De hecho la GALAXIA no es otra cosaque una congregación de innumerablesestrellas diseminadas en grupos; que, en

cualquier región a la que se dirija el telescopio,una ingente multitud de estrellas se presenta ala vista de repente, de las cuales algunas se ven

suficientemente grandes y distintamente; perola multitud de las pequeñas es del todo

inexplorable.1

F. Brunetti, Galileo, Opere. I. SidereusNuncius

Galileo había claramente discernido dequé está compuesta la Vía Láctea:innumerables grupos de estrellas que seextienden casi indefinidamente, de lasque las más débiles constituyen una

mayoría inexplorable, como se apreciaen la figura 2.1. Ese mundo de estrellasera el Universo para Galileo y sutiempo. Como dijimos en laIntroducción, hubo que esperar a lasprimeras décadas del siglo XX para quefueran descubiertas las galaxias y seampliase súbitamente nuestro conceptocientífico del Universo, que tuvo queensancharse casi hasta el infinito, paraabarcar este nuevo mundo de lasgalaxias. Ése fue, sin duda, el hitoobservacional fundamental de lamoderna Astrofísica. Los posterioresanálisis apenas modificaron lapercepción de Galileo de que lasgalaxias son enormes amasijos de

2. El mundo de las galaxias

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1. È infatti la GALASSIA nient'altro che una congerie di innumerevoli Stelle, disemínate a mucchi; ché inqualunque regione di esa si diriga il cannonchiale, subito una ingente folla di Stelle si presenta alla vista, dellequale parecchie si vedono abbastanza grandi e molto distinte; ma la moltetudine delle piccole è del tuttoinesplorabile.

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Figura 2.1. Campo de estrellas en direcciónal centro galáctico, en la región deSagitario. Aunque se trata de una regióncon mucho contenido en polvo, queimpide ver a su través, esta imagen deltelescopio VLT de ESO ha sido tomada enuna pequeña zona libre de polvo, por loque se puede acceder a todo el mundo deestrellas que configura la región central de nuestra Galaxia.

Figura 2.2. Imagen tomada con el telescopio VLT de ESO de la galaxia Messier 83 (NGC 5236),situada en la región de Hidra. Situada a una distancia de unos 15 millones de años luz, tiene untamaño sensiblemente menor al de nuestra Galaxia, alrededor de la mitad. Tiene un bulbo centralpequeño y un sistema de brazos espirales muy bien definidos, con abundantes estrellas jóvenes y regiones de formación estelar, que se aprecian como pequeñas nebulosas o concentradosenjambres de estrellas. También se aprecian regiones de polvo en todo el disco, que forman unaespecie de retícula intrincada en algunas partes de la galaxia.

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estrellas, aunque sí enriquecieron ladescripción, revelando, como ya sehabía hecho para nuestra Vía Láctea,que las galaxias también contienen, en

variadas proporciones, gas en diferentesfases físicas y partículas diminutas quelos astrónomos nombramos con elnombre genérico de polvo (figura 2.2).

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Para Hubble y sus seguidores, lasgalaxias eran los auténticos elementosconstitutivos del Universo, los ladrilloscon los que está construido el edificiocosmológico. Conocer las galaxias era lavía para conocer el Universo. Había queclasificarlas, caracterizar las diferentesfamilias que pudieran existir y estudiarsu distribución en el cielo. Habíanacido la Astronomía Extragaláctica.Pero ese nuevo mundo de las galaxias,como lo demostrarían los posterioresanálisis, iba a deparar grandes sorpresas,de las que la presencia mayoritaria demateria no-luminosa, como veremosdespués, no fue la menor. Aunque fueel estudio de los cúmulos de galaxias elque por primera vez planteó elproblema de la existencia de másmateria de la que brilla y se aprecia enlas imágenes, pronto aparecieron lasprimeras indicaciones en las galaxias alconstatar, ya en 1939, que las partesexternas de la galaxia de Andrómedagiraban mucho más deprisa de loesperado según las leyes de la dinámica.Esas indicaciones se fueronconsolidando a medida que se ibanrefinando los análisis y se acumulabandatos sobre otras galaxias. El trabajo deRubin y colaboradores, en los añossetenta del siglo XX, claramentemostraba que el fenómeno de lasuperrotación de las galaxias erauniversal. Las medidas de la rotación delas partes muy externas de las galaxias,donde la presencia de materia luminosa

estelar es prácticamente inapreciable,usando observaciones de la línea a 21cm del hidrógeno atómico,confirmaron fuera de toda duda que losdatos no podían ser explicados con lasleyes de Newton si la masa erasolamente la luminosa. La llamadamateria oscura aparecía también en elmundo de las galaxias como ingredientemayoritario.

A las componentes estelar, gaseosay de polvo que se habían ya detectado yque habían guiado las observaciones, seañade ahora la componente oscura que,al igual que en los casos de Neptuno ode la compañera de Sirio, sólo semanifiesta a través de su accióngravitatoria. Sólo que ahora lo que seestaba poniendo de manifiesto, comoluego iba a argumentarse, no era unamateria simplemente oculta, sino denaturaleza distinta a la habitual.

2.1. Tipos de galaxias. El diapasón de Hubble

Cuando se examinan las imágenes degalaxias relativamente próximastomadas con un telescopio, como puedeapreciarse en la figura 2.2, no es difíciladvertir que, en términos generales, lasgalaxias están constituidas por millonesde estrellas de masas y edades diversas,por zonas dominadas por nubes depolvo que absorbe la radiación y pordifusas nubes de gas a diferentes

temperaturas, densidades y grados deionización. Ésa es, de hecho, ladefinición operativa de galaxia quevenimos usando.

Ese examen visual nos revelatambién, cuando el análisis sesistematiza, que la proporción de cadauna de esas componentes, sudistribución en la galaxia y, endefinitiva, la forma global de la mismavarían según patrones bien marcados.En efecto, mucho de lo que se sabeacerca de las galaxias comenzó acimentarse poco después de sudescubrimiento, con la cuidadosaclasificación de su apariencia, tal ycomo quedaba registrada en las placasfotográficas tomadas con los grandestelescopios de la época. Basándose enesos estudios, Edwin Hubble propuso,en la segunda década del siglo XX, unesquema de clasificación que se usa aúnhoy día y que, por su forma, harecibido el nombre de diagrama endiapasón de Hubble, representado en lafigura 2.3. En él se distinguen doscategorías básicas: galaxias elípticas (E),con una distribución de luz suave, sinestructuras marcadas, y de formaredondeada o elipsoidal (ver figura 2.4),y galaxias espirales (S), con forma dedisco aplanado, a menudo con unaestructura en forma de brazos espiralesen él, de ahí su nombre (ver figura 2.2).Las espirales se subdividen en dosgrupos: barradas y normales, segúntengan o no una estructura en forma de

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Figura 2.3. Diagrama en diapasón deHubble. Cada tipo morfológico estáilustrado por una galaxia del tipocorrespondiente. El número tras la E indicael grado de elipticidad de la imagen, de 0(esféricas) a 7 (las más achatadas). La letraminúscula tras la S indica el grado dedesarrollo de los brazos espirales, crecientede a a c. La mayúscula B indica la presenciade una barra, que se aprecia como unaestructura lineal que cruza el núcleo de lagalaxia.

barra en la que terminan sus brazosespirales en la zona central (figura2.5). Todas ellas se subdividen ensubtipos, como se muestra en eldiagrama de la figura 2.3, que contienelos tipos de galaxias. Las galaxias E seclasifican según su elipticidad(indicado por el número que sigue a la inicial E), mientras que las S seclasifican por el grado de desarrollo delos brazos espirales (indicado por la letra que sigue a la inicial S). Si la

galaxia es barrada, se indica con B. Lasgalaxias lenticulares (L o S0), llamadas a veces espirales sin brazos, fueronañadidas al esquema clasificatorio conposterioridad, para representar galaxiasde disco sin estructura espiral evidente.Comparten propiedades intermediasentre las espirales y las elípticas.Finalmente, se añadieron las galaxiasirregulares (I), de aparienciadesordenada y muy poco estructuradas(figura 2.6).

