Revista Ciencias

La abundancia primordial del Helio

Para obtener Yp es necesario de­ter­minar la composición química de ne­bu­lo­sas gaseosas en galaxias con di­fe­ren­tes fracciones de elementos pesados. La composición química se nor­ma­li­za por medio de la relación X + Y + Z = 1, donde X, Y y Z son la abun­dan­cia por unidad de masa de hidró­ge­no, helio y demás elementos res­pec­ti­va­men­te. Yp se determina por me­dio de una extrapolación a Z = 0 de los va­lo­res de Y determinados en ga­la­xias con distintos valores de Z. Se re­quie­ren observaciones de mucha ca­li­dad de galaxias que hayan tenido muy po­ca formación estelar y que por lo tan­to hayan enriquecido el gas con poco he­lio y elementos pesados desde su for­ma­ción. Estas galaxias son galaxias irre­gu­la­res, con una fracción muy alta de su masa en forma de gas y una frac­ción de su masa muy pequeña en forma de estrellas.

Al final de la década de los sesentas y durante los setentas, los astróno­mos encontramos que era relativa­men­te más fácil y preciso determinar la abun­dan­cia de helio a partir de observa­cio­nes de nebulosas gaseosas en gala­xias poco evolucionadas, en lugar de ha­cer­lo en estrellas viejas. Así, los valores que obtuvimos para Yp están com­pren­di­dos entre 0.20 y 0.30. En el siglo xxi hemos entrado a la lla­ma­da cosmología de alta precisión. Así, gracias al lanzamiento del satélite wmap (Wilkinson Microwave Aniso­tropy Probe), David Spergel y su grupo encontraron que el cociente entre fotones y bariones en el Universo ob­ser­va­ble es de mil seiscientos millones, o sea por cada barión existen mil seiscientos millones de fotones. Este nú­me­ro se obtiene estudiando la dis­tri­bu­ción de la temperatura de la ra­dia­ción de fondo en la bóveda celeste. Combinando este número con la Teo­ría estándar de la gran explosión, la cual adopta tres familias de neutrinos ligeros, se encuentra que Yp es igual a 0.2484 para un tiempo de vida del neu­trón de 886 segundos y de 0.2466 para un tiempo de vida del neutrón de 879 segundos. Llama la atención que las úl­ti­mas dos determinaciones del tiem­po de vida del neutrón difieran por sie­te segundos y que los dos grupos in­de­pen­dien­tes que hicieron las deter­mi­na­cio­nes presenten un error menor a un segundo.

Las estrellas son objetos relativamente pequeños, situados a enormes distancias unos de otros. Para hacer una com­pa­ración simple, si pensamos que el Sol fuera del tamaño de la cabeza de un alfiler (de un milímetro de radio), su ve­cina más próxima estaría a la distancia de 64 kilómetros o lo que es apenas un poco menor a la distancia entre la ciu­dad de México y Cuernavaca. Podemos pensar que el espacio entre las estrellas esta va­cío, pero en realidad no es así, hay pequeñísimas canti­da­des de gas (mayoritariamente hidrógeno) y algunas par­tícu­las sólidas menudas, como pequeños granos de arena. Com­parando con los ejemplos que conocemos, el espacio en­tre las estrellas se encuentra en condiciones más extre­mas que el más alto vacío que se puede lograr en los labo­ra­torios te­rrestres. Sin embargo, son tan vastos los volú­me­nes que hay entre las estrellas que se puede afirmar que existe una cantidad considerable de materia en estos espa­cios.

La llamativa apariencia de la Vía Lác­tea en el cielo ha dado origen des­de el remoto pasado a variados y poé­ticos mitos y leyendas. El término Vía Láctea (que significa camino lechoso) es de origen romano, pero los primeros en denominarla “Galaxia” fueron los astrónomos griegos Anaxágoras y Eratóstenes, quienes se referían a ella como “Gala” (palabra que en griego sig­ni­fi­ca leche). En la mitología griega, la Galaxia se formó cuando Heracles, mientras era amamantado por su madre, la diosa Hera, arrojó hacia el cielo un chorro de leche. Otras culturas dieron origen a diversas leyendas sobre la Vía Láctea que compiten entre sí en imaginación y poesía; para los incas era polvo dorado de estrellas; para los europeos, el sagrado camino que guiaba a los peregrinos por los Pi­ri­neos para ir a Santiago de Compos­te­la; para los egipcios, trigo esparcido en el cielo por la diosa Isis; y para los es­quimales, un sendero de nieve que sur­caba la oscura bóveda celeste.

