EL UNIVERSO A GRAN ESCALA
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Clasificación de Hubble de las galaxias
La clasificación de galaxias más aceptada en la actualidad proviene de la efectuada en 1925 por Edwin Hubble, el padre de la Cosmología moderna. Esta clasificación distingue cuatro tipos principales de galaxias: Las elípticas, caracterizadas por su forma esférica o elipsoidal, apariencia uniforme y luminosidad regularmente distribuida. El polo opuesto serian las galaxias espirales, que presentan dos componentes, una parte central (el bulbo, similar a primera vista a las galaxias elípticas) y un disco plano sobre el que se puede observar una estructura espiral. Las galaxias espirales pueden ser divididas en dos grupos, espirales ordinarias y espirales barradas, dependiendo de si tienen una barra de materia atravesando el centro o no. Las galaxias lenticulares (o SO) también tienen un bulbo central y un disco, pero este no presenta estructura espiral. Finalmente, como su propio nombre indica, las galaxias irregulares no presentan una estructura bien definida; no presentan un bulbo y tienen una presencia caótica.
Esta clasificación cubre diferencias físicas además de las puramente morfológicas. Las galaxias elípticas son más rojas que las espirales, esto es interpreta como una diferencia en sus constituyentes estelares. Además, en las galaxias elípticas la emisión de luz esta dominada por la que proviene de estrellas, del tipo de las gigantes rojas. La población estelar de estas galaxias parece similar a las de los cúmulos globulares, a las estrellas de la población II. En contraste, en las galaxias espirales todavía existe una cierta actividad en la formación de estrellas; pueden encontrarse estrellas jóvenes con una emisión dominante en el azul. Las galaxias lenticulares tienen población estelar similar a las elípticas.Cada una de estas clases se divide en grupos. Las galaxias elípticas se clasifican de 0 a 7 de acuerdo con su elipticidad (E0 para las esféricas, E7 para las más achatadas). Las espirales varían desde la Sa hasta la Sd (se incluyen también las del tipo Sm) atendiendo a la disminución del tamaño relativo entre el bulbo y el disco y a la separación de los brazos espirales. La misma división se aplica a las espirales barradas SB.
Mientras que para las galaxias elípticas y lenticulares se aprecia más o menos, la misma población estelar, cualquiera que sea su tipo, para las espirales, la población relativa de estrellas jóvenes aumenta de los tipos Sa a Sm y para las irregulares es todavía mayor. En lo que respecta al contenido de materia interestelar (gas y polvo), se aplican las mismás consideraciones; las galaxias elípticas no contienen prácticamente nada de esta material mientras que en las espirales e irregulares se detectan grandes cantidades (en las irregulares, la fracción de gas neutro alcanza entre el 10 y el 20% del total de la materia de la galaxia). Las S0 son un tipo intermedio entre las elípticas y las espirales; dos terceras partes no contienen nada de gas, y el resto tienen tanto como las espirales. De esta forma, la clasificación morfológica se corresponde bastante bien con las diferencias físicas entre las galaxias. No obstante hay que tener presente que esta clasificación no responde a todos los fenómenos observados, ya que se encuentran galaxias de los mismos tipos que presentan fenómenos físicos bien diferenciados.
Grupos de galaxias
Las galaxias no se encuentran uniformemente distribuidas a lo largo del espacio sino que aparecen en grupos. El ejemplo más cercano lo constituyen las Nubes de Magallanes, dos galaxias irregulares, difusas satélites de la Vía Láctea. La interacción gravitacional entre la Vía Láctea y sus dos satélites da lugar a la Corriente de Magallanes, una corriente de Hidrogeno neutro arrancado de las Nubes de Magallanes por las fuerzas de marea ejercidas por nuestra propia Galaxia, que forma un puente de materia que une la Galaxia a sus satélites.
