Sabemos que en el centro de las galaxias es donde se agolpan la mayoría de sus estrellas y su gas. Pero eso no es todo. En este artículo vamos a desentrañar los misterios que se ocultan en los bulbos galácticos y los fenómenos que allí ocurren, ya que de ellos dependerá la estructura y evolución de cada galaxia. Vamos a ello.
En las galaxias, cualquiera que sea su tipo, hay una tendencia que se repite: si nos situamos en su borde y nos movemos hacia el centro, iremos encontrando cada vez una mayor densidad de materia. De este modo, la mayor concentración de estrellas y gas se da en el centro de la galaxia. Esta zona es la que llamamos bulbo.
También se da que todas las estrellas y el gas de las galaxias rota alrededor de un punto que se encuentra en el centro del bulbo. ¿Por qué todo ese material ha decidido concentrarse alrededor de ese punto y girar en torno a él? Pues porque en el centro de las galaxias encontramos agujeros negros supermasivos.
Las galaxias se forman al rededor de agujeros negro supermasivos
Estos agujeros negros creemos que tienen su origen en la muerte de las primeras estrellas que se formaron en el Universo, que serían brutalmente grandes. Serían grandes, pero no tan enormes como los vemos ahora, sino que han ido creciendo al engullir masa y al fusionarse unos con otros. Cuanto mayor es el agujero negro, más materia atrae y más grande es la galaxia que se forma a su alrededor. Para hacernos una idea, si un agujero negro tuviera el diámetro de una moneda de 1€, la galaxia que se formaría a su alrededor tendría el tamaño de Europa.
Podríamos pensar entonces que los agujeros negros acabarían por engullir toda la galaxia, sin embargo esto no es así. Los agujeros negros no son aspiradoras espaciales, sino que si un objeto lleva la velocidad y dirección adecuadas, puede orbitar cerca del horizonte de sucesos sin llegar a caer.
En el centro del agujero negro estaría lo que llamamos la singularidad, que es un punto de densidad infinita y, por tanto, de curvatura infinita del espacio-tiempo. En ese punto la física se rompe, es decir, no tenemos ninguna ley o teoría física ahora mismo que pueda aplicarse para saber qué ocurre en la singularidad. Como la luz no escapa de ella, tampoco tenemos forma experimental de saber lo que ocurre, por lo que el centro del agujero negro es un absoluto misterio. La frontera, entre lo que podemos ver y lo que no, es el horizonte de sucesos. Esto es una distancia a partir de la cual ya nada puede escapar del agujero negro y, por tanto, no podemos obtener la información. Sin embargo, si se emite un rayo de luz hacia fuera del agujero negro justo en este horizonte, ese rayo de luz sí que puede evitar caer al agujero negro. Se quedaría para siempre orbitando, atrapado en el horizonte de sucesos, sin llegar a caer y sin llegar a salir. Un poco más lejos de la singularidad, ya fuera del horizonte de sucesos, encontramos la órbita estable, que es la distancia más cercana a la cual los objetos con masa no tienen por qué caer al agujero negro, sino que llevando la velocidad y trayectoria adecuadas podrían quedarse orbitandolo.
Después encontramos la fotoesfera. Esto es un anillo muy luminoso que se forma alrededor de los agujeros negros en torno a los cuales orbita materia. Esa materia, principalmente gas, rota a unas altísimas velocidades, lo que hace que se caliente, y el gas caliente emite fotones, es decir, emite luz. Por último, en algunos casos encontramos un disco de acreción. Este disco está formado por materia: gas, polvo, estrellas… Todo ello girando también a una gran velocidad. Si parte de este material está cayendo al agujero negro, diremos que esa galaxia es activa o que tiene un núcleo activo, y en ese caso la galaxia emitirá mucho en la zona de alta energía, como en rayos X. Ocurre que, cuando un agujero negro está acretando materia, es decir, está engullendo parte de la materia que rota a su alrededor, debido a las altas velocidades de rotación, parte de la materia del disco no es engullida, sino que es propulsada hacia fuera en dos jets o chorros de materia perpendiculares al disco de acreción.
Credit: X-ray: NASA/CXC/CfA/R.Kraft et al; Radio: NSF/VLA/Univ.Hertfordshire/M.Hardcastle; Optical: ESO/WFI/M.Rejkuba et al.
Esa energía que se emite cuando el agujero negro acreta materia es, en definitiva, un viento de partículas. Este viento será más o menos fuerte en función de la densidad del gas expulsado. Si la densidad es baja, la velocidad del viento puede llegar a ser de miles de kilómetros por segundo, mientras que si la densidad es mayor, hablaremos de velocidades del orden de cientos kilómetros por segundo.
Este viento y su velocidad es crucial para la evolución de la galaxia que lo alberga. Si el viento es suave, empujará el resto del gas presente en el bulbo de la galaxia, redistribuyéndolo y repartiéndolo por el resto de la galaxia, mandando gas a zonas más externas y reanudando la formación de estrellas en las nuevas zonas donde se acumule. Pero si el viento es demasiado fuerte, puede llegar a empujar el gas fuera de la galaxia, de manera que ésta se quedaría sin material para fabricar nuevas estrellas. Las estrellas que ya estuvieran serían las únicas presentes en la galaxia y, poco a poco, se irían apagando hasta que la galaxia finalmente muriese.
