares si no en las más humildes zonas de “minería”. Lo que hemos llamado materia interestelar -MIE-. Humilde por decir algo, humilde porque nuestros ojos en una fría noche de invierno no la aprecian, humilde por su consistencia tenue, humilde por ser sólo materia prima, pero…, con el permiso de la materia oscura, en la MIE empieza todo. Dada su gran trascendencia no podemos pasar por alto a nuestro fantasmal personaje sin hablar un poco más acerca de él.

La MIE, situada principalmente en el disco, no es homogénea y presenta un aspecto hasta cierto punto grumoso. Eso se descubrió a través de las observaciones de la Vía Láctea en la que, históricamente, se habían apreciado ciertos “vacíos” oscuros que realmente no eran tales, sino nubes de MIE distribuidas aleatoriamente y que absorbían la luz de la galaxia emitida por las estrellas de detrás. No podíamos verla con las viejas tecnologías. Pero a medida que ésta avanzaba se ha analizado hasta el infinito el tipo de “tamizado” de fotones que se producía en cada uno de esos grumos opacos de la galaxia para determinar qué es lo que había en ellos. Ese es un resumen de las conclusiones.

Aproximadamente (i) la mitad de la masa interestelar del disco está confinada en nubes muy difusas ya que llenan tan solo entre el 1 y el 2 % del volumen interestelar. El contenido de estas nubes es muy variado y definen su característica lumínica, su grado de opacidad. Las hay de gas molecular muy frío (T∼10−20 K), las llamadas nubes oscuras, que bloquean la luz visible de las estrellas de fondo, y las hay de gas atómico también frío, aunque menos (T∼100 K), que son casi transparentes excepto en un número de longitudes de onda específicas en las que dan lugar a líneas de absorción y que se conocen como nubes difusas. Entre estos dos tipos hay un abanico de nubes translúcidas compuestas por una mezcla de partículas atómicas y moleculares. El (ii) resto de la materia interestelar está esparcido también de forma difusa entre las nubes anteriores y a mayor temperatura (en el entorno de 104<T<106 K) formada por átomos neutros templados e ionescalientes.[4][5]

En el párrafo anterior cuando estamos hablando de moléculas en el MIE nos estamos refiriendo principalmente al H2 y al CO. Cuando ambas se relajan emiten fotones en la frecuencia UV. El CO también tiene una transición rotacional de su molécula que le hace emitir fotones en el espectro de ondas de radio con longitud de 2,6 milímetros. Y cuando hablamos de gas atómico neutro nos estamos refiriendo principalmente al hidrógeno atómico neutro, generalmente indicado como HI. No se puede observar directamente en longitudes de onda ópticas, aunque sí sabemos que emite fotones UV Lyman-α con longitud de onda de 1,216 10-7 metros. Cuando se menciona al gas ionizado nos referimos básicamente al ion hidrógeno, HII, o al helio ionizado que pierden su estado neutro gracias también a la radiación UV de las grandes estrellas. En las recombinaciones de esos iones se emiten fotones en la frecuencia de los rayos X por el efecto bremsstrahlung, así como en las longitudes de onda ópticas, infrarrojas y de radio. Esta última terna se produce principalmente en la recombinación de los iones de hidrógeno y helio con los electrones libres y en la relajación energética de los metales de los granos de polvo, excitados en los procesos de choque entre ellos.

Y estos son los “quiénes” que constituyen los barrios de las estrellas y de las galaxias. Estamos en condiciones de pasar ahora a hablar de estas últimas, dejando para los siguientes capítulos al mundo de las estrellas.

A falta de poder testar en directo lo que le sucede al Universo por razones casi obvias, tenemos varias teorías acerca de cómo se generaron las galaxias. La más aceptada actualmente es que han ido evolucionando a partir de la fusión de concentraciones de pequeñas masa, pequeñas concentraciones de gases del tamaño de los cúmulos estelares -los que observamos actualmente se mueven en un rango del orden de centenares a millones de estrellas- que luego, por fusión, pasaron a constituir una galaxia. Ya sabemos, por las imágenes reales de la figura que cerraba el capítulo 27, que las primeras debieron ser muy irregulares y no sabemos muy bien cómo pudieron pasar a ser de la tipología más “ordenable” que observamos hoy en día.

El astrónomo Edwin Hubble clasificó a las galaxias en dos grupos, las elípticas y las espirales, por razones obvias de su geometría, como podemos ver en la imagen que sigue. Entre las espirales distingue una subclase, las barradas Sb, que son espirales con dos brazos muy definidos y un bulbo alargado interior que los une. Son muy abundantes tanto en el pasado como en el presente, habiéndose estimado que hasta unas tres cuartas partes de las galaxias espirales en algún momento de su existencia presentaron o van a presentar en su estructura a una barra: son elementos vivos que se destruyen y reconstruyen a un ritmo constante.

A todas ellas hay que añadir un par de poblaciones más: las irregulares -una especie de elípticas-, y las lenticulares S0, entre las elípticas y las espirales. Esta clasificación plasmada en el esquema de la imagen anterior, conocido como el diapasón de Hubble, no tiene en realidad nada que ver con la secuencia de formación de las galaxias. Más bien pudiera ser que la secuencia de formación dibujara una imagen especular del tenedor de Hubble, es decir, que por fusión de galaxias espirales se pasaría a elípticas. Además, hoy en día se considera que hay mejores argumentos que la “forma” para clasificar a las galaxias. A fin de cuentas, Hubble las clasificó viéndolas sólo en las frecuencias de luz visibles. Posiblemente su clasificación hubiera sido distinta si hubiera podido verlas también en otras frecuencias.