Las galaxias gigantes a menudo están acompañadas por un numero más o menos numeroso de pequeños satélites gravitando en torno a ellas. Así, la galaxia de Andrómeda M31, tiene por satélites a M32, NGC 147 y NGC 205, tres bonitas galaxias elípticas rotando en torno a ella con un periodo de unos 500 millones de años. M31 es una espiral gigante con una masa de una vez y media la de la Galaxia.
El Grupo Local no presenta una condensación central de materia, más bien esta se concentra en dos núcleos principales: en torno a la Vía Láctea y en torno a M31. La ligazón gravitatoria del Grupo Local no esta todavía muy clara, aunque parece claro que las galaxias se agrupan en este tipo de "pequeñas estructuras". Actualmente se han catalogado más de 50 grupos en un radio de 16 Mpc, cada uno con varias decenas de miembros. Se trataría de las estructuras básicas de las que constituyen el Universo a media y gran escala. La definición que se adopta para Grupo de Galaxias es la de una asociación de galaxias, de las que una docena son más brillantes de magnitud absoluta -16 en un volumen de alrededor de un Mpc cubico (esto equivale a una densidad de galaxias diez veces superior a la media fuera de los grupos).A una escala un poco mayor advertimos la presencia de varias galaxias en un radio de 1.3 Mpc y una ausencia total de las mismas en una distancia de entre 1.4 y 2.4 Mpc. Esto induce a pensar en la existencia de un grupo de galaxias, el llamado Grupo Local, compuesto por dos espirales gigantes (la Galaxia y M31), dos espirales medias (la galaxia del Triángulo M33 y la Gran Nube de Magallanes), una galaxia elíptica con núcleo (M32), media docena de galaxias irregulares pequeñas, una docena de galaxias elípticas enanas y unos cuantos objetos muy débiles con apariencia de cúmulo globular. Según van mejorándose las técnicas astronómicas, se añaden nuevos objetos a este Grupo Local. Por otro lado, es muy posible que la lista este bastante incompleta ya que las galaxias elípticas enanas, por ejemplo, no son observables a una distancia mayor que la que nos separa de la M31, lo que significa que podrían existir unas cien galaxias de este tipo que todavía no se han detectado.
La pregunta que nos hacemos a continuación es si todas las galaxias pertenecen a un grupo o a una estructura mayor del Universo. Observacionalmente se encuentra que entre el 10 y el 20% de las galaxias no pertenecen a ningún grupo. A estas galaxias se las conoce como galaxias de campo.
La determinación de la mása de un grupo de galaxias se realiza por dos procedimientos diferentes: por un lado se estudian los efectos gravitacionales (obteniéndose la mása dinámica) y por otro se analiza la luz que nos llega de las galaxias (dando lugar a la mása luminosa). Comparando ambos resultados se comprueba que la mása dinámica es entre cuatro y diez veces superior a la luminosa. Esto significa que una gran parte de la materia que compone los grupos de galaxias "no brilla", es decir, no emite luz suficiente para ser observada desde la Tierra o bien esta en una forma de materia que no emite luz. A esta mása se le suele llamar "materia oscura".
Cúmulos y supercumulos de galaxias
Parece existir una tendencia natural de la materia a juntarse en unidades cada vez más grandes. Los quarks (uno de los constituyentes básicos de la materia) se agrupan para formar bariones, los cuales a su vez forman los átomos junto con los electrones. Los átomos se juntan en estrellas y estas son los constituyentes básicos de las galaxias, quienes, como hemos visto, se juntan en grupos de unas decenas para formar los Grupos de galaxias. Los grupos de galaxias constituyen los cúmulos de galaxias los cuales a su vez se agrupan en supercúmulos de galaxias, las estructuras más grandes del Universo conocido.