La clasificación de Hubble, basadaen la morfología de las distribucionesde luz observadas, ha sobrevivido hastanuestros días porque fue corroboradacon medidas cuantitativas y, sobre todo,porque, como se ha ido poniendo demanifiesto, encierra informaciónimportante más allá de la meradescripción cualitativa. Pero suinterpretación tiene tambiénrestricciones que hay que considerar en cada caso.

Por un lado, las imágenes que sirvenpara la clasificación son tomadas en unadeterminada banda espectral,habitualmente en la zona visible delespectro. Ahora bien, la apariencia deuna galaxia puede depender muyfuertemente de la ventana espectralseleccionada para su observación. Larazón es clara. Las galaxias sonentidades complejas, que contienenestrellas de diferentes tipos,luminosidades y edades. Cada tipo deestrellas, como vimos anteriormente,

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SISTEMA DE CLASIFICACIÓNDE EDWIN HUBBLE

Elípticas

E0 E3 E5 E7 S0

Sa

Sb

Sc

SBa

SBb

SBc

Espirales

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Figura 2.5. Galaxia NGC 1365, prototipo de espiral barrada. Se trata de una galaxia de grantamaño, con un diámetro del disco de unos 200.000 años luz, situada en el cúmulo de Fornax, en ladirección de la constelación del mismo nombre. Se halla a una distancia de alrededor de 60millones de años luz. Una barra masiva cruza el disco de la galaxia incluyendo su núcleo. El colorrojizo en la imagen indica que está compuesta por estrellas más viejas que las del disco. Laperturbación gravitatoria que produce la barra es la causa de la formación de los brazos espiralesque emergen de sus extremos. Nótese el color azulado de esos brazos, que indica la predominanciade estrellas jóvenes. Imagen tomada con el telescopio VLT de ESO.

Figura 2.4. M87 (NGC 4486), galaxia elípticagigante, la más brillante del cúmulo de laVirgen. Se aprecia la distribución suave de luzque ocupa casi toda la imagen. En susproximidades se ven otras galaxias quepertenecen al mismo cúmulo, pero de tamañosmucho menores. La galaxia tiene un núcleocentral muy brillante, del cual emerge unaestructura lineal (un jet en la jergaastronómica). El brillo del núcleo y el jetatestiguan la actividad nuclear de la galaxia.Imagen tomada con el telescopio JKT en LaPalma, Observatorio del Roque de losMuchachos.

tiene su máxima emisión en una regióndiferente del espectro, de modo que, encada banda espectral que elijamos paraobservar, estaremos viendo,preferentemente, una poblacióndiferente de estrellas. Así, en laslongitudes de onda del ultravioleta y elazul, la luz emitida está dominada porla población de estrellas más luminosasy azules, que son las más jóvenes. Esta

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Figura 2.6. NGC 6822 es una galaxiairregular próxima (pertenece al GrupoLocal). Sobre un fondo rico de estrellas denuestra Galaxia se ve un cuerpo central,que semeja una barra, con una mayordensidad de estrellas y una luminosidadneblinosa, que constituyen la galaxia.Aunque no se aprecia estructura, unincipiente brazo se dibuja en la partederecha de la imagen. Imagen tomada conel telecopio INT en La Palma, Observatoriodel Roque de los Muchachos.

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población es muy minoritaria engalaxias E, pero domina en algunas S yen las I. En cambio, en el infrarrojo,además de ser mucho menos absorbidapor el polvo, la luz aparecerá dominadapor la emisión de estrellas más frías y,generalmente, más viejas. Por el procesomismo de formación estelar en lasgalaxias, la distribución de las estrellasviejas y de las que se están formando noes necesariamente la misma, por lo quela galaxia puede llegar a presentar unaspecto diferente según la observamos ala luz de las unas o de las otras. Así,sabemos que las estrellas viejas son lasque predominan en las galaxias E o enlos bulbos centrales de las galaxias S,mientras que los discos y brazosespirales contienen una mayorproporción de estrellas jóvenes, lo queles da un color más azulado.

El polvo interestelar tiene tambiénun efecto en la apariencia de unagalaxia, que depende de la longitud deonda, ya que obstruye más eficazmentela luz azul que la roja; en el infrarrojolejano la emisión producida por elpolvo calentado por estrellas, o por laradiación emitida en los alrededores delagujero negro central, puede dominar atodas las demás. A longitudes de ondaaún más largas (radiofrecuencias), lacontribución estelar puede ser muydébil, y la apariencia de una galaxiavendrá determinada por la radiaciónsincrotrón (radiación producida porelectrones moviéndose a velocidades

relativistas en un campo magnéticointenso) o bien por la emisión dehidrógeno atómico neutro.

Además del problema que acabamosde mencionar, existe otro que viene acomplicar aún más la situación. Es elllamado efecto k, ligado al fenómeno dela expansión del Universo. En efecto,por el hecho de esa expansión, laslongitudes de onda de la radiaciónemitida por una galaxia se observandesplazadas hacia el rojo en un factor(1+z), donde z es la medida de esedesplazamiento. Esto significa que laregión espectral observada corresponde auna región espectral emitida diferentepara cada valor de z. Para ilustrar estacuestión, consideremos una galaxialejana, por ejemplo, a z = 1. La luz querecibimos en el visible, longitud deonda de 0,55 micras, en realidadcorresponde a la luz emitida a0,55/(1+z) = 0,225 micras, es decir, enla región ultravioleta del espectro. Pero,como acabamos de decir, el aspecto deuna galaxia depende de la regiónespectral en que se estudie, de modoque el análisis morfológico quepodamos llevar a cabo con nuestrasobservaciones no es directamentecomparable con el que hagamos de unagalaxia mucho más próxima, salvo quecada una de ellas sea observada en labanda espectral adecuada para que enambos casos tengamos informacionesequivalentes, es decir, correspondientesa la misma banda espectral emitida.

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traer la información. Así, para unagalaxia a una distancia de mil millonesde años luz, la información que nosllega corresponde a una etapa evolutivaanterior en mil millones de años a lanuestra.

No es de extrañar, pues, que elesquema de clasificación de Hubble,obtenido en el Universo local, tengaalgunas dificultades para describiradecuadamente la morfología de lasgalaxias lejanas tales como las que nos

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Figura 2.7. Imagen del Campo Ultra-profundo del Hubble Space Telescope. Se puede apreciar lavariedad de tamaños formas y colores de las galaxias que contiene. La imagen es una combinaciónde las obtenidas en varios filtros en el dominio visible-próximo infrarrojo (bandas fotométricas B, Vy z), con un tiempo de exposición de 11,3 días. Se puede comprobar que algunas galaxias tienenformas clasificables dentro del esquema de Hubble, pero abundan las irregulares. Para poderdiscernir lo que corresponde a irregularidad intrínseca o lo que corresponde a efecto k, hay quedeterminar el valor de z para cada galaxia. En los insertos de la derecha se aprecia el detalle de lazona marcada en la imagen principal. Se aprecia, no sólo en la galaxia dominante en la imagen,sino en las más pequeñas también, el cambio de aspecto según se observen en el dominio visible,en el infrarrojo próximo o en el infrarrojo lejano.

