Misteriosa rotació de galàxies espirals

Podríem dir que tot està en moviment en l'univers, que tot cos gira al voltant d'una altra cosa: Sabem que la Lluna al voltant de la Terra, la Terra al voltant del Sol, i que totes les estrelles de la Via Làctia, inclòs el nostre Sol, es mouen entorn del centre galàctic. En aquesta dansa còsmica, la rotació de galàxies espirals va provocar una gran sorpresa. En l'astrofísica del segle XX, i en l'actualitat, molts astrofísics dediquem hores a mesurar i explicar exactament aquest fenomen.

Les "nebuloses" de manera espiral van ser cridades a Charles Messier i altres cartògrafs celestes en el XVIII. En el segle XX. No obstant això, fins fa uns cent anys no es va poder demostrar que aquests objectes són un gegantesc conjunt d'estrelles allunyades de la nostra Via Làctia. De fet, en 1925 l'astrònom americà Edwin Hubble va deixar clar que aquestes entitats com els núvols estan fora de la nostra galàxia. Per a això va utilitzar com a laboratori les galàxies NGC 6822 i M31, encara conegudes en aquella època com "nebula espiral". Fent un seguiment d'un tipus especial d'estrella (estrelles cefeidas) que canvia de lluentor d'una manera determinada, va calcular la distància a aquestes nebuloses; comparant aquesta distància amb la grandària de la Via Làctia, va concloure que aquests objectes estan fora de la nostra pròpia galàxia, centenars de vegades més lluny que les estrelles que podem veure a la nit.

Per tant, les galàxies espirals que podem veure a través dels telescopis són independents de la nostra Via Làctia, conjunts de milions d'estrelles, com l'illa "de l'univers". En conseqüència, la rotació de galàxies espirals és un fenomen imprescindible: si aquestes galàxies no tinguessin moviment de rotació, es col·lapsarien i desapareixerien per gravetat. Veurem què ens passa amb cotxe quan donem una corba. En girar amb el cotxe, el nostre cos es desplaça cap a fora, seguint la direcció que al principi era (aquest impuls que sentim en la física es diu força centrífuga). El mateix ocorre amb les galàxies: si les estrelles no es mouen, l'atracció gravitatòria comprimiria i eliminaria la galàxia (com ens atreu la Terra), mentre que si les estrelles giren al voltant del centre de la galàxia, la força centrífuga cap a fora pot evitar el col·lapse. Per tant, és totalment natural que les galàxies tinguin moviment de rotació i els astrònoms esperaven que aquest moviment es detectés d'alguna manera.

Les illes de l'univers giren

Al principi, els científics van pensar que les galàxies espirals giren com un disc sòlid. Segons aquest model intuïtiu, els braços espirals rígids de la matèria estarien formats sempre per estrelles espontànies, i no alterarien la seva forma al llarg del temps: romandrien ferms i girant sempre. Les galàxies realitzarien la rotació com si prenguéssim avui la foto d'una galàxia espiral i giréssim sobre un eix que passa pel centre. No obstant això, les galàxies necessiten centenars de milions d'anys per a realitzar una única rotació, per la qual cosa el canvi de posició de les estrelles és impossible en les nostres vides curtes.

En la línia superior podem veure el moviment de dues estrelles al voltant del centre de la galàxia: si es moguessin com un disc sòlid (primera columna) i com ocorre realment (segona columna: la velocitat angular és major dins que fora). Ed. Disc. Miguel Querejeta

Els primers mesuraments quantitatius sobre la rotació de galàxies es van realitzar utilitzant l'efecte Doppler. Aquest efecte permet determinar la velocitat de cada punt de la galàxia respecte a l'espectador, ja que es produeix un canvi proporcional a aquesta velocitat en la longitud d'ona de la llum que detectem. La sirena de bombers no l'escoltem quan s'acosta i s'allunya amb la mateixa intensitat, i en passar al costat de nosaltres notem un canvi de to especial. Com la llum també és l'ona, com el so, es produeix un fenomen similar amb la llum emesa per les galàxies. Per tant, mesurant la longitud d'ona de la llum podem obtenir velocitats relatives de les diferents zones de la galàxia.

