Los secretos de la materia oscura. Parte 4

 Los avatares de la materia oscura; Las Galaxias.

Artículo original de Richard Taillet, profesor de Física e investigador.

La rotación de las galaxias.

Las estrellas de las galaxias espirales no son estáticas sino que tienen un movimiento circular alrededor del centro. La fuerza centrífuga debida a esta rotación compensa la fuerza de la gravedad, y es lo que impide a las estrellas hundirse en el corazón de las galaxias.

 

Galaxias espirales, una vista frontal (imagen superior), y una vista de perfil (imagen inferior).

 

A una distancia dada del centro de la galaxia, la velocidad de rotación está relacionada con la atracción gravitacional en ese lugar, y también a la distribución de masa en la galaxia. Es análogo a lo que pasa en el sistema solar: la velocidad de rotación de los planetas es fijada por la masa del Sol y la distancia que los separa.

Podemos medir la velocidad de rotación (gracias a la diferencia espectral llamada efecto Doppler) para cada distancia con relación al centro de la galaxia; obtenemos entonces una curva de rotación, que también está determinada por la distribución de masa. Entonces, si se calcula la curva de rotación debida a la atracción gravitacional de todo lo que se observa en las galaxias, las estrellas, el gas interestelar, las nubes moleculares, el polvo, etc . . , encontramos que la velocidad de rotación calculada es más pequeña que la que se observa, en particular en las regiones externas de las galaxias. Los cálculos indican que la curva de rotación debería disminuir a grandes distancias, mientras que se observa que es constante en la inmensa mayoría de las galaxias observadas.

 

Imágenes de una galaxia espiral en varias longitudes de onda, y la curva de rotación obtenida, abajo a la derecha. Esta curva representa la velocidad de rotación en función a la distancia al centro.

 

Este problema lleva el nombre de materia oscura galáctica. Una solución posible es en efecto, que las galaxias contienen un componente no detectado, cuya atracción gravitacional es responsable de la desviación observada. De hecho, los cálculos muestran que este componente debería ser mucho más importante que el conjunto de los componentes visibles, por un factor de 5 a 10. Este factor depende de las hipótesis que se hacen sobre el modo como esta materia oscura estaría repartida en la galaxia. Dos grandes hipótesis compitieron durante mucho tiempo: la del disco maximal, en el cual la materia oscura se encuentra repartida en un disco espeso que se sobrepondría al disco estelar, y el del halo esférico, en la cual la materia oscura está repartida en un gran halo con la simetría esférica. La segunda hipótesis se ve ahora favorecida, por razones vinculadas a la cosmología que veremos más adelante.

Anotemos que el análisis de las curvas de rotación no permite zanjar esta cuestión y deducir de manera unívoca la distribución de materia total en las galaxias. Esto es esencialmente debido al hecho de que la curva de rotación contiene informaciones sólo en un plano (el plano de rotación), lo que no permite remontar a la estructura tridimensional de la distribución de masa. Si tomamos en consideración las observaciones de objetos situados fuera del disco permite superar parcialmente esta ambigüedad, como comentamos más adelante.

Los movimientos estelares perpendiculares al disco de nuestra Galaxia

En el caso de nuestra Galaxia, la situación es un poco particular. Estamos en el interior, y nuestra posición no es muy favorable para poder medir su curva de rotación. En cambio, estamos muy bien colocados para medir el movimiento de las estrellas en la cercanía del Sol. Esto es interesante también, porque las estrellas que se alejan del disco de la galaxia son atraídas por la masa contenida en este disco y tienden a volver allí, y luego a atravesarlo para pasar al otro lado. El resultado de ello es una oscilación en una y otra parte del disco. El análisis del movimiento de las estrellas en la dirección perpendicular al plano del disco galáctico da pues informaciones sobre la distribución de masa en este disco.

Los resultados de este tipo de análisis han sido controvertidos mucho tiempo, pero ahora parece establecido que el disco mismo contiene poca materia oscura. Esta está distribuida más probablemente en un halo extenso, teniendo más la forma de una esfera que de un disco.