Pero ¿cómo son esas galaxias tan dispares?

A la izquierda, tipos de galaxias de acuerdo al esquema de clasificación de Hubble[6] (Wikimedia, dominio público). En el centro un ejemplo de galaxia elíptica: la galaxia Virgo A M87 con la emisión de un chorro de materia (Wikimedia, dominio público) y a la derecha una galaxia espiral barrada NGC 253 (Wikimedia, dominio público)

Las del primer tipo -las elípticas- disponen de una gran cantidad de gases calientes, a tan altas temperaturas que es muy difícil el que en ellas nazcan actualmente estrellas debido a las altas velocidades del material que se necesita compactar para ello. De hecho, se cree que en ellas no han nacido estrellas en los últimos 10 mil millones de años y que la mayoría lo hizo durante los primeros años de vida de sus galaxias. Esas viejas estrellas parecen haber conseguido la independencia que se le asume a la madurez, ya que las vemos siguiendo unos movimientos azarosos en cualquier dirección sin que haya ninguna favorita. La existencia en ellas de elementos “pesados” -más allá del helio- corrobora nuestra idea acerca de que son galaxias muy viejas. En cambio, y tal como explicamos a continuación, las galaxias espirales tienen discos ricos en gases no demasiado calientes, por lo que siguen generando estrellas, aunque a un ritmo mucho más lento que el que tenían las galaxias elípticas en sus inicios. Observar también una tercera “forma de vida” estelar en las galaxias irregulares, las cuales presentan a menudo una apariencia “explosiva”, porque en ellas se lleva a cabo vigorosos procesos de creación estelar. En consonancia con esa anarquía sus abundantes masas de gases y estrellas, jóvenes y viejas, se desplazan por la estructura de la galaxia siguiendo orbitas muy anómalas.

Imagen de la galaxia irregular NGC 1569 (Wikipedia, dominio público)

Por su proximidad afectiva para nosotros y, realmente, porque la Vía Láctea es nuestra galaxia de la que nos es fácil aprender cosas, voy a desarrollar lo dicho sobre las características de las galaxias espirales.

Presentan un núcleo central globular, rodeado por un disco orientado más o menos en un plano. Todo ello rodeado con mucho por un halo de materia normal, que en gran medida son gases calientes[7] restos de los productos iniciales del Big Bang, hidrógeno y helio en su mayoría, que pueden llegar a representar hasta el 15% de la masa total de la galaxia. De ello un 95% está en las estrellas y un 5% es gas interestelar. Y todo ello envuelto por un inmenso halo de materia oscura que realmente constituye el mayor porcentaje de su masa total, hasta un 85% del total.

Además, tienen un agujero negro supermasivo en su centro, circunstancia que no es exclusiva de las elípticas ya que la mayoría de las galaxias gigantes, de los dos tipos, los tienen. Posiblemente ese agujero negro fue la semilla galáctica inicial sobre la que pudo construirse.

Arriba podemos ver una representación artística que dibuja lo dicho y que se ajusta a las características de nuestra galaxia espiral Vía Láctea. No se ha dibujado el halo de materia oscura que, realmente, se saldría del mapa.[8] En la imagen se ven claramente las tres subestructuras bariónicas de una galaxia espiral: el disco plano, el halo “esférico” exterior y la envolvente estructura globular. Las estrellas más jóvenes se concentran en el disco en donde coexisten con otras más viejas, edades que van creciendo a medida que nos vamos alejando del centro, tanto por la estructura globular como por el halo en donde encontramos a las más añosas. Eso concuerda con las observaciones de que las incubadoras de estrellas se concentran en el disco. Vemos también que el halo es casi traslucido ya que no contiene prácticamente gas ni polvo. Y lo que es muy curiosos, en el disco las estrellas rotan alrededor del centro de su plano, mientras que las del halo lo hacen de forma azarosa siguiendo órbitas centradas y orientadas en cualquiera de las direcciones. Eso es debido a que las estrellas del halo, más viejas, proviene de la primigenia formación de la galaxia por fusión de nubes de gases con unas dinámicas de rotación muy débiles. Cosa que cambió sustancialmente cuando colapsó el disco con un sentido de giro ya muy definido que es el que siguen las jóvenes estrellas que se encuentran en él.

Quizás pudiéramos pensar que los brazos de las galaxias espirales son como “torrentes” de materia transportada de un lugar a otro que va dando vueltas alrededor del agujero negro central. No es así. Sabemos que los objetos de las galaxias rotan alrededor de su eje, prácticamente en todo el radio, con velocidad lineal constante, lo cual implica que las más interiores lo hagan a una velocidad angular mayor que las del exterior.[9] Si el brazo fuera un cuerpo perfectamente trabado esta diferencia de velocidades haría que en unos 108 años se enrollara como una madeja, lo cual no es lo que observamos. Hay que buscar otro mecanismo.

Una de las principales explicaciones de la existencia de los brazos espirales es que están generados por ondas espirales de densidad, que es lo que realmente existe: ondas de compresión de gas y estrellas, como una onda sonora, que se mueven a través del disco galáctico, apretando y expandiendo a los objetos galácticos a medida que avanzan, desencadenando el proceso de formación de estrellas en las zonas de compresión donde la inestabilidad producida por la onda dispersa el patrón de velocidades -hay más choques y fricciones- por lo que se calienta el medio.