Este fenómeno se hace patentecuando examinamos una imagen de uncampo del cielo que contenga muchasgalaxias, como el Campo Ultra-profundo del Hubble Space Telescope(figura 2.7). Las galaxias que seacumulan en esa imagen son de tiposdistintos y se encuentran a diferentesdistancias, es decir, a diferentes valoresdel desplazamiento hacia el rojo, demodo que esos efectos a los queestamos aludiendo se dan de maneracombinada.

Finalmente, hay otra complicaciónque debemos tomar en consideraciónpara poder entender las formas delmundo de las galaxias. Y es que, dadoque el Universo evoluciona, laspoblaciones de galaxias evolucionantambién, de modo que las que seencuentran más distantes, es decir, amayores valores de z, son más jóvenesen promedio que las más próximas,puesto que estamos viéndolas en fasesevolutivas anteriores. Como sueledecirse, mirar más lejos en el espacio esmirar antes en el tiempo, debido a quela luz tarda un tiempo determinado en

Distant Galaxy in the Hubble Ultra Deep Field • HUDF-JD2Hubble Space Telescope • ACS/WFC

VisibleHST ACS/W/FC

InfraredHST NICMOS

InfraredSST IRAC

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Figura 2.8. Galaxias de Las Antenas. Setrata de la colisión de dos galaxias, enproceso de fusión. Las grandes colasvisibles en la imagen de la izquierda se hanproducido en las primeras etapas de lacolisión. En la imagen de la derecha,tomada por el Hubble Space Telescope,podemos apreciar la complejidad de lazona de choque (delimitada en la imagende la izquierda por un polígono de colorverde), con zonas azules que correspondena la formación actual de estrellas, y zonasoscuras que corresponden a regiones conalto contenido en polvo y gas molecular,en donde con toda probabilidad se estánformando, y se formarán, estrellasposteriormente.

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revelan las imágenes más profundascomo la que acabamos de comentar. Enesas épocas tempranas, las condicioneseran diferentes, una gran parte de lapoblación de galaxias estaba aún enproceso de formación y las condicionesde equilibrio todavía no se habíanalcanzado para muchas de ellas. Todolo cual, unido al efecto k que acabamosde describir, hace del estudio de laevolución morfológica de las galaxias undifícil arte, aún no completamentedesvelado.

De todas formas, y aun con todaslas precauciones necesarias, el esquemaen diapasón de Hubble, con susversiones y refinamientos posteriores,

sigue siendo válido y útil en laactualidad. La razón es que permitesistematizar el estudio y su discusióny, sobre todo, que contiene valiosainformación física, puesto que traduceel contenido estelar de las galaxias y,por ende, la historia evolutiva de esecontenido. Más aún, como vamos aver, está íntimamente ligada a lascondiciones de equilibrio dinámico,que es diferente para cada tipo degalaxia. Y, finalmente, nos informatambién de las condiciones delentorno en que ha evolucionado,puesto que, como se ha determinado,existe una relación entre el tipomorfológico de una galaxia y ladensidad de galaxias del entorno enque se encuentra, siendo las elípticasmás numerosas en entornos de altadensidad y las espirales, en entornosde baja densidad, en el Universo local.

Estas constataciones, a partir delexamen cualitativo de las imágenes, sefueron confirmando a medida que se pudo disponer de datos de calidadsuficiente. El análisis cuantitativo deesos datos ha confirmado los aspectosbásicos del diagrama en diapasón deHubble. En particular, que existen dostipos básicos de galaxias, unas que sonesferoidales y otras que tienen unaestructura característica en forma dedisco. De hecho, lo que se constata esque existen dos componentes básicos,de los que ya hemos hablado por sertan evidentes en las imágenes de las

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encajarse dentro del esquema deHubble. En efecto, un simple examende catálogos de galaxias en interacciónnos indica que las colisiones puedengenerar una infinidad de formasdiferentes, con fuertes asimetrías,estructuras lineales como colas demarea, y modificar la tasa deformación estelar. En la figura 2.8mostramos la imagen tomada con elHubble Space Telescope de la galaxia deLas Antenas, así llamada por la formasugerente que tiene. Es obvio que laforma que presenta es debida a lacolisión entre dos galaxias, que se estádesarrollando ante nuestros ojos.

Los procesos de colisión producen,mientras se desarrollan, violentasredistribuciones de las estrellas y delgas de las galaxias que intervienen,que cobran apariencia de galaxiasaccidentadas. Sin embargo,consideraciones de tipo general nospermiten concluir que esas formas sontransitorias y que el resultado finalserá un sistema relajado, con formaregular esferoidal. La figura 2.9 nosmuestra la Galaxia IC1182 en un

Figura 2.9. Galaxia IC1182, perteneciente alcúmulo de Hércules. La imagen superior estátomada en la luz del continuo estelar. En la partecentral de la galaxia se aprecia un núcleo brillante,redondeado y simétrico. La estructura circundantepresenta una hendidura en la distribución de luz,a la derecha del núcleo, debida a la presencia deuna enorme banda de polvo. Hacia la izquierdaemerge una estructura lineal, cuya longitud esvarias veces superior al tamaño del cuerpo de lagalaxia. Juzgando por este aspecto, la galaxia fueclasificada como S0 peculiar. La imagen inferiorestá tomada en la luz de la línea de hidrógeno Hαy traza el gas ionizado. En ella se aprecian lasestructuras de formas diferentes del gas, querevelan la existencia de un proceso violento. Laregión central de la galaxia aparece ahora conestructura, con varios núcleos. El resultado delanálisis permite concluir que se trata de la fusiónde dos galaxias, en fase muy avanzada. Mientraslas estrellas de ambas galaxias ya han constituidoun sistema único relajado, el gas aún mantiene laidentidad inicial de las dos galaxias. Lassimulaciones indican que el sistema quedarádefinitivamente relajado, con forma esferoidalregular, en un plazo de tiempo relativamentecorto. Mientras, algunos de los nódulos que se venen la estructura lineal emergente darán lugar agalaxias enanas que se independizarán de laprogenitora.

galaxias, que conforman todas esasgalaxias: el bulbo (componenteesferoidal) y el disco. El hechoimportante es que cualquier galaxia alo largo de la secuencia de Hubble sepuede explicar como unacombinación, en proporcionesadecuadas, de bulbo y disco. En unextremo, las galaxias E masivas sólotienen bulbo, mientras que, en el otro,las I sólo tienen un disco apenasorganizado (o incluso totalmenteausente en algunos casos de fusionesrecientes, ver más abajo), sin presenciade bulbo. Los demás tipos son unamezcla de ambos componentes, demodo que la importancia relativa delbulbo disminuye a lo largo de lasecuencia de Hubble, desde las S0 alas Scd.

Si bien la influencia del entornoen la morfología de las galaxias,debido en parte a colisiones einteracciones entre ellas, está bienestablecida, es evidente que esosprocesos pueden dar lugar enocasiones a sistemas con formas que,al menos transitoriamente, no pueden

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Figura 2.10. Simulación numérica del proceso de aproximación y colisión de dos galaxias espirales.Puede apreciarse cómo en las primeras fases se producen puentes de materia y, finalmente, colasde marea, como las que se aprecian en Las Antenas. En las últimas fases, las galaxias han perdidocasi su identidad, para formar un solo sistema que, en fases posteriores, se convertirá en unagalaxia relajada, elíptica.