Pero, ¿qué es en realidad la Vía Lác­tea? Esta pregunta, en apariencia tan sencilla, no encontró respuesta si­no hasta las primeras décadas del siglo veinte, cuando se empezó a tener una idea clara de la forma y de las dimen­sio­nes del sistema estelar del cual for­ma­mos parte, de nuestra galaxia. Antes de esas fechas no sabíamos si­quie­ra si en el Universo existían otros sistemas estelares parecidos a ella, o si lo que ahora conocemos como la Gala­xia constituía la totalidad del Universo.

Hoy sabemos que nuestra Galaxia no es sino una entre una multitud de otras galaxias, y que como ella existen muchas otras. Un ejemplo cercano lo cons­tituye la galaxia espiral llamada NGC 4414. La visión moderna sobre el tamaño de la Vía Láctea ha ido sur­gien­do poco a poco en medio de gran­des controversias científicas.

Muchos otros astrónomos y filóso­fos propusieron esquemas para des­cri­bir nuestro sistema estelar. Entre ellos destaca el filósofo alemán Im­ma­nuel Kant (1724-1804), con su idea de que nuestra galaxia es un “universo-isla”, y que como ella existen muchos otros. Las ideas de Kant tuvieron una profunda influencia en el pensamien­to posterior. Cabe mencionar tam­bién el esquema elaborado por Wil­liam Hers­chel, que data de fines del siglo XVIII y que representó el primer modelo cien­tí­fi­co, observacional y cuantitativo pa­ra nuestra galaxia, aunque resultó fa­lli­do principalmente porque aún no se había podido medir las distancias a las estrellas.

Forma y dimensiones de nuestra galaxia

Hasta hace unas cuantas décadas se pensaba que nuestra galaxia es un dis­co plano en rotación, de unos 100 000 años luz de diámetro, en el cual se con­centra la mayoría de las estrellas y to­do el gas y polvo. Un halo esférico con­céntrico rodea el disco, y en él es­tán situados los cúmulos globulares y al­gu­nas estrellas de características es­pe­cia­les. Más allá de los cúmulos glo­bu­la­res se encuentra el espacio intergaláctico, prácticamente vacío. A unos 150 mil años luz de nosotros se localizan las ga­laxias externas más cercanas —las Nu­bes de Magallanes— y para llegar a la ga­laxia de Andrómeda hay que recorrer distancias de dos millones de años luz.

Las galaxias externas, como la de An­drómeda, son sistemas estelares in­dependientes y ajenos a nuestra Vía Láctea; corresponden a los universos-islas imaginados por Kant. El proceso que llevó a reconocer que las gala­xias externas, denominadas entonces ne­bu­lo­sas espirales, son enormes sistemas estelares, análogos a nuestra Vía Láctea pero extremadamente lejanos, constituye uno de los capítulos más in­te­resantes de la astronomía reciente; mencionaremos sólo que, después de muchas discusiones, se llegó a la con­clusión de que las dimensiones reales del Universo excedían por varios órde­nes de magnitud las contempladas en el Universo de Kapteyn o incluso el de Shapley. Por cuanto se refiere a la Vía Láctea, nos hemos dado cuenta re­cien­te­mente que de nuevo se habían sub­es­timado sus dimensiones. No obstan­te lo anterior, la década de 1930 fue fructífera en resultados sobre los movi­mientos de las estrellas en nuestra Ga­laxia, y sobre la rotación de su disco.

La idea de Baade fue puesta en prác­tica por W. W. Morgan y sus colabora­do­res, quienes en 1951 publicaron el primer diagrama de la estructura es­pi­ral de nuestra galaxia. En nuestros días se sigue empleando la técnica su­gerida por Baade, pero se complemen­ta con técnicas infrarrojas y radioas­tro­nómicas, que han resultado ser de fundamental importancia en el estudio de la estructura de nuestra galaxia.