Un gran esglai galàctic

I la sorpresa que van trobar els astrònoms a l'hora de mesurar aquestes velocitats. Si el model intuïtiu que acabem d'explicar fos cert, és a dir, si l'estructura espiral girés de manera consistent i constant, hauríem d'esperar que es registri una velocitat angular constant (el que significa que la velocitat lineal hauria de pujar uniformement amb el radi). No obstant això, les velocitats lineals mesures per efecte Doppler són similars per a diferents radis (fenomen conegut com a corba "plana de rotació"), la qual cosa significa que la velocitat angular no és constant a través de la galàxia. És a dir, quan una estrella de l'interior fa un volt, una altra estrella de l'exterior només girarà mitjana o quart de tornada. Com l'interior gira més ràpid, en realitzar dues o tres rotacions, l'estructura espiral de la galàxia estaria tan tortuosa que seria impossible distingir la forma espiral: només s'apreciaria una gran mescla si mirem a la galàxia.

A més del problema que suposa la confusió de l'estructura espiral, aquests astres espectaculars i misteriosos guardaven un altre enigma important. Si analitzem detingudament alguna d'aquestes galàxies espirals, veiem als braços més estrelles gegants blaves que en altres zones, per això els braços espirals són blavosos i les parts centrals vermelloses. Per tant, qualsevol hipòtesi que pretengui explicar l'estructura de les galàxies espirals haurà de tenir en compte dos problemes: per què l'estructura espiral no es confon ni desapareix, i per què hi ha més estrelles gegants blaves en braços que en zones interiors.

En 1964, els astrofísics Chia-Chiao Lin i Frank Shu van proposar una teoria elegant que respongués a aquestes dues preguntes, basant-se en la hipòtesi que l'astrònom suec Bertil Lindblad va presentar l'any anterior. Aquesta teoria defensa que els braços espirals són només com una il·lusió òptica: serien zones amb major densitat en un moment donat. Una pertorbació de la mena d'ona generaria aquestes zones de major densitat i aquesta pertorbació giraria amb una velocitat angular uniforme. Un dels punts més importants d'aquesta teoria és que les estrelles que formen aquests braços espirals de major densitat no funcionen normalment al mateix temps que el braç espiral; la majoria de les estrelles entren en l'estructura espiral i surten d'ella contínuament.

Galàxia espiral M51 (remolí de galàxies en la constel·lació de Cans Venatici). Ed. Hubble Space Telescope, NASA. ). Aquest diagrama representa esquemàticament els braços espirals d'aquesta galàxia i la posició del cercle de corrotación amb una línia discontínua. A l'interior de la corrotación, les estrelles avancen al patró espiral (Estrella 1), a l'exterior

Embussos còsmics

Per a aclarir aquest últim punt, podem utilitzar una metàfora. Pensem en els embussos freqüents en la carretera (un dels quals trobem quan tenim més pressa). Mirem ara per sobre de l'embús, com un satèl·lit que espia. Una pertorbació, com l'obra, provoca la congestió dels cotxes. Com a conseqüència d'això, trobem una major densitat de cotxes en una zona (embussos), i per davant i per darrere d'ella zones de menor densitat. Però, en general, els cotxes passen per aquest punt de major densitat: en l'embús no sempre hi ha els mateixos cotxes, encara que la posició de l'embús no canvia res o la cua es mou més lentament que els cotxes.

Una espècie de fenomen de l'embús es produeix en la rotació de galàxies espirals. L'estructura de major densitat (braç espiral) és anàloga a la de l'embús, ja que per ella les estrelles passen, generalment no es desplacen al costat de l'estructura espiral. A més, aquest model ens explica per què hi ha més estrelles gegants blaves als braços, on el gas es comprimeix a causa de la major densitat de l'ona, la qual cosa augmenta el procés de formació d'estrelles. La clau és que les estrelles gegants blaves tenen una vida molt més curta que les altres (consumeixen més ràpid el combustible, l'hidrogen), per la qual cosa sempre les trobem prop del punt on es formen les estrelles gegants blaves, és a dir, prop dels braços espirals, que moren aviat.

En definitiva, el model d'ona de densitat proposat per Line i Shuk és un èxit per dos motius: d'una banda, perquè explica per què l'estructura espiral no es desfà (les estrelles i les estructures espirals no tenen normalment la mateixa velocitat angular) i, d'altra banda, respon també a la pregunta de la particular ubicació de les estrelles blaves. Nosaltres mesurem la velocitat de les estrelles i no la de l'estructura espiral, per la qual cosa no és contradictori afirmar que els patrons espirals giren com les agulles del rellotge, amb una velocitat uniforme, i que les estrelles tenen una velocitat angular variable.