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la figura 2.10. Estas simulacionessugieren que el tiempo necesario paraque la galaxia resultante tenga unamorfología bien definida no esexcesivamente largo y, en consecuencia,el mecanismo ha podido ser operativo,en particular en las épocas en las que ladensidad del Universo era muchomayor que ahora. Cuando hablemos deformación y evolución de galaxias, losprocesos de colisión y fusión volveráninevitablemente a ser los protagonistasde la discusión.

2.2. Las fuentes nucleares de luz no estelar

Una importante novedad en cuanto a ladistribución de luz en las galaxias es lade la existencia del fenómeno llamadoActividad Nuclear. Aunque revelado porel análisis espectroscópico, en los casosmás notorios puede apreciarse enalgunas galaxias un núcleoextraordinariamente luminoso, quepuede representar una fracción notablede la luminosidad total. La existencia de

tal componente luminosa, con suspeculiaridades espectroscópicas, fuepuesta de manifiesto a mediados delsiglo pasado por K. Seyfert, con cuyonombre se bautizaron este tipo degalaxias. Su apariencia puede ser la degalaxias normales, pero las propiedadesde sus núcleos planteaban talesproblemas de balance energético quehicieron entrar en la escena astrofísica alos agujeros negros. Dado que la radiaciónobservada en los núcleos de esos astros nopodía explicarse en términos de emisiónestelar, hubo que recurrir a esos objetosmasivos, capaces de acelerar la materiaque cae hacia ellos a velocidadesrelativistas, lo que permite explicar suorigen y sus características.Abandonamos así el terreno de laradiación térmica, producida ensituaciones de equilibrio, por la de laradiación no-térmica, que pone demanifiesto lo que a veces se llamaUniverso violento, puesto que se produceen procesos violentos, fuera de equilibrio.

Este descubrimiento adquirió suverdadera dimensión cuando años mástarde se descubrieron los llamados

estado más avanzado de fusión que lasAntenas; de hecho, en los catálogosaparece como una galaxia de tipolenticular con la peculiaridad de la largacola de marea que emerge hastadistancias considerables del centro de lagalaxia. Un examen detallado delcuerpo de la galaxia ha puesto demanifiesto que se trata de dos espiralesen los últimos estadios del proceso defusión.

La fusión de dos galaxias espiralesde masas similares puede, enconclusión, producir como resultadouna galaxia regular con las propiedadesfotométricas y dinámicas propias deuna S0 o una elíptica discoidal (en laque la rotación aún es importante). Esteresultado, que se ha supuesto paraexplicar la evolución morfológica, desdeS hasta E de las galaxias, quedacorroborado por las simulacionesnuméricas como las que se muestran en

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Figura 2.11. Imágenes de los cuásaresHE0450-2958 (izquierda) y HE1239-2426(centro), obtenidas con el HST, y quepermiten estudiar las propiedades de lasgalaxias que los albergan. La imagen de laderecha es del cuásar PKS1700+514 en elinfrarrojo cercano, obtenida con eltelescopio CFHT en Hawai. La utilización deóptica adaptativa permitió obtener unaimagen con resolución de 0,16 segundosde arco, que permite detectar detallestanto de la galaxia que lo alberga, comode la compañera (de aspecto similar a unaespiral con un gran anillo), no distinguiblesen las imágenes previas del HST.

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todos esos astros, con apariencia estelar,eran en realidad los núcleosextremadamente luminosos de galaxias,por otro lado, normales, en el sentidode tener morfologías relativamenteregulares y, sobre todo, estar formadaspor estrellas. Lo que se ha podidoconfirmar en la última década, graciasal estudio sistemático de esas fuentescon telescopios espaciales o, desdetierra, usando técnicas que permitenliberarse del efecto emborronador de laatmósfera y aumentarconsiderablemente la resolución (ópticaadaptativa). En la figura 2.11 semuestran imágenes de cuásares con esetipo de técnicas, que permiten poner demanifiesto la envoltura extensaalrededor del núcleo brillante. Elanálisis espectral de esa envoltura hapermitido confirmar que se trata de unagalaxia de estrellas en todos los casos.

cuásares, castellanización del acrónimoinglés Quasi Stellar Objects (QSO), asíllamados porque en las imágenes de lostelescopios apenas se diferenciaban (ono se diferenciaban en absoluto) de lasestrellas. La población extragaláctica seincrementó de esa forma de maneraespectacular, a la vez que se ibanintroduciendo clasificaciones en lostipos de Actividad y aparecían en laliteratura científica nombres como BLLacs (por ser la estrella BL Lacertae, dehecho una galaxia E con un núcleomuy activo, el prototipo), Blazars, etc.,que suponen el extremo superior de laactividad nuclear en galaxias, connúcleos tan extraordinariamenteluminosos que dominarían el aspectoglobal, dejando apenas perceptible lagalaxia subyacente.

A pesar de ello, ya en los añossetenta se avanzó la hipótesis de que

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Figura 2.12. Imagen en JHK de las estrellasdel centro galáctico.

Las explicaciones que se dan delfenómeno de la Actividad Nuclear sebasan en admitir la presencia de unagujero negro masivo en el centro deesas galaxias. Si bien los detalles estánpor elucidar, argumentos muy generalesrelacionados con la luminosidad y conlas características espectrales de laradiación que emiten esos núcleos degalaxias sugieren fuertemente que esahipótesis es la más razonable. Hasta elpunto de que hoy se admite como ideaplausible, apoyada por lasobservaciones, que todas las galaxiaspodrían contener un agujero negro ensu centro, tanto más masivo cuantomayor sea el bulbo de la galaxia que loalberga. El hecho que la ActividadNuclear sólo se manifieste en unpequeño porcentaje de las galaxias,podría deberse a que, en la mayor partede los casos, está inactivo. Entre losresultados que avalan ese punto de vista(aunque no todavía con la fuerza deuna constatación irrefutable), cabe citaren lugar distinguido los que se refierena los movimientos de las estrellas que seobservan en la proximidad del centrode la Vía Láctea.

Gracias al esfuerzo constante y alavance de las técnicas de observación, sehan podido establecer las órbitas dealgunas de esas estrellas. Conocidas lasórbitas, se puede establecer la masa delobjeto responsable de esos movimientos.La situación está ilustrada en la figura2.12. De nuevo, aplicando las leyes de

Newton, se puede obtener esa masa,que resulta ser de tres millones de masassolares. Dada esa masa y el tamañomáximo del objeto, se trata sin duda deun objeto masivo y compacto. La ideade que se trata de un agujero negro(poco masivo en este caso) aparece, paramuchos especialistas, como la másplausible.

2.3. Dinámica de galaxias. Lamasa oculta de las galaxias

A la pregunta obvia ¿de qué estánhechas las galaxias?, la respuesta quevenimos dando es de estrellas, polvo,gas… pero ¿eso es todo? Es cierto que elUniverso y sus componentes se nosmanifiestan a través de la luz queemiten, pero no hay ninguna de razónpara que todo su contenido sealuminoso. ¿Cómo averiguarlo?

Sólo hay una fuerza que afecta atodas las formas de materia y energía,cualesquiera que sean sus propiedades ycondiciones: la gravedad. Toda la materiagravita, nos dice la ley universal deNewton; todo gravita nos dice laRelatividad General de Einstein, inclusola energía. De modo que sondeando losefectos de la gravedad, a través de suinfluencia dinámica, podremos poner demanifiesto todo el contenido material deun sistema, sea o no materia luminosa,sea o no similar a la materia habitual dela que estamos hechos.

