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ESPECIAL Reuniones Científicas 1998 Euroconferencia "The Evolution
of Galaxies on Cosmological Timescales", GALAXIAS EN ELTIEMPO Organizada por el IAC y la Unión Europea, del 30 de noviembre al 5 de diciembre se celebró en Puerto de la Cruz (Tenerife) la Euroconferencia «The Evolution of Galaxies on Cosmological Timescales» ("La evolución de las galaxias a escalas cosmológicas"). Este Congreso, que reunió a más de 100 especialistas de 25 países, fue uno de los más relevantes celebrados en España en el campo de la Física extragaláctica en los últimos tiempos y estuvo relacionado con el congreso Evolutionary Phenomena in Galaxies, celebrado en 1988, también en el Puerto de la Cruz. En aquella ocasión, los expertos analizaron la evolución de las galaxias basándose en observaciones de alta calidad de nuestras galaxias vecinas, hasta unos 50 millones de años luz de la Tierra. En la última reunión, sin embargo, se contaba con datos del cielo profundo gracias a las observaciones del Telescopio Espacial Hubble y de los grandes telescopios terrestres. Hace diez años, el IAC organizó una reunión sobre "Fenómenos evolutivos en galaxias" con el fin de hacer un repaso detallado de la evolución de las galaxias y en la que participaron tanto astrónomos observacionales como teóricos. Aquella reunión se concentraba en fenómenos observables en galaxias cercanas sin hacer extrapolaciones a objetos más distantes. Por entonces se descartó el material observacional con un corrimiento al rojo lo bastante alto como para proporcionar datos de las etapas iniciales de las galaxias, pues se consideró que su calidad no garantizaba a los teóricos la posibilidad de elaborar modelos detallados. La situación ha cambiado mucho a lo largo de una década, en parte gracias a los avances del telescopio espacial "Hubble" y a la nueva generación de grandes telescopios terrestres como los del Observatorio del Roque de los Muchachos. En esta ocasión, los organizadores quisieron unir los dos aspectos: fenómenos evolutivos estudiados a partir de un análisis profundo de las poblaciones estelares y el gas, en galaxias cercanas, con los nuevos datos, tanto espectroscópicos como fotométricos, de galaxias lejanas. El amplio programa puso el énfasis en la síntesis de poblaciones y la evolución química del Universo.
"Una revolución en nuestra percepción sobre la formación de las galaxias en los últimos años –afirma John Beckman, Profesor de Investigación del CSIC y Presidente del Comité Científico Organizador de esta reunión- ha sido darnos cuenta de que las galaxias en nuestro entorno no se formaron de golpe hace miles de millones de años, sino que están en un proceso de formación continua, a causa de una lluvia de gas intergaláctica y galaxias pequeñas que van cayendo sobre una galaxia típica durante toda su vida, y que afectan a toda su evolución."
En este sentido, destaca la aportación de Leo Blitz, de la Universidad de California (EEUU), sobre los procesos de acreción de la Vía Láctea. Blitz y su equipo sugieren la existencia de nubes de hidrógeno de origen y posición desconocidos que forman parte del Grupo Local, con lo cual deben haber permanecido estables durante mucho tiempo. "Su dinámica es compatible -asegura Blitz- con la posibilidad de que hayan estado cayendo sobre la Vía Láctea. Hemos hecho simulaciones que sugieren que esa es la forma en que la Vía Láctea se formó y ha ido creciendo. Sostenemos que nuestra galaxia está aún en proceso de formación partiendo de esas nubes; además, el tipo de formación estelar que observamos en la Vía Láctea está posiblemente alimentada por esas nubes. Hay una continua precipitación de materia sobre la Vía Láctea y si eso es válido para el caso de nuestra galaxia, probablemente también lo es para la mayoría de las galaxias. No es que sea un proceso infinito, existe una determinada cantidad de materia y el proceso termina cuando ésta se agota. Pero pasará mucho tiempo antes de que se agote, probablemente no estamos aún a mitad de camino." Espiral barrada