La velocidad de giro del material del disco, estrellas o gas, es distinto que la velocidad de giro de la onda de presión. Las estrellas de las regiones interiores de la galaxia se mueven más rápido que la onda, la alcanzan por detrás, se unen a ella durante un cierto período de tiempo y terminan por abandonarla. Las estrellas de las regiones más externas de la galaxia, en cambio, son más lentas que la onda, que las alcanza por detrás y acaba por superarlas. En ambos casos el resultado es que el material galáctico, mientras está atrapado y transita temporalmente la onda, se ralentice y comprima para luego continuar su camino. Algo parecido al efecto acordeón en los atascos de nuestras carreteras cuando llegamos a una zona de parón, en la que nos vemos atrapados muy pegados a otros coches, hasta que la resistencia a la circulación se relaja por delante y se vuelve al régimen normal. Mientras vivimos el parón seguramente se nos ha “alterado” la paciencia e incluso habremos “dado a luz” a algún exabrupto, a veces de dimensiones estelares. En el texto adjunto de final de capítulo podéis leer una explicación más detallada.

Como consecuencia se producen las barras y los brazos espirales que serían las “crestas” de la materia galáctica producidas por el empuje dinámico que ejercen sobre ella las ondas de densidad. Y a medida que los “canales” de materia alcanzan (o son alcanzados) y entran en la onda de presión, el gas se comprime y forma estrellas.

Las más importantes son las brillantes gigantes azules que viven sólo por un corto periodo de tiempo ya que pronto van a estallar como supernovas. Por lo que esas jóvenes estrellas, que se concentran en cúmulos abiertos o en nebulosas de emisión, las podemos encontrar solamente en los brazos de los canales de polvo que ya hayan “surfeado” las ondas de presión y muy cerca de sus lugares de nacimiento. Es el brillo de estos sistemas jóvenes lo que resalta la estructura en espiral. Aguas abajo del paso de la materia por “encima” de la ola de presión vemos principalmente estrellas y cúmulos estelares más antiguos ya que han tenido suficiente tiempo desde su formación para alejarse de la ola.

A lo largo de millones de años, sus movimientos individuales aleatorios, superpuestos a su rotación general alrededor del centro galáctico, distorsionan y finalmente destruyen su configuración espiral original, convirtiéndose de nuevo en parte de la materia general del disco.

Hasta ahora hemos estado hablando de galaxias que quizás habríamos conceptuado como normales. Pero no nos podemos olvidar de una propiedad característica de algunas de ellas, las conocidas como galaxias activas, que son casi un 40% del total. Las galaxias activas son especialmente brillantes: las elípticas más grandes brillan unas 1012 veces más que el Sol. Pensad que la Vía Láctea brilla con la equivalencia de 109 soles. La mayoría de las galaxias activas emiten cantidades sustanciales de radiación visible, pero aun mucha más en longitudes de onda “invisibles”. Las galaxias activas, en longitudes de onda ópticas, se ven a menudo como galaxias normales con sus componentes familiares tales como discos, bulbos, estrellas o bandas de polvo oscuro; sin embargo, en otras longitudes de onda se hace más evidente que tienen propiedades inusuales. A veces, simplemente estamos asomándonos a una época temporal de intensa generación de nuevas estrellas. Pero muchas veces la actividad anormal está relacionada con eventos violentos que ocurren en o cerca del núcleo galáctico. A esos núcleos se les conoce como núcleos galácticos activos que caracterizan variadas estructuras galácticas, algunas ya conocidas por nosotros, como los cuásares, o los blázares y pulsares.

Vamos a entrar ahora en el estudio de la evolución de las galaxias una vez que ya son estructuras consolidadas, cosa que está muy condicionada por los “choques” entre ellas y los consiguientes fenómenos inducidos de generación estelar y modificación en la distribución de gases. Siempre se ha pensado que de las más globulares elípticas se habría pasado a las espirales de acuerdo con una inevitable dinámica de movimiento de giro de sus masas. Pero el hecho de que la galaxia más grande que conocemos sea una elíptica, la IC 1101, con un tamaño de unos 400 mil años luz, introduce unas ciertas dudas que nos llevan a pensar que quizás el proceso pudo ser el contrario. Sea como fuere, lo que es cierto es que los astrónomos tienen serias evidencias observacionales de que las colisiones e interacciones entre galaxias son muy comunes y que estos encuentros son los principales procesos físicos que condicionan su evolución.

En el universo encontramos muchos cuerpos unidos por interacciones gravitatorias, entre ellos las galaxias, con una dinámica que es imposible de ser evitada. Con el tiempo, estas galaxias atadas por la gravedad formando cúmulos acabarán entrando en senda de colisión. Realmente en la “pecera cumular” donde deambulan no tienen mucho espacio para moverse sin chocar entre sí: la distancia entre galaxias adyacentes en un cúmulo tiene un promedio de unos cientos de miles de pársecs, que es menos de cinco veces el tamaño de una galaxia típica incluido su halo de materia oscura,[10] por lo que los encuentros son la norma más que la excepción.[11] No obstante, no pensemos que este proceso de fusión sea como un choque de trenes: no chocan estrellas contra estrellas, ya que éstas están tremendamente separadas unas de otras en comparación a su tamaño, sino que más bien se produce una mezcla progresiva de los componentes de las galaxias. En los grupos más pequeños, las velocidades de las galaxias son lo suficientemente bajas como para que las que interactúan tiendan a “pegarse”, siendo la “fusión” el resultado más común. En grupos más grandes las galaxias se mueven más rápido y tienden a atravesarse sin pegarse. De todas formas, tampoco es un proceso tan suave, ya que la fricción de los gases entre las dos galaxias origina normalmente ondas de choque que generan nuevas estrellas, mientras que otras ya existentes serán lanzados al espacio exterior. Lo más común es que a la larga se llegue a formar un cuerpo único -una nueva galaxia- en un estado estable.