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que del análisis de esas líneas se podráobtener la medida de la dispersión develocidades causante delensanchamiento. A partir de ahí,estimando previamente el tamañocaracterístico de la galaxia, y aplicandolas leyes de Newton, es posible estimarla masa de la galaxia. Naturalmente, eseensanchamiento será mayor cuanto másmasiva sea la galaxia.

En el caso de las galaxias S, que,como dijimos, están en equilibriogracias a la rotación, habrá que observaralgún trazador adecuado (gas ionizado ogas neutro, o estrellas) a diferentesdistancias del centro de la galaxia y,utilizando las líneas espectrales paraestimar las velocidades por efectoDoppler, determinar la curva derotación. De nuevo, la aplicación de las

Figura 2.13. Rotación de un sistema material. En la parte superior se ilustra la disminución delas velocidades orbitales de los planetas en función de la distancia al Sol, de acuerdo con lasleyes de Kepler. En el centro, superpuesta a la imagen de una galaxia, se ilustra el resultadoesperado para la curva de rotación de una galaxia espiral. En la parte inferior se presentan

las curvas de rotación de varias galaxias de tipo S, que ponen de manifiesto uncomportamiento inesperado que se interpreta como debido a la presencia de una

componente material no-luminosa.

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Volvamos ahora a las galaxias. Losdos grandes grupos de galaxias, E y S,del esquema de Hubble no sólo tienendiferentes formas y contenido estelar,sino que también tienen propiedadescinemáticas diferentes. Si nos centramosen las galaxias masivas, en las elípticas yen los bulbos de las grandes espirales,los movimientos de sus estrellas que lasforman responden al campo deatracción gravitatoria de la propiagalaxia, es decir, a su distribución demasa. Desde el punto de vista delequilibrio, podemos decir que ladispersión de velocidades de losmovimientos de las estrellas compensa yequilibra el campo gravitatorio. En elcaso de las galaxias espirales, el materialen el disco gira ordenadamente alrededordel centro, respondiendo y equilibrandoal campo gravitatorio de la galaxia. Hayque señalar que, sin modificar eseesquema general, en muchos bulbos yen algunas galaxias elípticas menosmasivas, en particular en las llamadasdiscoidales, se superponen elmovimiento de rotación ordenado y elde dispersión de velocidades.

Como nos enseña la ley de Newton,las masas de las galaxias pueden serdeterminadas a través de losmovimientos orbitales de sus estrellas odel gas. Empecemos por las elípticas enlas que, según lo que acabamos deindicar, es necesario medir la dispersiónde velocidades de las estrellas parapoder determinar la masa. Cuandoobservamos un espectro de una galaxiaE, cada una de las líneas de origenestelar en ese espectro contiene lacontribución de cada una de las estrellasindividuales que produce esa línea. Lasituación física es la siguiente: cadaestrella individual, de una determinadapoblación, producirá sus líneasespectrales características. Losmovimientos de las estrellas hacen quela contribución de cada una de ellas a lalínea que apreciamos en el espectro dela galaxia se haga a longitudes de ondaligeramente diferentes en función de suvelocidad (efecto Doppler). Elresultado, cuando se observa lacontribución sumada de todas lasestrellas como es el caso, es una líneaensanchada por ese efecto. De modo

Sistema SolarMercurio

Venus

Tierra

Marte

JúpiterSaturno

Urano Neptuno Plutón

distancia (U.A.)

distancia al centro galáctico (kpc)

NGC 4378

NGC 3145

NGC 1620

NGC 7664

0 10 20 30 40

5 10 15 20 25

60

50

40

30

20

10

0

300

200

100

radio

velo

cid

ad

velo

cid

ad o

rbit

al (

km/s

)ve

loci

dad

orb

ital

(km

/s)

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conocidas leyes de Newton nospermiten determinar las masas. Laamplitud de la rotación será tantomayor cuanto más masiva sea la galaxia.Para la Vía Láctea, esta velocidad derotación, en la posición del Sol,corresponde a 270 km/s.

En la figura 2.13 se presentan lascurvas de rotación de varias galaxias S,junto con las previsiones deducidas dela distribución de materia luminosa ylos resultados para el Sistema Solar. Lafigura ilustra claramente el problemadel que venimos hablando: tan sólo siadmitimos la presencia dominante demateria oscura se pueden interpretar losdatos sobre rotación de galaxiasespirales.

Aunque ya había indicaciones sobreexistencia de materia oculta a partir delos análisis dinámicos de cúmulos de galaxias por F. Zwicky, el resultadopara las galaxias no dejó de sersorprendente, ya que, hasta entonces, se suponía que el problema no sepresentaba a estas escalas, en las que,en principio, lo que se medía se podíaexplicar por lo que se veía. Desde losprimeros trabajos de sistematización del estudio de curvas de rotación degalaxias espirales de Vera Rubin ycolaboradores en los años setenta,quedaba patente que no declinabancon la distancia al centro como ladistribución de materia luminosahacía esperar, sino que la forma máshabitual es como la que se muestra en

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la figura, con un crecimiento rápidoen la región central, seguido de unazona en la que la velocidad derotación permanece prácticamenteconstante. Obviamente este tipo decomportamiento no puede explicarsesi se considera que la distribución demasa en la galaxia es únicamente lacontenida en las distintascomponentes visibles (estrellas, polvoy gas): la materia en las regionesexternas del disco gira mucho másrápido de lo que se espera aplicandolas leyes de la gravitación de Newton aeste modelo. Es decir, la forma planade las curvas de rotación indica lapresencia de materia que no brilla enninguna de las longitudes de ondaobservadas, y cuya importanciarelativa con respecto a la materialuminosa se incrementa a medida quenos alejamos del centro. Esta materiaoscura puede llegar a constituir hastaun 90% de la masa total de unagalaxia.

Nada nos dice este análisis, sinembargo, sobre la posible naturalezade la materia oscura, pues sólotenemos indicación de su existencia através de sus efectos gravitatorios, queson indiscriminados. No puededescartarse en principio, por medio deargumentos dinámicos, que se trate demateria bariónica, es decir, similar alas de las observaciones cotidianas y ala que constituye las estrellas porejemplo. Podría tratarse de gas neutro

muy frío, de planetas, de estrellasenanas marrones, o de agujeros negrosrelativamente poco masivos. Noobstante, como se explicará másadelante, hay motivos para pensar quela naturaleza física de la mayor partede la materia oscura hay que buscarlaen algún tipo de partícula no-bariónica (a veces se usa el adjetivoexótica), cuya naturaleza no se hadeterminado por el momento.

En todos estos razonamientosdinámicos se admite desde elprincipio que las leyes de Newton (en tanto que aproximación razonablea la teoría de Einstein) son ciertas entodas las escalas y en la mayoría de las circunstancias. Lo que no es de extrañar, por otro lado, dado elgrado de verificación de esa teoría enescalas más pequeñas y de lasindicaciones observacionales que,como luego iremos viendo, seacumulan en el dominio de laCosmología. Dada, sin embargo, laenvergadura de las conclusiones a lasque conduce, como es en el caso de ladinámica de galaxias, admitir laexistencia de una componente materialmuy dominante sobre la que notenemos ninguna otra indicación,pronto hubo quien propusieraalternativas a la teoría de Newton, quelograsen evitar esa conclusión. Entreotras, citamos aquí la Dinámica deNewton Modificada (ModifiedNewtonian Dynamics, o MOND). Se

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trata de una propuesta heurística, adhoc, que si bien es capaz de reproducircon precisión las curvas observadas degalaxias enanas (ver figura 2.14), no halogrado encontrar una explicaciónunificada para todas las situaciones querequieren la presencia de materiaoscura en el marco newtoniano.Además, sólo recientemente se halogrado una formulación covariante de una teoría de tipo MOND, cuyasconsecuencias están por evaluar. Y,aunque la hipótesis de validez de lateoría de Newton (como límite de la Teoría de la Relatividad Generalaplicable a estas situaciones) y, portanto, la consecuencia de que existemateria oscura constituye hoy elestándar, el caso es que se mantiene un saludable nivel de debate científico sobre esta cuestión, queimplica a astrónomos y a físicosteóricos. De manera fehaciente, elUniverso se ha convertidodefinitivamente, y en la prácticacotidiana de la Ciencia, en el mayorlaboratorio imaginable para nuestrasconcepciones y teorías.