A la vista de las observaciones astronómicas no parece una labor fácil decidir una definición clara de lo que se entiende por cumulo de galaxias. Para intentar clarificar este termino, se ha recurrido a una herramienta utilizada en Estadística: las funciones de correlación. Se parte de la idea de que si las galaxias se encuentran en un cumulo, la distancia media que las separa es bastante menor que si estuvieran distribuidas uniformemente. El calculo de las funciones de correlación es bastante complicado. En primer lugar se necesita disponer de un catalogo de galaxias que nos de su posición aparente. Este catalogo fue elaborado en el observatorio de Lick y representa un total de un millón de galaxias (hasta magnitud 18.7). La esfera celeste se divide en cuadraditos de 1 grado cuadrado sobre los que se cuentan las galaxias que estan dentro de cada uno, comparándose este numero con la densidad media. Este análisis muestra la existencia de un fondo uniforme de unas 50 galaxias por grado cuadrado, sobre el que se superponen un gran numero de cúmulos con densidades que rondan las cien galaxias por grado cuadrado. Esta tendencia a la agrupación de las galaxias disminuye drásticamente para escalas de distancias mayores de 20 Mpc, correspondiéndose con las dimensiones de los mayores cúmulos observados. No obstante, las funciones de correlación no nos dicen nada acerca de cual es el nivel de concentración de galaxias necesario para que tengamos un cumulo. La definición es bastante más arbitraria. Normalmente se llama cumulo de galaxias a aquellas agrupaciones que, en un volumen como el del Grupo Local (una esfera de unos pocos Mpc) contienen un numero de galaxias comprendido entre varios cientos y varias decenas de miles. La densidad de galaxias en los centros de los cúmulos muy ricos, puede llegar a ser de miles a millones de veces superior a la densidad media del Universo.
Los dos cúmulos de galaxias más cercanos a la Vía Láctea son el cumulo de Virgo, a una distancia de 20 Mpc en la dirección del Polo Norte Galáctico y el Cumulo de Coma, en la constelación de la Cabellera de Berenice a 100 Mpc de nosotros.
Del estudio del catalogo de galaxias de George Abell, realizado con la cámara Schmidt de Monte Palomar y que comprende galaxias hasta magnitud 21, se ha podido detectar la existencia de dos tipos principales de cúmulos de galaxias: los cúmulos regulares, muy concentrados y los irregulares, con una concentración y un numero de miembros menor y por lo tanto con una mayor dispersión. Los cúmulos regulares de galaxias tienen simetría esférica y una gran concentración de galaxias en su parte central (a menudo, el centro del cumulo lo ocupa una galaxia elíptica supergigante). Las velocidades de rotación de las galaxias del núcleo son del orden de 1000 Km/seg. La mayoría de las galaxias en estos cúmulos son elípticas o lenticulares, con muy poca materia interestelar, El diámetro de estos cúmulos oscila entre 1 y 10 Mpc, sus másas son del orden de 10l5 Mo, equivalente a diez mil galaxias como la Vía Láctea. El cercano Cumulo de Coma es el prototipo de cumulo galáctico regular.
Los cúmulos irregulares no muestran simetría ni una concentración en la distribución de las galaxias que lo forman. Las velocidades orbitales de la galaxias son muy pequeñas, sus tamaños varían entre 1 y 10 Mpc y el rango de másas entre 10(12) y 10(14) Mo. Un exponente claro de cumulo irregular es el Cumulo de Virgo. También pueden considerarse dentro de esta categoría al Grupo Local y a todos los grupos de galaxias distribuidos en nuestras inmediaciones.
El problema de la materia oscura que vimos en el punto anterior persiste cuando hablamos de cúmulos de galaxias, es decir, la mása dinámica del cumulo no coincide con la mása luminosa, siendo esta ultima inferior.