Nou comptaquilòmetres galàxies

Galàxia NGC 6822. Va ser utilitzat per l'astrònom Edwin Hubble, juntament amb la galàxia M31, per a afirmar que aquests grups d'estrelles estan fora de la Via Làctia, és a dir, són galàxies. Ed. ANDANA

Tenint en compte el que hem dit, és normal crear la següent pregunta: si aquestes velocitats variables de les estrelles són les que mesurem, es pot determinar la velocitat uniforme del patró espiral? Aquesta mesura té gran importància en cosmologia, ja que gràcies a la velocitat patró podem saber quina és la posició de la matèria fosca. A més, moltes galàxies espirals tenen en el centre una barra la velocitat de la qual (diferent de la de l'estructura exterior de l'espiral) ens indica si la galàxia està envoltada per un halo de matèria fosca. Finalment, molts astrofísics consideren que aquestes diferents velocitats patró, com la de la barra i l'estructura espiral, poden provocar fenòmens d'acoblament entre ressonàncies.

Atès que la velocitat angular de la galàxia espiral disminueix en augmentar el radi, en general, aquesta velocitat angular no serà equivalent a la velocitat constant de l'estructura espiral. No obstant això, hi haurà un radi especial en el qual les estrelles tindran la mateixa velocitat que l'estructura espiral: cap a dins d'aquest cercle les estrelles avançaran periòdicament els braços espirals i cap a fora d'aquest cercle, al revés, els braços espirals avançaran les estrelles amb certa freqüència. A aquest singular cercle se'n diu corrotación i la seva mesura equival a trobar la velocitat de patró, ja que existeix una equació que relaciona totes dues magnituds. Per a trobar la corrotación s'han inventat diversos mètodes, els més simples basats en la morfologia. Unint alguna estructura especial amb una òrbita concreta, es pot trobar una corrotación, per exemple, identificant estructures en forma d'anell amb unes òrbites especials, és possible determinar la correspondència. Altres mètodes, basats en el mapa de velocitat mesurat, permeten determinar aquesta posició (Tremaine-Weinberg, per exemple). Finalment, s'ha realitzat un gran esforç per a representar el comportament de les galàxies mitjançant simulacions hidrodinàmiques a través d'ordinadors, que en alguns casos poden limitar el valor de la velocitat patró.

En l'Institut d'Astrofísica de Canàries hem desenvolupat un nou mètode per a mesurar la posició de la corrotación. Aquest mètode es basa en l'estudi del mapa de velocitats no circulars de les galàxies, i l'alta qualitat dels telescopis i detectors disponibles en l'actualitat fa possible la seva aplicació (alguna cosa que fa un parell de dècades era impossible, ja que no disposàvem de precisió instrumental suficient). És més simple que el mètode utilitzat fins ara, ja que només utilitza la corrotación o el canvi de direcció dels corrents de gas que es produeixen prop d'altres ressonàncies. Aquest canvi de direcció del gas ve dau per la teoria de la densitat d'ona. Així, restant al mapa de velocitats mesurades directament la corba de rotació (velocitats circulars), trobarem més canvis de signe en el mapa d'aquestes velocitats no circulars que hem construït, en les posicions de les ressonàncies. Aquesta nova tècnica s'ha aplicat a vuit galàxies investigades en bibliografia, obtenint resultats prometedors: hem trobat valors similars als obtinguts amb altres mètodes i gairebé sempre amb intervals d'incertesa menors. Pròximament es publicarà una recerca més exhaustiva realitzada pels autors d'aquest article que aplica el nou mètode a un centenar de galàxies amb gran èxit.

En definitiva, explicar la rotació de galàxies espirals ha suposat un gran repte per als astrònoms. No obstant això, la hipòtesi proposada per Line i Shuk en la dècada de 1960 mostra amb elegància l'estructura espiral: els braços espirals són zones de major densitat en un moment donat, formats per estrelles que entren i surten d'allí, i aquesta estructura d'il·lusió òptica de major densitat, que gira en direcció a les agulles del rellotge, amb fermesa, al voltant del centre de la galàxia. És important conèixer la velocitat patró de les galàxies, ja que té gran influència en la cosmologia, i determinar la velocitat patró dels braços espirals equival a trobar la posició de la corrotación, un cercle en el qual les estrelles es mouen amb l'estructura espiral. Podem dir que el mètode que acabem de desenvolupar en l'Institut d'Astrofísica de Canàries ha suposat un gran pas endavant en aquest camp, ja que és una tècnica molt directa que ha permès mesurar la correspondència amb la precisió que fins ara era impossible.

BIBLIOGRAFIA