2.4. Formación y evolución de las galaxias

Habiendo caracterizado las principalespropiedades de las galaxias, eidentificado algunos hitos en suevolución, se traza la cuestión de suformación. El problema se planteanecesariamente en el contextocosmológico, puesto que el ensambladode las masas de las galaxias se produjo,según hoy se entiende, por crecimientode las perturbaciones de densidadiniciales del fluido cósmico. Comoocurre siempre en Cosmología,

Figura 2.14. Curva de rotación de la galaxiade baja masa NGC1530. R (en kiloparsec) esla distancia al centro de la galaxia. Los datosestán representados con símbolos azules. La línea blanca es la predicción newtonianabasada en la distribución de materialuminosa. La línea roja es el ajuste delmodelo con materia oscura. Finalmente, lalínea verde es el ajuste que puede hacerseusando MOND.

V (

Km

/s)

R (kpc)

Newtoniano: estrellas y gas

Materia oscura

0 2 4 6 8 10

MOND

500

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poblaciones estelares que son más azulesy jóvenes que el supuesto resultado desu fusión. Para salvar el esquemageneral habría que invocar mecanismosde rejuvenecimiento del contenidoestelar de esas galaxias poco masivasantes de agregarse, o explicar entérminos de baja metalicidad en lugarde en términos de juventud. Ambasposibilidades plantean a su vezdificultades, por lo que el problema noestá resuelto.

La formación de galaxiasesferoidales muy masivas presentadificultades. Como venimos de apuntar,es un hecho refrendado por lasobservaciones que, cuanto más masivaes una galaxia, más viejas son laspoblaciones de estrellas que contiene.Se han observado recientementegalaxias E muy masivas a alto redshift o,equivalentemente, en etapas tempranasde la evolución del Universo, cuyasestrellas eran ya viejas cuando se emitióla luz que ahora observamos. Ahorabien, esas poblaciones estelares sonmucho más viejas que las situadas enlos discos de las galaxias S o en galaxiasmenos masivas, por lo que difícilmentepodrían haberse formado, ya sea porfusión o por inestabilidad de una espiralinducida por la presencia de una barra,como algunos autores han propuesto, opor ensamblaje de galaxias máspequeñas. Por otra parte, se haobservado que existe un límite inferiornatural a la masa de las galaxias

elípticas, de tal forma que las galaxiasmenos masivas tienen característicasde galaxias espirales. Estasobservaciones, entre otras, indican queen la Naturaleza puede haber otrasmaneras posibles de formar galaxiaselípticas sin pasar necesariamente poruna galaxia espiral o por fusión debloques pequeños, como se explicamás adelante, y que probablementeéstas sean las habituales en entornosdensos.

Los resultados más recientesempiezan a indicar que, efectivamente,las galaxias más masivas son realmentelas más viejas, por lo que se formaronentre las primeras. Más aún, el procesode formación de galaxias masivas sehabría detenido en épocas relativamentetempranas de la evolución, de modoque, por decirlo un pocoesquemáticamente, la época deformación de galaxias ha sido tanto máscorta (y más temprana) cuanto másmasivas son. Estos recientes datos yhallazgos nos indican claramente quelos paradigmas de formación yevolución están en un momento decambio inevitable para que puedanintegrar esos datos que se estánproduciendo en los últimos años.

Del estudio dinámico de las galaxiasse concluye que la materia luminosa essólo una fracción minoritaria de latotal. Y, en efecto, la formación degalaxias, fenómeno puramentegravitatorio hasta que la materia está

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cualquier análisis que se haga debeponerse en la perspectiva de laevolución temporal de las condicionesen que se desarrollan los diferentesfenómenos. Cuestiones como laformación de las galaxias o su evoluciónson cuestiones básicas de la Cosmologíaque, aunque los aspectos generales sesuponen conocidos, carecen aún derespuesta detallada.

En términos generales, se vieneadmitiendo que las galaxias se formaronpor agregación de bloques de materia(predominantemente oscura) máspequeños, en un proceso de abajo haciaarriba, hasta que se van configurandosistemas (o halos, como se lesdenomina) cada vez más masivos. Apartir de un cierto momento, la materiabariónica se acumula en las partescentrales de esos halos oscuros y acabapor formar estrellas. Ha nacido unagalaxia en el sentido habitual quedamos a esa palabra, es decir, un gransistema organizado de estrellas, gas ypolvo. Después, por fusión de galaxiasu otros mecanismos se van formandogalaxias de diferentes tipos. Si tenemosen cuenta que, además de lasdiscrepancias en forma y contenidoestelar, las galaxias S y E se diferencianpor su cinemática, no es difícil preverque este simple esquema presentealgunos problemas. En particular, lasgalaxias de menor tamaño, esos bloquesque al agregarse formarán galaxias demayor masa y tamaño, tienen

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ensamblada, está dominada por lamateria oscura. Pero no quiere eso decirque la materia bariónica, minoritaria,no sea importante. En efecto, una vezagregada toda esa materia queconstituye la proto-galaxia, lacomponente oscura, que apenasinteractúa con el resto salvogravitatoriamente, pasa a tener un papelen cierto modo pasivo. Es la materiabariónica la que irá modificando sudistribución. Por ejemplo, en el caso delas galaxias espirales, se irán formandonubes moleculares y, al final, estrellas,conformando la galaxia tal y comoaparece en las imágenes. La formaciónestelar y, como resultado, la masa enestrellas de una galaxia son elementosclave para entender la evolución de lasgalaxias. La materia luminosa estácodificada en la luminosidad de cadagalaxia. Como ya dijimos, en cadabanda espectral obtenemos informaciónsobre diferentes familias de estrellas, de modo que habrá que analizar laluminosidad en diferentes bandas paraobtener una información completa. A partir de ahí, se puede determinar, agrandes rasgos al menos, cuál es la masaestelar y el ritmo de formación deestrellas que ha tenido una galaxia.

Para construir la función deluminosidad, es decir, el número degalaxias por intervalo de luminosidad,se necesita conocer la distancia a cadagalaxia para poder deducir suspropiedades intrínsecas a partir de las

observadas. Por eso, muy a menudo seconstruye para galaxias de un cúmulo,que se encuentran todas a la mismadistancia del observador. Los resultadosindican, como era de esperar, que hayproporcionalmente muy pocas galaxiasde alta luminosidad, mientras que sontanto más abundantes cuanto másdébiles. Hay que decir, sin embargo,que la contribución de esas galaxiasluminosas al total es muy importante.Y, en cuanto a la forma de esadistribución, si bien la hipótesis departida es que, en el Universo local, es una función universal, esto no estáconfirmado, en parte por lasdificultades intrínsecas que entraña la determinación de la función deluminosidad. En cuanto a ladistribución de colores, se recupera lainformación proporcionada por elanálisis del diapasón de Hubble: hayuna secuencia roja, cuyo contenidoestelar está dominado por estrellasviejas, constituida por galaxias elípticasmasivas y lenticulares, y una secuenciamás azul, con contenidos estelaresmucho más jóvenes, constituida porgalaxias espirales e irregulares.