La investigación sobre las causas de la formación de brazos espirales en algunas galaxias continúa siendo de gran actualidad. Se piensa que los bra­zos espirales pueden identificarse con ondas de densidad, esto es, ondas de com­presión del material galáctico, aná­lo­gas a las ondas sonoras, que se pro­pagan en el disco galáctico. Ello lle­va a la concepción de los brazos espi­ra­les como estructuras transitorias, que se forman al llegar la onda de densidad, y se esfuman una vez que ésta ha pasado. Lo que persiste es el patrón es­pi­ral global. Pese a su indudable éxi­to, las ideas modernas sobre la estruc­tura espiral de las galaxias dejan aún muchos problemas sin explicar, y se sigue trabajando en ellos.

 

La región central de nuestra Gala­xia es difícil de estudiar, pues se en­cuen­tra oculta tras densas nubes de polvo. Fue necesario que se desarro­lla­ran técnicas de observación en el in­fra­rrojo y desde satélites para poder obtener información confiable sobre es­ta región. Hoy sabemos que, al igual que otras galaxias, la nuestra posee un bulbo rodeando la región central, el cual tiene unos 10 000 años luz de ra­dio y está formado principalmente por estrellas rojizas.

 

Inicialmente, por simplicidad, se su­pu­so que la forma del bulbo es es­fé­rica, pero observaciones recientes, prin­ci­palmente las del satélite cobe (Cosmic Background Explorer), en con­junción con estudios sobre los movimientos de las estrellas en esa región, han re­ve­lado que, en realidad, el bulbo es alar­gado, tiene forma de barra, su lon­gitud es unas tres veces mayor que su grosor, y apunta aproximadamente en dirección del Sol.

 

Si fue difícil reconocer que el bulbo de nuestra Galaxia tiene en realidad for­ma de barra, el estudio de la región central lo ha sido mucho más aún. El in­terés se despertó desde la década de 1950, cuando se encontró una fuen­te compacta que emite intensamente en radiofrecuencia. Hoy sabemos que esa fuente, llamada Sagittarius A*, es­tá asociada a un hoyo negro situado jus­to en el centro de la galaxia.

La región central de la galaxia aún encierra grandes misterios. Imaginemos que paulatinamente nos acercamos al centro de la galaxia, a unos 500 años luz de Sagittarius A*, y notamos que la densidad de estrellas se vuelve cada vez mayor, y distinguimos numerosas nubes de gas mo­lecular, más calientes y turbulentas que las nubes del disco. Más cerca aún del centro, a unos 25 años luz, nos en­con­tramos con un anillo de gas en ro­ta­ción, y en su interior, a 5 años luz del centro, una “cavidad” central, casi sin gas; ese escaso gas forma allí una mini­espiral. En esta región abundan las es­trellas, incluso las jóvenes. Acer­cán­do­nos aún más, a unos cuantos días luz del centro, nos encontramos con un cúmulo de estrellas sumamente denso: un millón de veces mayor a la densi­dad que observamos cerca del Sol. Los rápidos movimientos de estas es­tre­llas (cuya velocidad sobrepasa 1 000 kiló­me­tros por segundo) nos han permiti­do conocer la masa del objeto central.

 

Hasta muy recientemente se du­da­ba de la existencia de un agujero ne­gro central en nuestra galaxia. Sin em­bar­go, las observaciones del denso cú­mu­lo central han permitido trazar las ór­bi­tas de algunas de sus estrellas (figura 2). Estas órbitas implican la exis­tencia de una masa de aproximadamente 3.6 millones de veces la masa solar con un radio de menos de 6 horas luz. La única alternativa hoy viable para esta concentración de masa es un agujero negro. Con ello, la Vía Lác­tea constituye un interesante ejem­plo de una galaxia normal (es decir, no explosiva) con un aguj ero negro su­permasivo en su centro.