La mayoría de los encuentros galácticos se produjeron para z’s mayores de 1, antes de cumplirse los 3.000 millones de años tras el Big Bang, cuando las galaxias se encontraban más compactas, lo cual es bastante lógico. Pero debemos pensar que a medida que con el tiempo y la expansión disminuye la densidad de las galaxias, el número de aproximaciones, encuentros y colisiones tuvo que ser menor.

Los astrónomos trabajan principalmente con tres tipos de interacciones galácticas, clasificación que surge fruto de contrastar el resultado de simulaciones con computadores con las observaciones.

Una primera sería el caso de la aproximación de dos galaxias en donde una tiene una masa mucho más pequeña que la otra. La mayor canibaliza a la pequeña en un proceso en el que el halo de la mayor interactúa con la menor, haciendo que esta última inicie un baile en espiral sobre la grande emitiendo hacia el exterior, en la dirección contraria a la de aproximación, parte de sus estrellas. Lo que se conoce como la cola de marea, una región delgada y alargada de estrellas y gas interestelar que se extiende al espacio desde una galaxia. Un segundo tipo de interacción galáctica se produce cuando una de ellas tiene ligeramente menos masa que la otra. En este caso la menor puede inferir en la mayor la generación de nuevos brazos espiral y la creación de nuevas estrellas. El tercer tipo corresponde a la situación de encuentro entre dos galaxias comparables en masa y tamaño. El choque, y las supernovas generadas en el subsiguiente episodio de intensa creación de nuevas estrellas, hace que los discos se rompan y que el gas de las galaxias sea expulsado al espacio intergaláctico. Cuando todo se calma aparece una galaxia elíptica con un halo visible en la frecuencia de rayos X.

A esa triple tipología de fusiones debemos añadir el caso de que las galaxias que se fusionan son de un tamaño similar pero pequeño. Entonces lo más probable es que aparezca una galaxia elíptica. Eso es debido a que cuando interactúan gravitacionalmente galaxias enanas, al ser la masa final también pequeña no habrá suficiente potencial gravitatorio como para “disciplinar” tras la fusión los movimientos iniciales de las galaxias, con direcciones de encuentro al azar. Como sabemos, eso es lo que caracteriza a las elípticas, diferenciándolas de las disciplinadas espirales.

Diversos casos de fusión de galaxias. A la izquierda las “galaxias ratón” NGC 4676A/B (Wikimedia, dominio público). En el centro las galaxias NGC 2207  y la ligeramente más pequeña IC 2163 (Wikimedia, dominio público). A la derecha una “colisión” entre galaxias de igual tamaño, las “galaxias antena” NGC 4038/4039 (Imagen: Hubble Space Telescope, CC BY 4.0)

En la imagen anterior podemos ver casos de fusión galáctica. A la izquierda la de dos pequeñas de tamaño similar, las “galaxias ratón” NGC 4676A/B, que llevan unos 160 millones de años bailando en pareja. Sus núcleos aún siguen atrapados por sus propios pozos gravitacionales mientras que los brazos del disco están siendo distorsionados y enviados como largos flujos de gases y jóvenes estrellas más allá del influjo de los cuerpos nucleares.  Lo que poco antes hemos calificado como cola de marea. Entre ambas galaxias se ha creado un flujo de intercambio de materia que indica que posiblemente acaben fusionándose en una única galaxia elíptica.[12]

En la imagen anterior podemos ver otro caso de fusión, la de las galaxias espirales NGC 2207 y la ligeramente más pequeña IC 2163 que aparentemente se cruzan con sutil elegancia. El análisis de esta imagen sugiere que la pequeña está pasando ahora junto a NGC 2207 en sentido contrario a las agujas del reloj, después de haber iniciado un acercamiento hace unos 40 millones de años, situación que va a continuar ya que IC 2163 aparentemente no tiene suficiente energía para escapar de la atracción gravitacional de la galaxia mayor. Se ve claramente cómo al ser empujadas y sacudidas sus nubes interestelares de gas y polvo, ambas galaxias experimentan estallidos de ráfagas de formación de estrellas. En aproximadamente mil millones de años estas dos galaxias probablemente se fusionarán en una sola galaxia masiva.

Por último, vemos una tercera imagen que corresponde a la fusión de las “galaxias antena” NGC 4038/4039 que comenzaron a interactuar hace unos doscientos o trescientos millones de años. Toman su nombre de unos largos “brazos” en forma de antena que se extienden lejos de los núcleos de las dos galaxias y que esta vista parcial no recoge. La hemos ampliado al inicio del próximo capítulo, donde podréis apreciar claramente las “antenas” que les dan nombre. Casi la mitad de los objetos débiles en la imagen son cúmulos jóvenes que contienen decenas de miles de estrellas. Las dos manchas más claras arriba y abajo del centro de la imagen son los dos núcleos de las galaxias originales y consisten principalmente en viejas estrellas atravesadas por filamentos de polvo, que en la imagen aparecen de color marrón. Las dos galaxias están salpicadas de regiones de formación de estrellas de color azul brillante rodeadas de gas de hidrógeno resplandeciente, que aparece en la imagen en rosa. La gran mayoría de los cúmulos de súper estrellas formados durante esta interacción se dispersarán y las estrellas individuales se convertirán en parte del fondo uniforme de la galaxia. Sin embargo, se cree que alrededor de un centenar de los cúmulos más masivos sobrevivirán para formar cúmulos globulares regulares similares a los cúmulos globulares que se encuentran en nuestra propia galaxia la Vía Láctea.[13]