Como consecuencia simple de estaconstatación, la tasa de formación estelarha tenido que ser muy diferente paraambas secuencias. Las E y S0 masivashabrían formado casi todas las estrellasinmediatamente, las estrellas másmasivas y azules habrían desparecido entiempos relativamente cortos y lo que

hoy observamos son las estrellas menosmasivas (y más rojas), que evolucionanen escalas de tiempo muy largas. Por suparte, las espirales e irregulares han idoformando estrellas a lo largo del tiempocon ritmo ligeramente descendente oincluso a ritmo constante. El color másazul traduce la presencia de estrellasjóvenes. También esa información estácontenida en el diagrama en diapasónde Hubble.

La información que obtenemosestudiando una galaxia determinada serefiere a un instante preciso de suevolución. Observamos las poblacionesestelares que contiene en ese momento,pero no su historial. Para poderreconstruir esa historia, se admite quelas estrellas se forman en proporcionesdeterminadas según su masa en cadabrote de formación estelar. Es lallamada función inicial de masas, querepresenta la fracción de estrellas que seforma en cada intervalo de masa. Estafunción también se supone universal, si bien no es un hecho establecidodefinitivamente. Así, de las estrellas quehan sobrevivido hasta un instante dado,podemos deducir cuántas se formaron.Las conclusiones obtenidas de esosestudios se confirman, por los estudiosespectroscópicos, que permitenidentificar de manera más precisa laspoblaciones estelares de las galaxias.

El estudio de la formación yevolución de las galaxias en un marcocosmológico definido pone de

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de galaxias a alto corrimiento hacia elrojo. Y aunque no hay una respuestaprecisa todavía y, de hecho, hanaparecido algunas sorpresas, empezamosa disponer de información como paraesbozar ya un esquema evolutivoconcreto.

Los resultados obtenidos hasta ahoraindican que las proporciones de galaxiasde diferentes morfologías cambiaría conel tiempo, tanto en los cúmulos degalaxias como en el campo general. Laevolución sería en el sentido de disminuircon el tiempo la proporción deirregulares y espirales a favor de laselípticas y lenticulares. El papel de lainteracción gravitatoria en esa evoluciónparece bien establecido. Sin embargo,este esquema, como apuntábamos, nocarece de problemas. Así, por ejemplo,tanto la secuencia azul como la roja, quese han establecido en el Universocercano, se observan a distancias quecorresponden a épocas muy anteriores en

manifiesto el papel fundamental quedesempeña la tasa de formación estelar.Si bien no conocemos qué es lo quedetermina esa tasa, el esquema funcionaadecuadamente. De modo que,promediando para poder suavizar laspeculiaridades de cada galaxia (enfunción de, entre otras, las condicionesde contorno), las galaxias serían tantomás jóvenes cuanto más lejos lasobservamos. La cuestión inmediata es,por consiguiente, ¿cómo son las galaxiaslejanas, comparadas con otras máspróximas? Ésta es una cuestión difícil deresponder porque se requiere estudiargrandes poblaciones de galaxias a grandesdistancias, es decir, muy débiles. Sólorecientemente, gracias a los grandestelescopios operativos en tierra y a lostelescopios espaciales, entre ellos elHubble Space Telescope, se han podidoobtener datos sobre la morfología,luminosidad y distribución espectral deenergía en diferentes rangos espectrales

la evolución, de modo que esabimodalidad en la distribución de loscolores de las galaxias se mantiene almenos durante la segunda mitad de lavida del Universo. Con la particularidadde que las galaxias rojas eran másbrillantes en el pasado, mientras que susmasas estelares eran menores. Elproblema está en que, si bien el primeraspecto podría explicarse como debidoa la simple evolución de las estrellasformadas en la época inicial, con muypoca o nula formación estelar adicional(lo que se conoce como evoluciónpasiva), el segundo requiere laadquisición de más masa estelar porcanibalismo de galaxias pequeñas rojas,incapaces ya de formar nuevas estrellas.Todo lo cual es indicativo de undesacoplo entre, por una parte, laformación de las estrellas queconstituyen hoy las galaxias elípticas y,por otra parte, la acumulación de masaestelar.

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En síntesis, el esquema que parececapaz de contener la informaciónempírica de la que hoy disponemosincluye la idea de que las galaxias másmasivas se formaron las primeras, que laformación estelar en épocas remotas seríala consecuencia de procesos de colapso y fusiones, que darían lugar a sistemasmayoritariamente muy brillantes y conformas no relajadas, explicando así lamayor proporción de galaxias irregularesobservadas en estas épocas y la mayorfrecuencia de sistemas muy brillantesobservados a alto corrimiento hacia elrojo. Según este esquema, serían lasestrellas que constituyen las galaxiaselípticas y, posiblemente también, losbulbos de las galaxias espirales ylenticulares los primeros que se habríanformado. Los discos de las espirales sehabrían creado con posterioridad, poracrecimiento de gas que se organizaría,debido a la conservación del momentoangular, como un disco plano, y su

posterior transformación en estrellas. Lasposibles fusiones posteriores de estosdiscos estelares serían un camino posiblepara la formación de galaxias elípticascon estructuras discoidales reminiscentesen primera instancia. Las inestabilidadesde esas estructuras de disco darían lugarposteriormente a sistemas paulatinamentemás parecidos a galaxias elípticas talescomo hoy las conocemos.

Éstas son diferentes sugerencias sobrelos grandes rasgos, todavía incompletos,de los procesos que habrían determinadola formación y evolución de las galaxias.Es de señalar que diferentes estudios desimulación, tanto los que usan unaaproximación semianalítica como lospuramente numéricos, indican que eseesquema podría ser aceptable. Noobstante, el origen de la secuencia deHubble, con sus implicaciones en cuantoformas, contenido estelar y cinemática y las conexiones evolutivas entre losdiferentes tipos de galaxias, sigue siendo

un tema de investigación abierto y objetode debates intensos de los que se esperanresultados importantes en los próximosaños.

Habíamos comenzado de manera casiingenua inspeccionando visualmente lasimágenes de las galaxias y construyendoel diapasón de Hubble, para llegarfinalmente a uno de los problemascandentes de la Astrofísica y de laCosmología, de cómo se han formado yevolucionado las galaxias. El análisis de laluz emitida por las galaxias cuando elUniverso era mucho más joven queahora, que los avances tecnológicos estánhaciendo posible, nos permitirá avanzaren el conocimiento de esos problemas yconstruir un cuadro coherente en el quese integre el crecimiento de las pequeñasirregularidades puestas de manifiestopor el análisis de la radiación de fondode microondas, como luegodiscutiremos, hasta formar las galaxiasque hoy observamos.

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as galaxias aisladas no son frecuentes.La gravedad las hace sociables y seagrupan muy a menudo en estructurasde diferentes tamaños y jerarquías. Sibien el mismo Hubble y suscolaboradores inmediatos pensaban queesas galaxias que acababan de descubrirconstituían las moléculas del fluidocosmológico, como ellos mismos decíany, por tanto, admitían que sudistribución debía ser homogénea eisótropa, los datos que se ibanacumulando empezaron pronto acomplicar este esquema. De hecho, elmismo Hubble advertía ya que podríahaber dos irregularidades en ladistribución de galaxias, ambas no muyalejadas de la dirección del polo nortegaláctico. Esas irregularidadescorrespondían a lo que después seconocería como cúmulos de la Coma y de Virgo, respectivamente. Los datos

hoy disponibles nos permiten ya unabuena caracterización de la distribuciónde galaxias. Y, aunque existen galaxiasrelativamente aisladas en el Universo,una gran parte de ellas se encuentraformando agregados a los que losastrónomos se refieren con el nombrede grupos o cúmulos de galaxias. O,incluso, estructuras todavía de mayortamaño que se engloban en la llamadaEstructura a Gran Escala de ladistribución de galaxias.

