La Vía Láctea de Vera Rubin

Si viajásemos en avión sin haber visto nunca uno desde fuera, ¿cómo podríamos describir qué forma tiene? Ese mismo problema nos encontramos cuando queremos hacer una descripción de nuestra galaxia, la Vía Láctea. A principios del S.XVII Galileo fue el primero en observar esa banda lechosa que atravesaba el cielo nocturno con un telescopio, descubriendo que no era bruma, sino innumerables estrellas. En 1759 Thomas Wright, fabricante de instrumentos ópticos, publicó el libro ‘Nueva hipótesis del Universo’, donde sugirió que nuestra galaxia consistía en una agrupación de estrellas dispuestas en forma de disco aplanado. Esta forma explicaría por qué vemos una banda más poblada cuando miramos a lo largo del plano del disco, y menos estrellas si miramos en dirección perpendicular a éste. A finales del S.XVII William Hershel hizo el primer intento serio de determinar la forma de la galaxia. Para ello supuso que las estrellas se distribuyen uniformemente en el espacio y que cuanto más débiles se observan, más lejos están. Realizo un conteo de estrellas en distintas regiones de la bóveda celeste esperando encontrar más densidad en la dirección al centro del disco, sin embargo, no halló tal. Concluyó que el Sol debía hallarse muy próximo al centro del disco de estrellas.

A una conclusión similar llegó el astrónomo Jacobus Kaptein a principios del S.XX mediante el análisis del brillo y el movimiento propio de una gran cantidad de estrellas. Sus resultados apuntaban a un diámetro de disco de 17Kpc con el Sol en el centro. Sin embargo, en 1918 Harlow Shapley estudió la distribución de los cúmulos globulares y encontró que la mayoría se encontraban dispersos alrededor de la porción de la Vía Láctea que se encuentra en la dirección de Sagitario. Haciendo un mapeo de éstos, descubrió que adoptaban una distribución esferoidal cuyo centro parecía ser un punto a varios Kpc de distancia en la dirección de Sagitario, concluyendo que ese punto debería ser el centro de nuestra galaxia.
Para explicar estas desavenencias entre unas observaciones y otras, entró en escena Robert Trumpler, que en 1930 concluyó que el medio interestelar (el espacio entre estrellas) no era un vacío perfecto, sino que contiene polvo que disipa la luz de las estrellas más distantes, por lo que Hershel y Kaptein sólo habrían podido observar las estrellas del disco de la vecindad solar. Sin embargo, como los cúmulos se encuentran más separados del disco de la galaxia, apenas sufren este efecto porque su medio interestelar está más limpio, por lo que se pueden ver cúmulos más lejanos, siendo por tanto más fiables éstos para analizar la estructura de la galaxia al completo.

Hoy sabemos que nuestra galaxia consiste en un disco con un espesor de unos 600pc y un diámetro de unos 50Kpc. Cuenta con más de 100.000 millones de estrellas, siendo el Sol una de ellas a unos 8.5Kpc del centro, grandes cantidades de polvo y gas atómico y molecular, así como cuerpos rocosos como asteroides, planetas, satélites, etc. En cuanto a su morfología, nuestra galaxia, como muchas otras, vista de perfil es casi como un disco plano, con las siguientes subestructuras:

En el centro del bulbo (Figura 3) se encuentra el núcleo galáctico, en el que se encuentra Sagitario A*, un agujero negro de unos 3,5 millones de masas solares. En el bulbo, así como en el disco fino, es donde se encuentran la gran mayoría de estrellas y material interestelar (90% del total de materia visible). Conforme nos alejamos perpendicularmente del disco adentrándonos en el halo, cada vez encontramos menos estrellas y material interestelar. Las estrellas que se encuentran en el disco siguen órbitas casi circulares en torno al centro de la galaxia y son estrellas jóvenes (<10Gaños), con una cantidad relativamente grande de elementos más pesados que el helio (~2%-4%). Son lo que se conocen como estrellas de Población I.