A la par de estas danzas entre pares, las galaxias se iban organizando. En la frontera entre el primer y el segundo millar de millones de años las galaxias comenzaban a unirse formando “proto-cúmulos”, siguiendo un proceso que ya hemos explicado más arriba. A partir del tercer milenio de millones de años se formaron ya los verdaderos cúmulos de galaxias.[14] Y en el quinto milenio de millones la gravedad había conseguido formar supercúmulos. No os imaginéis a los cúmulos de galaxias como unos racimos cósmicos más o menos densos en donde las galaxias serían los granos y el resto vacío o ligeramente ocupado por gases, aunque realmente así nos lo parece cuando los vemos en una imagen en la frecuencia de lo óptico. Es algo mucho más complejo. Para empezar, hay el doble más de gases que de materia bariónica luminosa -concentrada en las galaxias-, gases que provienen de distintos orígenes, desde el primigenio del Universo -H y He primordiales- hasta el que es producto del proceso que siguen la supernovas, y tan calientes[15] que pueden ser apreciados en el espectro de los rayos X. Pero eso es aún una nimiedad al lado de la materia oscura que los conforma, ya que ésta representa entre el 80 y el 85% de la masa total del cúmulo.[16] Realmente podemos pensarlos como “ameboides”, con su propia vida y una larga evolución gravitatoria hacia el equilibrio dinámico en sus organismos,[17] lo que les lleva normalmente por una senda de progresiva estabilidad: los cúmulos que observamos de forma irregular aún no han llegado a ese equilibrio, estando aún en proceso de formación y siendo dominados por las galaxias espirales, mientras que los cúmulos de forma más regular son más estables, más relajados, quizás porque son más viejos y han tenido tiempo para llegar al equilibrio, siendo dominados por galaxias elípticas.

En la imagen siguiente podemos contemplar casi en vivo y en directo a los componentes de base de uno de esos cúmulos. Se trata de la representación del Cúmulo Bala (1E 0657-56) -situado en un corrimiento al rojo de z=0,3- en donde se han superpuesto las imágenes de frecuencias ópticas y las de rayos X. Es la estampa real de lo que se cree el resultado del “choque” -cruce- de dos cúmulos galácticos, separándose después de que el pequeño -moviéndose hacia la derecha- haya atravesado al mayor -desplazándose hacia la izquierda-. Realmente la “bala” -el menor- se corresponde con el cono rosáceo de la derecha. Esos rosas corresponden a los gases hipercalientes de los cúmulos y a parte de la materia bariónica también a muy alta temperatura como consecuencia del choque. La gran mayoría de la materia bariónica de las galaxias sigue fría y es precisamente la que se observa a la par del halo azul en forma de cientos de galaxias. Estas zonas azules se corresponden con la materia oscura acompañante calculada a partir de técnicas que usan a las lentes gravitatorias.

Imagen del cúmulo Bala (1E 0657-56) (Imagen: X-ray: NASA/CXC/CfA/ M.Markevitch et al.; 
Lensing Map: NASA/STScI; ESO WFI; Magellan/U.Arizona/ D.Clowe et al. 
Optical: NASA/STScI; Magellan/U.Arizona/D.Clowe et al., términos del uso)

La distribución comentada permite pensar que el gran “choque” se dio principalmente entre los gases, por rozamiento, que quedaron rezagados en sus caminos de separación con respecto a sus respectivas familias galácticas. El resto de materia, tanto las galaxias como la oscura, da la impresión de que se cruzaron apenas sin interactuar. Lo que da una pista acerca de la esencia de la materia oscura: no solo interactúa levemente con la materia ordinaria sino también con ella misma. No se comporta como un gas intergaláctico.

Esos gigantes en la escala de estructuras del Universo, los cúmulos de galaxias, son muchas órdenes de magnitud mayores que los cúmulos de estrellas ya que se tratan de superestructuras cósmicas formadas por miles de galaxias unidas por la acción de su gravedad y de la materia oscura que las acompaña. El más masivo conocido se trata de SPT-CLJ2106-5844 que tiene una masa del orden de 1,27×1015 masas solares. A unos cuantos pasos más allá se encuentran los supercúmulos, que son estructuras más complejas formadas por centenares o miles de cúmulos galácticos interaccionando gravitatoriamente entre sí. Tenemos un ejemplo cercano en el que participa nuestra Vía Láctea, una galaxia antigua con 13.210 millones de años, que se encuentra en un cúmulo de galaxias llamado el Grupo Local, en donde forman un vecindario de unas 54 galaxias. El Grupo Local pertenece a su vez al supercúmulo Laniakea, con unos 300 a 500 cúmulos de galaxias y cuyo tamaño es de unos 500 millones de años luz.

Las galaxias son estructuras constitucionales clave, bisagra entre lo grande y lo pequeño en un Cosmos repleto de materia y energía. Galaxias repletas de estrellas de primera generación, las de Población III. Hasta ahora sólo hemos visto que el Universo, durante la nucleosíntesis, había dado a luz a mucho hidrógeno, menos helio y unas pizcas de litio. Pero es evidente que a nuestro alrededor hay algo más, vemos cosas de lo más diversas, desde conchas de moluscos hechas de calcio a centrales eléctricas consumidoras de uranio, prótesis de titanio o clavos de ferroníquel…

¿De dónde ha salido esta variedad, todos los elementos químicos que vemos a día de hoy? Este misterio es lo que intentaremos analizar en la entrada siguiente.