Los vientos generados por el agujero negro empujan el gas hacia fuera de las galaxias
Entonces ¿por qué estas galaxias activas siguen teniendo una gran acumulación de material en el bulbo? Si el unico actor en esta obra fuera el agujero negro, éste acabaría por soplar todo el gas circundante y el bulbo debería desvanecerse. Afortunadamente el agujero negro supermasivo no es el único responsable de la redistribución del gas en las galaxias. En el caso de las galaxias espirales hay unas estructuras que se encargan de inyectar material al bulbo: las barras.
Los diferentes tipos de galaxias que vemos: elípticas, espirales, lenticulares… No nacen directamente con esa morfología, sino que la forma de las galaxias va cambiando según evolucionan.
Cuando el gas empieza a concentrarse en torno al agujero negro y la galaxia empieza a formarse, la gravedad tiende a empujarlo todo hacia el centro. Sin embargo, ese gas también gira. La fuerza centrífuga contrarresta la gravedad y el gas se estabiliza en un disco que rota y que, en principio, es simétrico. Empiezan a formarse las primeras estrellas, lo que rompe la simetría del disco y aparecen los brazos espirales. Estos primeros brazos espirales son muy débiles y, rápidamente, confluyen en el centro formando una barra. Todo esto ocurre mediante fuerzas que surgen al tener que conservarse la cantidad de giro (o momento angular) del disco a pesar de las perturbaciones.
Sin embargo, no en todos los puntos la barra se mueve a la misma velocidad que las estellas. Imaginemos un palo muy largo flotando en el mar que hacemos girar desde el centro y a un montón de bañistas que nadan a diferentes velocidades en círculo al rededor del palo. Los que están más cerca del centro del palo nadan más rápido y los que están más lejos, nadan más lento. Mientras que un bañista nade igual o un poco más rápido de lo que gira el palo, éste nunca llegará a pillarle, así que estos bañistas poco a poco se ordenarán en los espacios entre un brazo del palo y otro. Sin embargo, si un bañista nada más lento, el palo le pasará por encima una y otra vez, por lo que no se ordenará con los demás. Pues la barra es el palo y los bañistas son las estrellas y el gas. Hay una distancia del centro en la que las estrellas llevan la misma velocidad que la barra. Es lo que se llama radio de corrotación. Esas son las últimas que se suman a la barra, a partir de ahí ésta desaparece. Es por eso que cuando vemos imágenes de galaxias barradas las barras no cruzan toda la galaxia, sino que terminan en el radio de corrotación.
Las barras se forman debido a perturbaciones en la galaxia, alimentan en núcleo de gas y ésto mismo las destruye
Esta barra, al rotar, barre gran parte del gas y lo lleva al centro de la galaxia. Otra pequeña parte del gas lo lleva hacia fuera, redistribuyéndolo por el resto del disco. Sin embargo, por acción reacción, si la barra acelera el gas llevándolo hacia el centro, el propio gas al caer le resta energía a la barra, la debilita y termina desapareciendo. Es decir, la barra se autoregula.
Las simulaciones nos dicen que ya no deberían quedar barras en ninguna galaxia, pero las observamos con frecuencia. ¿Cómo es esto posible? Pues porque la mayoría de las galaxias no están aisladas, sino que eventualmente vuelve a caer gas a la galaxia, bien de otras galaxias o bien del medio intergaláctico. Vuelven a aparecer perturbaciones que vuelven a romper la simetría del disco y todo el proceso de aparición de la barra comienza de nuevo.
Centro: Galaxia NGC 1300 (ESA/NASA/ Hubble Heritage Team/STScl/AURA)
Derecha: Galaxi UGC 6093 (ESA/Hubble & NASA)
Resumiendo, la gravedad acumula material en torno al agujero negro supermasivo. La rotación de la galaxia impide que todo el material se condense en el centro y caiga al agujero negro. La relación entre la masa del agujero negro y la velocidad de rotación de la galaxia determinará si parte del disco de acreción caerá en el agujero negro, y será por tanto una galaxia activa, o no. Si es una galaxia activa, el viento provocado por el agujero negro al engullir material soplará el gas hacia fuera.
Tanto si el núcleo es activo como si no, las barras ayudan a la gravedad a llevar gas hacia el centro, formando el bulbo. Estas barras aparecen debido a que inestabilidades en el disco provocan asimétrias y éstas a su vez hacen aparecer la estructura espiral que confluye en barras.
Las barras redistribuyen el gas y esta acción las debilita y desaparecen. Cuando cae nuevo material a la galaxia se vuelven a producir inestabilidades y todo el proceso de aparición de las barras comienza de nuevo. Este aporte de material al bulbo puede traducirse en un aumento del material del disco de acreción del agujero negro. Si la galaxia es activa, el agujero negro tendrá más material que engullir. Si no lo es, puede que comience a serlo. O puede simplemente que el bulbo se haga más denso y se formen aún más estrellas.
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