GALAXIAS Y ESTRUCTURAS A GRAN ESCALA DEL UNIVERSO

© Manuel Rego

 
Introducción  

Vamos a abandonar nuestra Galaxia para explorar más profundamente el universo. El principal inconveniente de esta misión, la limitación más importante, es que no podemos recorrer grandes distancias en el espacio.

Obtenemos nuestra información con telescopios instalados en la Tierra o situados en sus proximidades y mediante sondas que pueden viajar a través del sistema solar para observar planetas lejanos. El camino recorrido hasta Plutón, unos 5800 millones de kilómetros, es sin embargo insignificante comparado no ya con el tamaño el universo observable, sino con los 39 billones de kilómetros que dista la estrella más cercana.

Además las estructuras, materia y condiciones físicas que encontramos en nuestro sistema solar no son en absoluto representativas de las que predominan en el universo a gran escala.

Es cierto que nuestra visión del espacio exterior esta grandemente facilitada por la posición que ocupamos en nuestra Galaxia, que nos permite acceder a regiones muy extensas del cielo sin la obstrucción de nubes densas de gas y polvo. Sin embargo sólo podemos ver los objetos celestes proyectados sobre una superficie, la esfera celeste. Ni el ojo ni ningún instrumento permiten por si mismos adquirir una visión tridimensional, distinguir los astros próximos de los más lejanos. Y esta restricción debe ser soslayada ya que nos impide no sólo trazar la estructura espacial del universo sino además profundizar en el tiempo.

Conviene recordar que las galaxias lejanas emitieron la luz que recibimos ahora hace miles de millones de años, cuando el universo era más joven que el actual. Así pues, al estudiarlas, recogemos información sobre las propiedades del universo en distintas épocas, recopilando así un bagaje de datos, interpretaciones y predicciones que son la base de nuestro conocimiento sobre su origen y evolución. Por ello nuestro primer objetivo será describir los métodos que facilitan la medida de las distancias y de las velocidades.

 
VELOCIDADES  

La determinación de la velocidad de los objetos celestes está basada en el efecto Doppler que vamos a explicar a continuación. Imaginemos un vehículo en marcha equipado con una sirena. El sonido se propaga por ondas, uno de cuyos parámetros característicos es la longitud de onda ( representada por la letra griega ) que mide la distancia entre dos crestas sucesivas. Cuando el vehículo se acerca, para el receptor en reposo la distancia entre las crestas que emite sucesivamente la sirena disminuye, es más corta y el sonido es más agudo. Si se aleja, la longitud de onda aumenta y el sonido es más grave (Fig. 1).

 
Figura 1.- Efecto Doppler. El emisor de sonido o luz se mueve hacia la izquierda desde S1 hasta S4 emitiendo en cada posición una onda, numerada de 1 a 4. La distancia entre las ondas es más estrecha en el sentido del movimiento y más ancha en el contrario. En consecuencia la observadora percibirá una longitud de onda, l, más corta, un sonido más agudo y la luz más azulada. El observador, por el contrario, vera como la fuente se aleja, l será más larga, y por tanto el sonido más grave y la luz más roja.

La luz tiene también naturaleza ondulatoria durante su propagación.

Cuando atraviesa un prisma o mejor aún, un espectrógrafo, se descompone en colores (Fig. 2).

 
Figura 2.- Esquema de un espectrógrafo. La luz recogida por el telescopio pasa a través de una rendija a un prisma que la descompone en colores que una lente focaliza sobre el detector, que puede ser el ojo, una emulsión fotográfica o un CCD.
El color rojo tiene una longitud de onda más grande que la del amarillo, la cual es a su vez más grande que la correspondiente al azul. Cuando las longitudes de onda son muy grandes, como ocurre en el infrarrojo, microondas y radio, el ojo no puede percibirlas. Lo mismo sucede cuando son muy cortas, en el ultravioleta, rayos X y rayos g (Fig. 3).  
Figura 3.- Espectro electromagnético. La luz visible ocupa una banda muy estrecha de la radiación electromagnética que se extiende desde las radiofrecuencias hasta los rayos gamma. La atmósfera terrestre actúa como una pantalla evitando que llegue a la superficie de la Tierra la radiación más energética, ultravioleta lejano, Rayos X y gamma. De no ser así, la vida sería imposible. Por ello sólo podemos observar este tipo de radiación en los objetos celestes utilizando telescopios y experiencias espaciales.

En estos casos debemos utilizar otros detectores que sean sensibles a estas radiaciones.

De la misma manera que ocurría con el sonido de la sirena, la aproximación de un emisor de luz estrecha la onda y la separación la alarga.

Por ello en el primer caso la luz aparecerá azulada y en el segundo enrojecida (Fig. 1). De manera que mediante una operación relativamente simple podemos conocer la velocidad de la fuente luminosa. Para ello restamos a la longitud de onda que emite el objeto en movimiento, m, la que tendría en reposo, r, ( que es siempre conocida) y esta diferencia multiplicada por la velocidad de la luz, c, y dividida porr proporciona la velocidad, v = (m - r) c/r

En astrofísica extragaláctica es muy frecuente utilizar el desplazamiento al rojo, z, definido por

z = (m - r) /r

Un hecho destacable, y de enorme importancia desde el punto de vista cosmológico, es que el análisis de la luz de todas las galaxias lejanas muestra las longitudes de onda desplazadas hacia el lado rojo de la banda de colores, lo cual indica que están alejándose de nosotros. Y este resultado es el mismo cualquiera que sea la dirección de observación.

 
DISTANCIAS