  1. El gas y el polvo se encuentran por todas partes en el espacio interestelar, ninguna parte de nuestra Galaxia está verdaderamente desprovista de materia. Sin embargo, la densidad del medio interestelar es extremadamente baja. En general, hay aproximadamente un promedio de 106 átomos de gas por metro cúbico -solo 1 átomo por centímetro cúbico- aunque hay grandes variaciones de lugar a lugar. El polvo interestelar se encuentra formando grumos de átomos y moléculas, incluso minerales refractarios más grandes, que se condensaron cuando la materia abandonó el cuerpo de las estrellas empujada por sus vientos o por las ondas de presión tras la explosión de una supernova. El polvo es aún más raro en el espacio interestelar. En promedio sólo hay una partícula de polvo por cada 109 átomos, lo que supone solo 10−6 partículas de polvo por metro cúbico. (Del libro “Astronomy Today”, pagina 452, Eric Chaisson y Steve McMillan, 2014). []
  2. Visto de otra manera. según las leyes gravitacionales de Newton la velocidad de un objeto “orbitando” una masa M la define la ecuación v2 = G.M/r, siendo r la distancia entre los centros de gravedad de ambas masas. Si su velocidad real es muy grande, por encima de la velocidad teórica que determinaría su r particular de acuerdo con la anterior fórmula, la única explicación es que hay más masa a añadir a M. []
  3. Tenéis los datos en un artículo publicado en la revista Nature de marzo de 2017, “Strongly baryon dominated disk galaxies at the peak of galaxy formation ten billion years ago” de R. Genzel et al. []
  4. En esta tabla se pueden ver algunas características físicas de una galaxia como la nuestra. T(K) es la temperatura en kelvin, n(cm-3) la cantidad -número- de población del componente por cm3 y M(109 M) la masa total en miles de millones de masas solares.

       Componente               T (K)               n(cm-3             M(109 M)

    Molecular                        10 − 20             102 − 106          ∼ 1.3−2.5

    Atómico frío                  50 − 100             20 − 50               >∼ 6.0

    Atómico templado       6.103 − 104         0.2 − 0.5             >∼ 6.0

    Ionizado templado       ∼ 8.10             0.2 − 0.5              >∼ 1.6

    Ionizado caliente          ∼ 106                ∼ 0.0065

    The Interstellar Environment of our Galaxy”, Tabla 1, Katia M. Ferrière, 20 junio 2001. []

  5. Animo a recordar la espectacular imagen con que se cerraba el capítulo 24 y a releer su explicación en el texto. Se trata del mapa de todo el cielo observando en la línea de 21 cm del hidrógeno atómico, ondas de radio, en donde uno se hace idea de los cúmulos descritos en el texto de este capítulo. []
  6. La imagen no hace honor a una clasificación según el color real, ya que el azul correspondería a galaxias con mayoría de estrellas jóvenes y el rojo correspondería a galaxias con estrellas más viejas. Quizás el hecho de que las galaxias elípticas hayan sido más rápidas en la generación de sus estrellas, que por tanto son más viejas y con tendencia de su luz a las frecuencias rojas, mientras que las espirales sigan aun generando muchas estrellas, jóvenes y azules, sea lo que ha provocado la selección de color en la imagen que acompaña el texto. Quizás interese obtener una ampliación sobre el porqué de una clasificación de color, lo que tenemos en los dos enlaces siguiente (el segundo en español): []
  7. Están muy calientes porque al moverse a muchísima velocidad por las fuerzas gravitatorias, se calientan por rozamiento. Realmente lo que está caliente son los componentes del gas, pero como están muy diluidos el espacio intermedio que los contienen está a una temperatura bajísima, cercana a los 3 K. []
  8. Imagen modificada de la figura 23.10 del libro “Astronomy Today”, Eric Chaisson y Steve McMillan, 2014, fair use. []
  9. Ondas de densidad y evolución de galaxias”, páginas 3-6, Santiago García Burillo, Anuario Astronómico del Observatorio de Madrid, 2003. []
  10. Recordemos que la materia oscura puede representar hasta el 85% del total de su masa y, por tanto, su influjo en la dinámica de aproximaciones es vital. A medida que orbitan las galaxias interactúan sus halos oscuros, lo que ralentiza el movimiento de las galaxias y elimina el material del halo por las fuerzas de las mareas. La materia del halo se redistribuye entre las galaxias o se pierde por completo fuera del sistema. En cualquier caso, el resultado es una interacción mucho más fuerte que puede cambiar mucho las órbitas de ambas galaxias. []
  11. Podemos hacer un cálculo con números gruesos. Según la información que da Wikipedia para los cúmulos de galaxias, los mayores tienen diámetros de 10 Mpc y contienen hasta 1.000 galaxias. El volumen será de 103 Mpc3 lo que da 1 Mpc3 por galaxia. Entonces sería una razonable aproximación si decimos que los centros de dos galaxias estarán separados por 1 Mpc. Ahora comparad: el diámetro de la Vía Láctea es más o menos de medio Mpc. Realmente las galaxias dentro de sus cúmulos están ciertamente próximas. []
  12. Para una más detallada explicación os sugiero acudir a la entradaImágenes astronómicas – Los Ratones” del blog “El Tamiz”. []
  13. Para más información ver la siguiente página de la ESO. []
  14. Ojo, no nos despistemos: remarco que ahora estamos tratando de agrupaciones de galaxias, y no de cúmulos estelares, que se encuentran dentro de una galaxia. []
  15. A temperaturas típicas del orden de 107 a 108K. []
  16. La masa típica de un cúmulo de galaxias es de 1014 a 1015 masas solares, pero su luminosidad es de solo 1012 veces la luminosidad solar. Esos números nos dicen que atendiendo sólo al espectro óptico se nos puede escapar grandes cantidades de masa. La masa de la materia oscura. []
  17. Técnicamente, este equilibrio se consigue cuando entre los elementos de un sistema se corresponde la energía potencial promedio de los mismos con su energía cinética promedio, en una relación de dos a favor de la energía cinética. En la teoría se le conoce como el teorema del virial, y cuando un sistema llega al equilibrio dinámico representado por este teorema se dice que está “virializado”. Este teorema se usa en variadas disciplinas -en particular la Cosmología- para calcular la energía cinética total promedio de sistemas muy complejos en los que es muy difícil obtener una solución exacta. []