En el disco grueso las edades de las estrellas comienzan a ser de uno 12.15 Gaños y contiene alrededor del 5% de la masa del disco. En el halo, por otra parte, existe poco material interestelar, por lo que no se observa formación estelar reciente. Las estrellas son muy viejas, con órbitas excéntricas y altas velocidades con respecto al Sol. Existen estrellas aisladas y cúmulos globulares, es lo que se llama Población II. El halo alberga el 0.2% de la masa total de la galaxia y tiene un radio de 50Kpc. Entre las estrellas de ambas poblaciones hay una secuencia de poblaciones intermedias. El Sol se encuentra a una distancia aproximada de 8,5Kpc del centro galáctico.

Vista desde arriba, nuestra galaxia tiene forma de espiral, con una barra fija de estrellas que cruza el centro. La estructura espiral se deduce a partir de observaciones ópticas de la vecindad solar y de observaciones en la banda de radio del espectro electromagnético de hidrógeno neutro. No puede deberse a material orbitando en torno al centro de la galaxia, ya que en ese caso la espiral se enrollaría más y más conforme la galaxia girase, desapareciendo finalmente esa estructura.

El Sol se encuentra en el llamado Brazo de Orión.

En cuanto a la densidad de estrellas, aumenta hacia el centro de la galaxia y disminuye conforme nos alejamos radialmente hacia afuera. Mientras que a una distancia del centro galáctico de ~8,5Kpc (la distancia del Sol), en una esfera de 5 años luz de radio encontraríamos una media de 5 estrellas; la misma esfera situada ahora en el bulbo contendría unos 10 millones de estrellas. Con el gas parece ocurrir lo contrario, encontramos más gas conforme nos alejamos del centro galáctico. La barra facilita el transporte de gas desde la parte externa de la galaxia hacia el centro.

¿Por qué un disco?

Pues porque la nube a partir de la que se empezó a formar la galaxia en su momento, estaría girando, entonces al colapsar por gravedad, se tiene que conservar el momento angular (la cantidad de giro del sistema) al igual que un patinador sobre hielo. Cuando gira y acerca sus brazos al cuerpo acelera, cuando los aleja gira más lento. Así, el gas empieza a acumularse cerca del eje de rotación, pero como la gravedad aprieta, termina cayendo y formando un disco, que es lo más cerca que puede estar del centro de masas.

Además, esa rotación es diferencial: cuanto más cerca del centro galáctico, más rápido gira y conforme nos vamos alejando hacia los bordes de la galaxia, la velocidad disminuye. O eso era lo que se esperaba. Para saber la velocidad a la que se gira a una cierta distancia del centro galáctico, se traza un aro imaginario a esa distancia, se considera como un sólo cuerpo a todos los objetos que quedan dentro de ese aro, cuya masa es la suma de las masas de todos esos cuerpos, y luego se aplican las leyes de Kepler. Conforme vamos ampliando el radio de ese aro, cada vez se añade al cuerpo central menos masa, porque hemos dicho que hay menos estrellas conforme viajamos hacia el borde de la galaxia. Por lo tanto, lo que se espera es que la velocidad sea menor cuanto más nos alejamos.

Vera Rubin

La astrofísica Vera C. Rubin en 1970 se dedicó a aplicar lo anterior junto con las observaciones disponibles para encontrar la curva de velocidad de rotación de la galaxia y lo que encontró fue muy diferente:

La curva de luminosidad es equivalente a una curva de cantidad de masa, ya que cuanto más luz hay, es que hay más estrellas. Efectivamente, como se esperaba, cerca del centro la intensidad es muy alta, es decir, hay muchas estrellas y fuentes de luz, y conforme nos alejamos del centro, la galaxia es cada vez más oscura, porque está menos poblada.

En los linderos de nuestra galaxia debe haber más materia de la que creíamos, materia que no emite y que no podemos ver. Materia oscura.