Los movimientos de los satélites lejanos de nuestra Galaxia

Por fin, el estudio del movimiento de objetos que están situados en el disco de la Galaxia proporciona informaciones complementarias a las precedentes. En particular, el movimiento de los cúmulos globulares (conjuntos de menos de un millón de estrellas vinculadas gravitacionalmente entre ellas, ver las imágenes más abajo) y las galaxias enanas llamadas esferoidales, indica que el halo de materia oscura se extiende hasta una distancia próxima a los 100 000 años luz, mientras que el disco visible se extiende aproximadamente sólo sobre algo menos de 30 000 años luz.

 

Galaxia enana irregular de Sagitario - © NASA

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Racimo globular M55 - © NASA

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Entre estos conjuntos de estrellas que orbitan alrededor de nuestra Galaxia, algunos presentan una propiedad muy interesante: los efectos de atracción que sufren les hacen perder estrellas a lo largo de su trayectoria. Así, la galaxia enana esferoide de Sagitario deja tras ella un reguero de estrellas que nos permite volver a trazar su trayectoria pasada. Encontramos que esta galaxia pasó cerca del centro de nuestra galaxia hace algunos miles de millones de años, en una trayectoria en forma de lazo. Esta trayectoria proporciona significativas informaciones sobre el halo de materia oscura de nuestra galaxia. De una parte confirma la presencia de este halo, y por otra parte permite conocer mejor su forma, en particular su aplanamiento.

Anotemos por fin que la estela que deja detrás suyo la galaxia enana debería también ser bastante rica en materia oscura. Entonces, como nuestro sistema solar se encuentra en esta estela, es posible que nos encontremos en un lugar muy privilegiado para detectar directamente la materia oscura, en un especie de aguacero local de materia oscura.

 

Visión artística de la galaxia enana de Sagitario, y la corriente de materia que le acompaña

© David Martinez-Delgado (MPIA) & Gabriel Perez (IAC)

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Vemos también un recorrido para la galaxia enana Canis Major (representación de una simulación numérica).

© R. Ibata (Strasbourg Observatory, ULP) et al., 2MASS. NASA.

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Este tipo de estudio puede ser extendido a otras galaxias, observando sus cúmulos globulares y sus galaxias enanas, pero también estudiando el movimiento de las nubes de hidrógeno que las rodea, como podemos ver en las imágenes siguientes:

Nubes de gas HI (en azul arriba y en rojo abajo) tomadas por el Compact Array (Conjunto Compacto). Estas nubes se extienden más allá de las mismas galaxias.

© B. Koribalski (ATNF), S. Gordon (UQld) y K. Jones (UQld) para la superior, B. Koribalski (ATNF) y J. Dickey (UMinn) para la inferior

(N. del T.; Los científicos utilizan HI para simbolizar el hidrógeno neutro, y HII para el hidrógeno ionizado).

 

La velocidad de las estrellas en las galaxias elípticas

El análisis de las velocidades en las galaxias elípticas pone de manifiesto el mismo problema que en las galaxias espirales: las velocidades son demasiado elevadas. Estudios similares a aquellos que presentamos en las galaxias espirales son llevados a cabo para estudiar la forma de los halos de materia oscura. Por ejemplo, el estudio de los movimientos de objetos cuyas órbitas se extienden lejos en los halos es crucial, principalmente se trata aquí de cúmulos globulares y nebulosas planetarias.

 

Galaxia elíptica M87

 

Otros capítulos ya publicados de la serie:

- Los secretos de la materia oscura. Parte 1

- Los secretos de la materia oscura. Parte 2

- Los secretos de la materia oscura. Parte 3

Próximo capítulo:
Las propiedades de la materia oscura.

Crédito de las imágenes (para toda la serie): O. López-Cruz (INAOEP) et al., AURA, NOAO, NSF. NASA. ESA. S. Allen (IoA Cambridge). W. N. Colley (U. Virgina & E. Turner (Princeton). J.A. Tyson (UC Davis). HST. Melanie Johnston-Hollitt. VIRGO/Joerg Colberg. Museo del Louvre, Steadelsches Kunstinstitut. Equipo científico WMAP/NASA. Hubble Heritage. David Martinez-Delgado (MPIA) & Gabriel Perez (IAC). R. Ibata (Strasbourg Observatory, ULP) et al., 2MASS. B. Koribalski (ATNF), S. Gordon (UQld) K. Jones (UQld), J. Dickey (UMinn).

Enlace original: http://www.futura-sciences.com/

Fuente: astroseti.