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jreguart ( )

 

{ 12 } Comentarios

  1. Gravatar Baran | 25/02/2018 at 11:52 | Permalink

    en la wiki dicen que en el universo observable existirían al menos 6 millones de supercúmulos , y que Laniakea representaría el 4 por ciento del universo observable . leí por ahí que cuando vemos el cielo nocturno a ojo desnudo , solo vemos estrellas de nuestra galaxia y sus galaxias satélites , así como nuestra vecina andrómeda , los planetas de nuestro sistema solar , nuestra luna y algunos satélites artificiales . que hay de cierto en ésta información ? .

  2. Gravatar jreguart | 26/02/2018 at 03:55 | Permalink
  3. Gravatar jreguart | 26/02/2018 at 04:07 | Permalink

    Hola Baran,

    el dato que das sobre Laniakea es incorrecto. Su radio mayor es del orden de 10 exponente 9 años luz, mientras que el del Universo observable es de uno 10 exponente 11 años luz. Lo que le da un volumen de un millón de veces el de Laniakea. Si lo vemos por sus masa Laniakea tiene mas o menos 10 exponente 47 kilos, mientras que el Universo observable tiene unos 10 exponente 53 kilos. Una vez mas un millón de veces la de Laniakea. Lo que, si no me equivoco, supone un 0,0001%.

    En cuanto a lo que se ve a simple vista, dede cada hemisferio terrestre podemos ver unas 2.500 estrellas de la Vía Láctea. Fuera de ella podemos ver a simple vista la galaxia de Andromeda y la Gran Nube de Magallanes, ambas dentro del Grupo Local. En cuanto a los planetas del sistema solar podemos ver con nuestros ojos desde Mercurio a Saturno, incluso algunos afirman que también Urano en condiciones lumínicas excepcionales. Acerca de satélites solo es observable a simple vista nuestra Luna. Y por supuesto también se ven satélites artificiales y la Estación Espacial Internacional.

  4. Gravatar Franco | 26/02/2018 at 08:33 | Permalink

    Jreguart, es fascinante éste tema , pero en realidad las dimensiones son difíciles de procesar . encontré un artículo con un vídeo en el diario El País , que puede servir de apoyo . https://elpais.com/elpais/2014/09/26/ciencia/1411745498_952575.html … como siempre gracias por entregarnos toda esta maravillosa información . y quién sabe si algún día sale un Pdf , para tenerlo , consultarlo y por qué no , compartirlo también .

  5. Gravatar jreguart | 27/02/2018 at 11:48 | Permalink

    Hola Franco,

    gracias por el enlace que propones y por tus amables palabras. De hecho en las siguientes entradas en donde hablemos de Laniakea aparecen algunas figuras de este tipo de videos e incluso enlace a ellos. Y sí… habrá un pdf

  6. Gravatar Garcés Gana | 27/02/2018 at 01:54 | Permalink

    Señor Jreguart . Cuando usted dice “y cuyo tamaño es de unos 500 millones de años luz” . obviamente está Considerada la planitud del supercúmulo ? Y que tomado desde su centro el radio promedio da ese guarismo? . ¿me puede explicar por favor? (Acabo de llegar aquí y me pareció muy interesante lo que usted escribe y como escribe acerca de como está organizado el cosmos) . lo cual me hace pensar que si en un hipotético caso se le pudiese hacer un zoom ; se apreciarían los supercúmulos como lo más destacado . Gracias por su gran y serio trabajo de divulgación científica . Digo lo último porque en la web hay cientos de personas que escriben barbaridades y en algunos periódicos en su sección de ciencias encontré por ejemplo que unos y otros dan cifras distintas para el número de galaxias de nuestro grupo local , entre 20 y 55 . Para que decir de las estrellas de nuestra vía Láctea entre 100 mil y 200 mil millones . Sí fuese éste último el verdadero habría que considerar aumentar las de Andrómeda a la que le atribuían 200 mil millones de estrellas, siendo casi el doble que la nuestra . En fin , parece que al fin he llegado al lugar que buscaba . Es de esperar que no me defraude Sr Reguart .

  7. Gravatar jreguart | 27/02/2018 at 03:41 | Permalink

    Hola Garcés,

    Gracias por tus amables palabras sobre lo que escribo en este blog. Comienzo por el final de tu comentario. Lamentaría mucho el defraudarte ya que mi intención al escribir sobre el universo es aprender yo mismo y someter lo que creo saber a la opinión de los posibles lectores, de los que me viene un feedback enriquecedor, y en los que espero sembrar alguna pequeña curiosidad que les motive investigar por su cuenta. Lo digo para manifestar que soy un aficionado más sobre el tema, que por tanto queda abierto a errores que gracias a vosotros los lectores se van corrigiendo, montando con ello una mejor base de conocimiento compartido.