 

 

 

El halo galáctico y la Vía Láctea

Al igual que los brazos espirales, los ha­los galácticos son más fáciles de dis­tin­guir en galaxias externas a la nues­tra. La dimensión total del halo de nues­tra galaxia es difícil de determinar. Parte de la dificultad consiste en que el halo es tenue, escasamente po­bla­do, pero también que no es posible establecer un borde nítido en el cual el halo termine abruptamente. Una in­di­cación de la extensión del halo podría ser el radio total del sistema de cúmulos globulares, otra podría ser la distancia máxima, medida desde el cen­tro de la galaxia, a la que se encuen­tren objetos pertenecientes al halo, o bien la distancia máxima que puedan alcanzar en su recorrido orbital aquellos objetos que temporalmente se en­cuentren cerca del Sol pero que tengan velocidades extremadamente altas, cer­canas a la velocidad de escape.

 

Los cúmulos globulares más lejanos distan unos 150 000 años luz del cen­tro de la Galaxia, lo cual implica que el radio del halo es de por lo menos de 150 000 años luz. Es un tamaño enor­me si lo comparamos con el diá­me­tro visual aparente que presentaría nuestra galaxia ante un observador ex­ter­no a ella, o con el diámetro apa­rente de galaxias parecidas a la nuestra. Sin embargo, hay razones para pensar que el halo se extiende hasta distancias mu­cho mayores aún.

Mediante métodos ópticos y ra­dio­astronómicos se ha logrado estudiar la rotación de una serie de galaxias cerca­nas a la nuestra. La velocidad de ro­ta­ción en cualquier punto de una ga­la­xia está relacionada con la masa interior en ese punto. A mayor masa, mayor se­rá la velocidad de rotación observada. El resultado sorprendente ha sido que incluso a grandes distancias de su cen­tro, las galaxias continúan rotando a velocidad casi constante; dicho en otras palabras, la masa de las galaxias se extiende mucho más allá de sus dis­cos brillantes y es muy superior a la que podría inferirse a partir de éstos.

 

Así se concluye que la mayor parte de la masa de las galaxias está cons­ti­tui­da por materia no luminosa. De he­cho, la materia “oscura” no emite ra­dia­ción en ninguna de las frecuencias que se ha explorado, desde los rayos gama y x hasta las ondas de radio; la materia oscura delata su existen­cia únicamente a través de la fuerza gra­vitatoria que ejerce sobre la materia brillante, la cual sí emite radiación.

Pero incluso antes de haberse ob­ser­vado la rotación de las galaxias ex­ter­nas ya había indicios de que la ­ma­sa de las galaxias debería ser mucho ma­yor que la que se infería a partir de sus discos y halos luminosos. Así por ejem­plo, se conocen muchas galaxias dobles y múltiples que parecen orbitar una en torno a otra. Para que ello ocu­rra, es menester que estén ligadas por la fuerza gravitatoria mutua; sin em­bar­go, la masa de la galaxia, que se infiere a partir de la materia visible en ella es insuficientes para ligar los sistemas. Ello nos hace pensar que al cal­cular la masa de las galaxias a partir del material luminoso hemos come­ti­do un error, y que en ellas debe haber mucho material oscuro que no con­tri­buye a su luz, pero que sí contribuye a su masa. El error es grande: ¡solamen­te 10% de la masa es visible!

 

Claramente, es de gran importancia establecer cuál es la verdadera ma­sa y extensión de nuestra Galaxia. El es­tu­dio de los movimientos de estrellas que momentáneamente se en­cuen­tren cerca del Sol pero cuyas órbitas ga­lácticas las lleven a las regiones más lejanas puede darnos información per­tinente.

