Técnicas de observación en la oscuridad de la galaxia
Al hablar de la estructura y singularidad del Vía Francés y de las galaxias espirales, hemos explicado las bases experimentales de las teorías y las técnicas para conseguirlas, aunque sea de forma muy superficial. Puede ser interesante recoger esta información dispersa y añadir algún detalle para que el tema quede más claro. En eso intentaremos en esta ocasión.
Cuando se habla de galaxias en general, los astrofísicos muestran su conformidad con la naturaleza de sus componentes, pero a la hora de determinar el porcentaje de componentes los números son bastante diferentes, sobre todo debido a las diferentes evaluaciones de la materia oscura (o perdida). Uniendo al caso de nuestra galaxia, quizá sea más fácil llegar a un acuerdo.
La composición del Vía Francesa podría ser aproximadamente el 75% de la materia estaría compuesta por estrellas y el otro 25% por materia interestelar. Esta última, al igual que las estrellas, estaría formada por hidrógeno (en torno al 90%), helio (en torno al 10%) y otros elementos y compuestos (menos del 1%). Un 1% bajo contiene polvo interestelar que impide la propagación de la radiación óptica.
También hay que mencionar las diferentes situaciones en las que el hidrógeno puede presentarse cuando está abierto en las estrellas. En condiciones normales de densidad del espacio frío interestelar, el hidrógeno es atómico y forma las nubes llamadas HI. Este hidrógeno emite una radiación de 21 cm tan conocida como es la radio. Por cualquier motivo, cuando el hidrógeno atómico de una región se contrae, el incremento de densidad facilita la formación de moléculas H 2 mediante la formación de nubes de hidrógeno molecular. El hidrógeno molecular carece de líneas espectrales en el campo de las ondas de radio. Por lo tanto, no se puede detectar directamente a través de los radiotelescopios. No obstante, tal y como se indicaba en el número anterior, puede apreciarse por la aparición de moléculas de monóxido de carbono (CO). Estas últimas, al igual que otras, se forman cuando se forman las de H 2 y son las más abundantes después de las de hidrógeno.
Si las moléculas de monóxido de carbono no interactúan con las del entorno, quedan sin emitir energía a su nivel energético más bajo. Sin embargo, en las nubes moleculares hay muchos choques con moléculas de hidrógeno. Por lo tanto, se encuentran en un estado excitado y la energía excedente la emite mediante fotones. La longitud de onda de la emisión normal es de 2,6 milímetros. Corresponde a la diferencia de energía entre el primer nivel energético y el más bajo del movimiento de rotación, medible a través de los radiotelescopios.
Finalmente, el hidrógeno también puede aparecer en estado ionizado, es decir, perdido su electrón. La ionización se produce en las proximidades de las estrellas, debido a su radiación ultravioleta. Las nubes de hidrógeno ionizado se denominan nubes H II y emiten radiación de banda auditiva.
Por supuesto, las primeras sesiones de estudio de nuestra galaxia se realizaron mediante telescopios ópticos, observando las nebulosas planetarias, las regiones H II y los conjuntos de estrellas de las clases espectrales 0 y B. De estos objetos tan sólo unos pocos son los que se encuentran fuera del entorno del Sistema Solar, en unas direcciones raras en las que el polvo no molesta. Sus estudios dieron las primeras huellas de la estructura que tenían los brazos de las galaxias alrededor del Sol. Sin embargo, pocas pistas.
En 1951 se descubrió la línea de 21 cm que pone de manifiesto las nubes de H I, iniciando una nueva era en el estudio de las estructuras galaxias. La intensidad de la mencionada línea puede considerarse como la medida del hidrógeno atómico en la dirección del espacio que se está explorando. Por otra parte, mediante la medición precisa de la frecuencia de emisión se puede medir la velocidad radial del hidrógeno (en la dirección de la línea de ojo) mediante el efecto Doppler. Además, la medida de la velocidad nos permite diferenciar las diferentes nubes en la misma dirección: al ser distintas las nubes, los movimientos también serán diferentes y las velocidades radiales, que se materializan en diferentes desplazamientos al rojo o al azul. Esta vía, sin embargo, no puede utilizarse en la dirección del centro de la galaxia ni en su contraria (dirección del anticentro). Dado que en estos casos la velocidad de la materia está prácticamente asociada a la dirección de observación, la velocidad radial es casi cero independientemente de la distancia.
A pesar de no esquivar la dificultad que acabamos de mencionar, el hallazgo de un método de detección de hidrógeno molecular que se ha descrito con anterioridad ha supuesto un avance significativo en la construcción del mapa galaxi. Por un lado, estas nubes son regiones de compresión. Por lo tanto, están directamente relacionados con los brazos. Por otro lado, tienen una gran ventaja sobre el hidrógeno atómico, que está mucho más extendido en el espacio y que es casi imposible delimitar y separar las nubes.
El hidrógeno molecular es debido a su acumulación en las nubes de mayor densidad. Esto facilita la delimitación de las nubes. Por último, hay que tener en cuenta que sólo la mitad de la materia interestelar, que representa el 25% de la masa de la galaxia, es hidrógeno atómico. Pasa la otra mitad, es molecular. Por tanto, el estudio del hidrógeno molecular cubre un gran vacío.
Por último, trataremos de explicar más concretamente el uso de la velocidad radial medida para diferenciar y localizar las diferentes nubes. Los resultados obtenidos a partir de la medida de la posición y velocidad radial de una nube se presentan en dos diagramas bidimensionales. En uno, longitud y latitudes galácticas en los ejes. En el otro, la longitud galáctica y la velocidad radial. Sirva como ejemplo las nubes moleculares representadas en la Figura 1: E, en la misma órbita del Sol y otras cuatro órbitas internas en dos. Si las observaciones se realizan en las dos direcciones dibujadas en la imagen, el gráfico que nos da la posición de las nubes es el que aparece en la figura 2. Las nubes más próximas cubren las otras. En la longitud/velocidad gráfica se distinguen por velocidades radiales diferentes.
La velocidad orbital de una nube depende del radio de la órbita y de la masa de la materia dentro de sus límites. Normalmente las velocidades son mayores cuanto menor es el radio de las órbitas. Por tanto, si en la figura 1 tomamos cualquiera de las dos direcciones de observación, la mayor de las velocidades radiales que medimos será la correspondiente a la nube situada en la órbita tangencial a esta dirección de observación. Por un lado, porque es la órbita más interna y por otro, porque la velocidad radial es la misma que la de la nube.
Si tomamos puntos simétricos a ambos lados de este punto (A y C, por ejemplo, respecto a B), las velocidades radiales serán similares pero inferiores a las de B (ver figura 3) y además los puntos estarán en la misma órbita. Con los datos tomados en distintas direcciones podemos construir la curva de giro, es decir, la curva de variación de la velocidad orbital. Una vez conocido esto, cuando realizamos observaciones en una dirección determinada, podemos calcular el radio de la órbita midiendo la velocidad radial.
Todavía tenemos otra diferenciación. Con nuestro método hemos llegado a la conclusión de que las nubes A y C se mueven aproximadamente en la misma órbita, pero ¿cuál es la más cercana al Sol? Si no podemos relacionar la nube con otro objeto conocido, se utilizan otras vías como medir la anchura de la línea espectral. Las nubes pequeñas suelen tener líneas estrechas, ya que el rango del movimiento interior también es estrecho. En el caso de las grandes nubes, sin embargo, las rayas son anchas debido a que las diferencias entre velocidades de los componentes también son mayores. Por lo tanto, si las líneas de la nube observada son estrechas, es casi seguro que tenemos la nube pequeña en el lado más cercano.
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