Los grupos contienen desde unaspocas galaxias hasta algunas decenas(por ejemplo, los llamados GruposCompactos contienen típicamente entre4 y 6 galaxias), mientras que loscúmulos pueden albergan miles; noobstante esa diferencia en contenido, eltamaño típico de grupos y cúmulos essimilar en muchos casos: el diámetro delos cúmulos es del orden de unos pocos

3.Más allá de las galaxias. El Universo a gran escala

L

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veremos, se necesita la obtención deespectros de miles de galaxias parapoder tener esa imagen tridimensionaldel Universo. Esto sólo ha sido posibleen las dos últimas décadas, gracias aluso de espectrógrafos especialmentediseñados, que permiten obtener datosde muchos objetos simultáneamente.De este modo, se han realizadocartografiados que muestran lasgrandes estructuras en la distribuciónde galaxias. La instrumentaciónastronómica actual permite medirsimultáneamente centenares dedesplazamientos hacia el rojo, con loque los catálogos tridimensionales degalaxias han pasado de contenercentenares de objetos en la década delos ochenta, a varios miles en la de losnoventa, y a centenares de miles en laactualidad. En cualquier caso, dadoque la espectroscopia requiere tiemposde exposición comparativamentelargos con telescopios grandes, estaacumulación ha evolucionado máslentamente de lo que los cosmólogosquisieran. Es más, por razones obvias,la espectroscopia, para un telescopio ydetectores dados, nunca puede llegartan profundo como la fotometría. Portanto, hemos visto cómo, en losúltimos 20 años, se han desarrolladotécnicas que usan la informaciónfotométrica para estimar losdesplazamientos al rojo, lo que estápermitiendo sondear grandesvolúmenes de Universo y, de ese

modo, construir grandes catálogos queposibiliten el estudio de esadistribución en toda su magnitud, asícomo su evolución con el tiempocósmico, desde el pasado más remotohasta nuestros días.

3.1. La vecindad de nuestraGalaxia. El Grupo Local

La mejor manera de ilustrar latendencia al agrupamiento de lasgalaxias es empezar por el entorno máspróximo a nuestra propia Galaxia que,por no ser una excepción, forma partede diferentes estructuras según lasescalas que consideremos.

Nuestra Galaxia, la Vía Láctea, es miembro de un pequeño grupoformado por una treintena de galaxias(detectadas hasta la fecha) al queconocemos como Grupo Local.Dominan el grupo tres galaxiasespirales, la galaxia del Triángulo(M33), la Vía Láctea y Andrómeda(M31). Andrómeda (figura 3.1), lamás masiva, es aproximadamente un50% más luminosa que la Vía Láctea,siendo el objeto del cielo más lejanovisible a simple vista. M33 es lamenor de las tres y su luminosidad esel 20% de la luminosidad de nuestraGalaxia. Los dos objetos másprominentes, la Vía Láctea yAndrómeda, están separados 0,8 Mpcel uno del otro. Las masas del resto de

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Mpc, mientras que el de los grupospresenta un rango más amplio,desde 2 Mpc hasta 200 kpc, que esel valor mediano para los GruposCompactos. A su vez, los cúmulosde galaxias pueden organizarseformando estructuras todavíamayores que se conocen comosupercúmulos, cuya extensiónsupera las decenas de Mpc. Endeterminadas regiones del Universoson observables estructuras todavíamayores en forma de filamentos yparedes, que constituyen un tejidocósmico majestuoso, rodeandograndes vacíos en los queprácticamente no se observa materialuminosa.

Esta descripción de lamacroestructura cósmica es elresultado de un esfuerzoobservacional considerable llevado acabo por los astrónomos en losúltimos 30 años. Para valorarlomejor hay que tener en cuenta que,hasta no hace mucho, tan sólo seconocía la posición de cada galaxiasobre el plano del cielo, sin quepudiésemos asignarle una distanciafiable que la ubicase en el espaciotridimensional. De modo que tansólo podía analizarse la distribuciónde galaxias proyectada sobre la esferaceleste. Dado que la única forma deasignar razonablemente lasdistancias a las galaxias es a través dela ley de Hubble, como luego

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Figura 3.1. Andrómeda (M31), situada a una distancia de 2,6 millones de años luz, es una galaxia espiral, algo mayor que la Vía Láctea, y el objetoceleste más lejano que podemos observar a simple vista. Hubble, en 1923, demostró que efectivamente estaba más allá de los límites de nuestra Galaxiay que, por tanto, se trataba de otra galaxia como la nuestra. Junto con la Vía Láctea domina el Grupo Local, formado por una treintena de miembros,la mayoría de ellos galaxias enanas. En la fotografía se observan dos de ellas, satélites de Andrómeda: M32 y M110. Cortesía de Vicent Peris y José LuisLamadrid, imagen de 5 horas de exposición tomada desde el Pico del Buitre en Javalambre (Teruel), con un telescopio reflector de 20 cm y cámarareflex digital.

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las galaxias del grupo son, comomucho, unas diez veces menores que lade la Vía Láctea. El diámetro delGrupo Local es de 2 Mpc y seconsidera que es un grupogravitacionalmente ligado, en el quesus miembros se mueven bajo lainfluencia de toda la masa del grupo.Por esta razón, Andrómeda y la VíaLáctea se están aproximando con unavelocidad relativa de 130 km/s, loque producirá que ambas galaxiaseventualmente se fusionen dentro deunos 4.000 millones de años.

Las galaxias del Grupo Local noestán distribuidas aleatoriamente(figura 3.2): en torno a las galaxiasdominantes se sitúa un enjambre degalaxias satélites. En el caso de la VíaLáctea cabe destacar las Nubes deMagallanes, dos pequeñas galaxiasirregulares observables a simple vistadesde el hemisferio sur, y que estánsituadas a unos 50 kpc de la nuestra.Alrededor de Andrómeda giran dosgalaxias elípticas enanas M32 yM110 (visibles en la figura 3.1). Elresto de los componentes del grupo

Figura 3.2. En esta representación tridimensional vemos el Grupo Local, junto con otros gruposcercanos similares como el grupo de Maffei o el grupo de Sculptor. El primero queda detrás de lasregiones centrales de la Vía Láctea y por eso, pese a su riqueza, su descubrimiento no fue fácil, yaque el polvo, el gas y las estrellas de nuestra Galaxia lo ocultan. El segundo definitivamente influyeen la dinámica del Grupo Local debido a su cercanía. Es apreciable su estructura filamentosa. Lasgalaxias están identificadas con una letra, en función del grupo al que pertenecen: M (Maffei), S(Sculptor), L (Local) y un número correlativo. L11 es Andrómeda y L37 es la Vía Láctea. El sistema decoordenadas utilizado es el supergaláctico. La escala indicada en los ejes son kiloparsecs. El planosupergaláctico está insinuado en gris y las distancias de algunas galaxias a este plano estánindicadas con líneas verdes o azules, según estén situadas al norte o al sur del plano. Cortesía deRami T. F. Rekola, Tuorla Observatory.

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