    Paso a tu pregunta de detalle. Laniakea es una agrupación de supercúmulos de galaxias, más o menos arrastradas por una misma dinámica gravitatoria. El actual nivel tecnológico nos permite el estudiar las posiciones, velocidades y direcciones de movimiento de cúmulos y galaxias. Gracias a ello se ha podido descubrir el cuerpo de Laniakea, el conjunto de supercúmulos que se mueven casi a la par por el Universo. Este cuerpo, este ejército de supercúmulos marchando más o menos en formación, no adopta ninguna forma esférica o geométricamente elegante, tiene la forma que tiene. Algo podrás observar en el video propuesto en un anterior comentario de nuestro amigo Franco. Así como lo podrás corroborar ya que va a ir apareciendo en posteriores entradas de esta serie. Laniakea tiene su espacio de dominio tridimensional muy irregular. Pero con todas las salvedades posibles parece que el eje mayor entre dos puntos opuestos de su frontera mide 520 millones de años luz. No lo veas como una galaxia en la que hay un disco más o menos plano, con un núcleo central y un halo esférico rodeando lo anterior. Ahí si está claro un diámetro, una dimensión de un eje. Pero el espacio que ocupa Laniakea es más bien un globo inflado deforme, con una anchura diferente en un sentido o en otro. De ahí el dato sobre su tamaño que sale en la entrada del blog.

    Paso a otra cosa. Acerca del número de estrellas de nuestra galaxia aunque te parezca una diferencia abrumadora el dudar entre una cifra de estrellas de la Vía Láctea y el doble de esta cifra, a los efectos de tener una idea aproximada fiable nos debemos fijar más en el número de ceros que incorpora la estimación, en nuestro caso del orden de los cien miles de millones. De hecho las estimaciones se mueven entre 100 y 400 mil millones de estrellas. Nadie lo sabe con exactitud. Estoy seguro que con el avance de la tecnología a nuestra disposición, los astrofísicos irán modificando sus cifras, siendo cada vez más precisas, pero que no se van a alejar del orden que proponen en la actualidad.

    En cuanto al número de galaxias del Grupo Local puedes acudir a la Wikipedia que propone una entrada bastante fiable (https://en.wikipedia.org/wiki/Local_Group). Allí verás un listado según el tipo de galaxia que se trate (casi 60 identificadas y 9 de confusa identificación).

  8. Gravatar Gael | 27/02/2018 at 10:43 | Permalink

    vaya vaya que me he confundido . tu dices “Laniakea es una agrupación de supercúmulos de galaxias” . quiere esto decir que nuestro grupo local de aproximadamente 50 galaxias es un cúmulo galáctico , que junto con otros cúmulos pertenece a su vez a un supercúmulo denominado supercúmulo local (virgo) estando éste último acompañado con otros tantos para dar origen al supercluster Laniakea , el cual estaría acompañado por otros aproximadamente 6 millones de semejantes que completarían el universo .

  9. Gravatar jreguart | 28/02/2018 at 12:41 | Permalink

    Hola Gael,

    efectivamente hay una gradación según tamaños a la hora de definir las unidades gravitatorias en las que están las galaxias. Copio de wikipedia: “… las galaxias en nuestro universo no están uniformemente distribuidas; la mayoría de ellas se agrupa en grupos y cúmulos, cada grupo conteniendo hasta 50 galaxias y cada cúmulo varios miles de galaxias. Dichos grupos y cúmulos, al igual que otras galaxias aisladas, a su vez forman estructuras más grandes llamadas supercúmulos.

    No sabemos si en el Universo observable hay unos 6 millones de estructuras semejantes a Laniakea. Lo único que creemos saber es que el tamaño del Universo observable es como un millón de veces más grande que Laniakea.

  10. Gravatar Franco | 02/03/2018 at 04:15 | Permalink

    Jreguart, encontré una noticia que me hizo recordar : “Biografía del Universo 22: De la oscuridad a la luz” . http://www.agenciasinc.es/Noticias/Detectada-la-primera-senal-del-amanecer-cosmico … viene con un vídeo explicativo muy bueno . igual sería interesante que la comentaras para clarificar aún más algunas dudas que me quedaron . gracias

  11. Gravatar Edu | 02/03/2018 at 04:26 | Permalink

    Franco, el enlace que proporcionas de la agenciasinc describe el descubrimiento de la huella que la luz de la primeras estrellas del Universo dejaron en el hidrógeno gaseoso que lo poblaba entonces. La luz de esas primeras gigantes azules que se extinguieron rápidamente excitó los átomos de hidrógeno que emitieron ondas electromagnéticas características de 1400 MHz. Debido a la expansión del universo la longitud de onda de esa emisión se ha alargado y nos llega ahora a 78 Mz lo que indica que se originó cuando el Universo tenía 200 millones de años. Puedes encontrar detalles aquí: http://forum.lawebdefisica.com/threads/40080-Detecci%C3%B3n-de-la-luz-de-las-primeras-estrellas-en-el-hidr%C3%B3geno-del-Universo-en-z-17 Saludos.

  12. Gravatar jreguart | 02/03/2018 at 07:32 | Permalink

    Hola Franco y Edu,

    gracias por vuestras aportaciones. La noticia es superreciente y aun estaba trasteando con ella para comprenderla mejor. En el enlace que propone Edu aparece otro enlace a La ciencia de la mula Francis, de Francis Villatoro, en donde se explica el tema de forma muy completa y hasta cierto punto entendible para los legos en los detalles de esta materia. Estoy completamente de acuerdo con las cauciones que plantea Francis y por tanto habrá que esperar a confirmaciones independientes. Pongo el enlace a La ciencia de la Mula Francis para facilitar el encontrarlo (http://francis.naukas.com/2018/03/01/posible-efecto-de-la-materia-oscura-sobre-la-formacion-de-las-primeras-estrellas/).

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