Los ricos cúmulos de galaxias de 10 Mpc de diámetro no son las estructuras más grandes del Universo. De hecho, su distribución consiste en un fondo más o menos uniforme de cúmulos separados 55 Mpc de promedio, sobre los que se superponen cúmulos de cúmulos, los llamados Supercúmulos de galaxias. Por ejemplo, nuestro Grupo Local, junto con algunas docenas más de grupos cercanos de galaxias, es un miembro de un sistema mucho mayor de 15 Mpc de radio, centrado en el cumulo de Virgo, conocido como Supercúmulo Local. Por otro lado, este supercúmulo es relativamente pobre; contiene únicamente un cúmulo rico (en su centro) y varios grupos de galaxias.
En la actualidad se han encontrado más de 50 supercúmulos, cada uno con un promedio de unos doce cúmulos ricos y varias decenas de cúmulos más pequeños. El diámetro de estas estructuras es del orden de 100 Mpc.
Se cree que la jerarquía de las estructuras del Universo se detiene en los supercúmulos de galaxias. De hecho, se obtiene que a escalas mayores de 1000 Mpc, la variación en la densidad de galaxias se reduce a la mitad de la densidad media del Universo, lo que significa que, a escala muy grande, el Universo es homogéneo e isótropo.
En la actualidad se cree que la distribución de cúmulos y supercúmulos de galaxias en el Universo no es homogénea. Se ha observado que esta distribución tiene lugar en grandes "burbujas" de espacio de forma que la materia se encuentra en las paredes de estas estructuras, quedando la parte central constituida por un vacío (de materia) casi absoluto. En los puntos de contacto entre las burbujas se localizarían las grandes distribuciones de materia antes mencionadas, la más cercana de las cuales se conoce como "la Gran Muralla".
Sea como sea nuestro Universo, parece factible hoy en día, que en un plazo de tiempo razonablemente corto (en escala humana) podremos contar con una visión bastante aproximada de como es la distribución global de materia en la parte del Universo en la que nos encontramos.
EL BIG BANG
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Las observaciones nos indican que el Universo se esta expandiendo, es decir, las galaxias se estan separando unas de otras. Echando la vista hacia atrás, esta expansión significa que antes, el Universo era más pequeño, las galaxias estaban más juntas. La expansión del Universo no hay que entenderla como la clásica imagen de una artefacto que ha explotado y sus piezas se separan unas de otras en el espacio exterior, ajeno a la propia explosión, más bien se trata de una expansión del propio espacio-tiempo, que arrastra a los objetos materiales en el inmersos. En este sentido, el punto en donde se produjo la Gran Explosión (Big Bang) no es ninguno en concreto, sino más bien es todo el Universo (aquí, en Logroño, en Canopo y en cualquier lugar del Universo).
Daremos aquí un pequeño repaso a lo que se conoce como Modelo Estandar del Big Bang. Para ello comenzaremos una centésima de segundo después del comienzo de la expansión, hace entre 13 y 20 mil millones de años. Lo anterior a esa primera centésima de segundo inicial y hasta 10-47 segundos después del Big Bang pertenece al dominio de la Mecánica Cuántica (alguna de cuyas predicciones ya han sido confirmadas observacionalmente mediante el satélite COBE) y de ahí hasta el cero, corresponde al dominio de las teorías de Gran Unificación (que pretenden configurar una teoría capaz de explicar la Gravitación y las otras tres fuerzas conocidas, Electromagnetismo, interacción Débil y fuerza Fuerte, como distintas facetas de esa única "Superfuerza").
Un tercio de segundo después, los neutrinos dejaron de interactuar apreciablemente con la materia y se desacoplaron. A partir de ese momento evolucionaron de forma independiente. Esos neutrinos llenan todo el Universo desde entonces, constituyendo un baño de partículas que no ha podido ser detectado.En t = 0.01 seg. el Universo tenia una temperatura de unos cien mil millones de grados K, con una densidad de cuatro mil millones de veces la del agua. En estas condiciones, la materia y la radiación se encuentran acopladas y ni siquiera los neutrinos eran capaces de escapar a esta interacción.