Las estrellas más veloces que se co­nocen tienen velocidades, respecto del centro de la galaxia, que llegan a so­bre­pasar 400 kilómetros por segun­do. Pa­ra efectos de comparación, men­cio­ne­mos que la velocidad del Sol res­pec­to del mismo centro es de aproximada­men­te 220 km/s. Puede calcularse que una estrella que pase cerca del Sol a una velocidad de 400 km/s puede alcanzar distancias de más de 150 000 años luz. La velocidad que debería tener un ob­je­to cercano al Sol para que pudiera es­ca­par­se de la Galaxia es de unos 560 km/s. De esta manera, se ha visto re­cien­te­men­te que la masa total de la Vía Láctea puede ser un billón de veces la masa del Sol, que el radio del ha­lo pue­de sobrepasar 300 000 años luz y, al igual que en las galaxias externas, la mayor parte de esta masa es invisi­ble. Los resultados más recientes de muy diversa índole apuntan en la mis­ma dirección: tanto la masa como la ex­ten­sión de nuestra Galaxia son mu­cho mayores de lo que se pensaba ha­ce apenas unas décadas.

 

Su evolución temprana

En la actualidad pensamos que las ca­racterísticas del halo galáctico son un reflejo de las condiciones físicas que se dieron en las primeras etapas de la vida de la galaxia. En efecto, los po­bla­dores del halo son, sin excepción, es­tre­llas extremadamente viejas, cuya composición química es casi exclusi­va­men­te hidrógeno y helio. La abun­dan­cia de otros elementos químicos en ellas son cientos o miles de veces me­no­res que las observadas en estrellas como el Sol, lo cual nos indica que los pobladores del halo pertenecen a las primeras generaciones de estrellas que se formaron en la galaxia.

Según ideas ahora ya clásicas, la Vía Láctea era inicialmente una gran nu­be de gas (principalmente hidró­ge­no y helio) en lenta contracción; las pri­me­ras estrellas se condensaron en las partes más densas de ese gas; al­gu­nas de ellas (las de mayor masa) pa­sa­ron rápidamente por su ciclo evolutivo, y le regresaron al gas los restos de las reacciones nucleares que ocurrieron en su interior; en consecuencia, el gas se enriqueció en elementos quí­mi­cos más pesados que el hidrógeno, co­mo el helio, el carbono, el nitrógeno, el oxígeno, etcétera. Algunas de las es­tre­llas de las primeras generaciones (las de menor masa) aún sobreviven; las observamos hoy como objetos muy viejos en el halo galáctico.

 

Los movimientos de los objetos per­tenecientes al halo son muy dis­tin­tos a los del disco, en donde los mo­vi­mien­tos de las estrellas y el gas están con­fi­na­dos a un plano, y las órbitas son prác­ti­ca­men­te circulares. En cambio, las órbitas de los objetos del halo son muy excéntricas —su forma es casi rec­ti­lí­nea; no muestran ninguna prefe­ren­cia por el disco de la galaxia, su orienta­ción ocurre al azar.

 

Se ha propuesto que los diferentes movimientos de los objetos del dis­co y del halo son también una conse­cuen­cia de las condiciones que imperaban en las primeras etapas de la evo­lu­ción de la galaxia. Cuando se conden­sa­ron las primeras estrellas, ésta era una nube de gas aproximadamente es­fé­ri­ca; las primeras generaciones de es­tre­llas se precipitaron hacia su cen­tro de gravedad, casi en caída libre; de ahí que sus órbitas sean muy alargadas y estén orientadas en todas direc­cio­nes. El gas no condensado en es­tre­llas pronto se aplanó, formando un dis­co. Las generaciones subsecuentes de es­tre­llas se formaron a partir del gas del disco; en él, los movimientos del gas inicialmente fueron turbulentos, pero al cabo de poco tiempo se circulariza­ron, en consecuencia, las órbitas de las estrellas pertenecientes al disco son pla­nas, concéntricas y casi circulares.

 

Estas ideas fueron desarrolladas prin­ci­palmente por O. Eggen, D. Lyn­den-Bell y A. Sandage en un artículo pu­blicado en el año de 1962, ahora ya clásico. Desde entonces, ha habido mu­chos refinamientos y modificacio­nes al esquema. Hoy sabemos, por ejem­plo, que existen objetos anómalos: es­tre­llas ricas en elementos pesados, ­pero con órbitas muy alejadas del plano o muy excéntricas, y viceversa; asi­mis­mo se piensa que la materia oscura jue­ga un papel crucial en la formación de las galaxias, y que la captura de gala­xias enanas es importante para enten­der la evolución de las grandes gala­xias, como la Vía Láctea.