En t = 1.1 seg. comenzó la aniquilación de pares e+ e-: la destrucción de materia y antimateria para dar luz. Un pequeñísimo exceso de la materia sobre la antimateria fue el que permitió más tarde que se formaran las galaxias y con ellas las estrellas y los planetas.
A los 3 minutos y 46 segundos comienza la nucleosíntesis primordial: la formación de núcleos de Deuterio, Helio y una pequeñísima proporción de Litio.
En t = 4 min. ya se había producido todo el Helio observado actualmente en el Universo, quedando una composición de un 75% de Hidrogeno y un 25% de Helio aproximadamente.
El hecho de que la explicación vaya tan despacio en esta primera fase se debe a que en esa época, el tiempo necesario para que un evento tuviera carácter cosmológico, es decir, para que afectara a una parte significativa del Universo, era muy pequeño debido a su reducido tamaño. En la actualidad, para que un evento tenga carácter cosmológico, hay que esperar un tiempo igual a 10 veces la vida del Universo. Esto se resume diciendo que el Tiempo Característico del Universo primigenio era mucho menor que ahora (Tiempo Característico = Tiempo necesario para que una región dada del Universo doble su tamaño por la expansión cosmológica). De esta forma, en Cosmología, el tiempo se mide con potencias de 10 (tanto positivas como negativas).
Al cabo de media hora, se habían aniquilado todos los pares electrón-positrón apareciendo el estado de vacío que encontramos hoy. De esta aniquilación se salvaron uno de cada mil millones de electrones, suficiente para neutralizar la carga eléctrica positiva de los protones y constituir un Universo globalmente neutro en carga eléctrica. En este momento había mil millones de fotones por cada nucleón. A esta época se le llama "época de la radiación" ya que la alta energía de la misma impedía la formación de los átomos. La temperatura había descendido a unos 300 millones de grados K y la densidad era del 10% de la del agua.
Para que se formaran átomos había que esperar a que la temperatura descendiera por debajo de los 4000 K. Entre t = 300000 años y un millón de años, prácticamente toda la materia paso a formar parte de átomos, produciéndose el desacoplamiento materia radiación. Antes de que esto ocurriera, el Universo se parecía a la superficie del Sol: caliente, opaco y lleno de luz amarillenta. Después se hizo transparente, al tiempo que la mayor parte de la energía pasaba a formar parte de la materia. Terminaba así la era de la radiación y comenzaba la "era de la materia" en la que nos encontramos actualmente. La radiación del Universo dejo de interactuar apreciablemente con la materia neutra, desacoplándose ambos y evolucionando a partir de entonces de manera independiente (como había ocurrido anteriormente con los neutrinos). La radiación lleno todo el Universo mientras que la materia tendía a configurar grandes agrupaciones. La radiación que se desacoplo en aquella época es la que descubrieron Pencias y Wilson en 1965 como un fondo cósmico de microondas. Este baño de radiación es altamente isótropo, es decir, presenta las mismás características en todas las direcciones en las que se observe. Su espectro corresponde al de un cuerpo negro a 2.7 K, siendo esta la temperatura actual del Universo.
Al final de la era de la radiación, la densidad era de unos 10 millones de átomos por cada litro de Universo, mientras que en la actualidad se encuentra, en promedio en 1 átomo por cada 1000 litros.
En la época dominada por la radiación debieron crearse las irregularidades que más tarde darían lugar a la formación de las estructuras a gran escala del Universo, en las que se hallan incluidas las galaxias y en ellas las estrellas. Este proceso no esta bien comprendido en la actualidad, existiendo dudas de que se formo antes, si las grandes estructuras y a partir de ellas las pequeñas, o al revés.
Actualmente, entre 13 y 20 mil millones de años después, se han formado unos cien mil millones de galaxias, cada una de ellas con un promedio de unos cien mil millones de estrellas, lo que hace un total de diez mil millones de billones de soles, repartidos a lo largo y ancho de un Universo observable de entre 10 y 20 mil millones de años luz de radioradio.
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