En los últimos cinco años se ha reconocido que nuestra galaxia, la Vía Láctea, no es una "espiral normal" sino una espiral barrada. Varias líneas de evidencia han convergido para dar este resultado, entre ellas medidas del campo de velocidad del gas en el plano, mediante CO2, por Leo Blitz, y mediante hidrógeno atómico por otros autores; medidas de la distribución de la radiación en el infrarrojo lejano en el plano por el satélite COBE y el cartografiado infrarrojo cercano del TMGS del grupo del IAC. Una descripción de este último trabajo fue presentada en el congreso por Francisco Garzón, del IAC. Este descubrimiento supuso en su momento un importante cambio cualitativo en las teorías de su evolución y en los mecanismos que dan lugar a la formación estelar. Hoy se puede decir que, en general, hay acuerdo sobre la existencia de la barra en la Vía Láctea, aunque hay un debate muy interesante sobre su tamaño y orientación, donde todavía existen discrepancias. Aún hay problemas para explicar el gas, que no está centrado en torno al centro de la barra, como cabría esperar, y existe un fuerte tilt en el gas atómico que es imposible de explicar si se da una situación de equilibrio. "Si el gas fluye hacia el interior por primera vez y es dinámicamente muy joven, quizá podríamos explicarlo –señala Blitz-, pero la razón de que penetre en la Galaxia y con ángulos tan extraños es algo que no ha sido predicho por ningún teórico; aunque las observaciones lo demuestren claramente, está aún por explicar." No obstante, parece ser que hubo una época de máxima formación, de máxima actividad galáctica y estelar hace unos 10.000 millones de años, cuando se establecieron las bases de la situación actual. "Con la puesta en marcha de nuevos telescopios ópticos de gran diámetro, y de nuevos telescopios milimétricos -asegura J. Beckman-, estamos en la frontera de otra revolución, que promete llevar nuestro conocimiento más hacia atrás en el tiempo, hasta la época de oscuridad al principio de la formación de las primeras galaxias". El Hubble Deep Field South De gran interés en esta reunión fue la reciente publicación del Hubble Deep Field South, una foto de las profundidades más lejanas del espacio que constituye la contrapartida en el Hemisferio Sur del campo similar en el Hemisferio Norte, realizado también, hace unos años, por el Telescopio Espacial Hubble y que cambió el concepto que tenían los astrónomos de las galaxias en sus etapas más tempranas. Entre los asistentes al congreso se encontraban los mayores especialistas en estos datos, que presentaron un análisis ‘relámpago’ de los resultados del Hubble Deep Field (Imágenes del Campo Profundo del Huble).
Entre ellos destacó Ronald Allen, del Space Telescope Science Institute. Para este investigador, lo más importante del Hubble Deep Field South es quizá la presencia de un espectro extremadamente detallado de un cuásar que, según todos los pronósticos, va a llamar mucho la atención. El Hubble Deep Field North se hizo sin espectrógrafo, sólo con cámaras, mientras que en el Hubble Deep Field South sí se empleó un espectrógrafo y entre sus observaciones se encuentra la de un cuásar no excepcionalmente lejano. "No está exactamente en el campo que vemos cuando observamos con el telescopio –explica Allen-, porque el espectrógrafo tiene una posición ligeramente distinta en el cielo y cubre un cuásar, con un corrimiento al rojo de aproximadamente 2. Y se ha obtenido un espectro con un detalle increíble, porque la exposición sobre el campo fue muy larga, con lo que es un espectro muy sensible. Además, -continúa- creo que vamos a conseguir la primera observación detallada de las nubes que se interponen en las observaciones y absorben luz en la línea de visión. Creo que nuestros conocimientos de la cantidad de materia que hay y que no es directamente observable por su brillo, de galaxias con formación estelar del tipo de las que se han presentado en esta reunión, se verán muy impulsados. Podría ser que el espectro del cuásar se convirtiera en el resultado más importante de las observaciones del Hubble Deep Field South." Materia oscura Del estudio de la dinámica de los objetos celestes se sabe que en el Universo hay mucha más materia de la que se observa. Los astrónomos pueden ver su influencia gravitatoria, pero no reciben su luz ni su radiación. Es invisible a los telescopios y sólo parece inferirse por la atracción gravitatoria que ejerce sobre su entorno: su influencia en la órbita de las galaxias, en la forma en que se disponen los cúmulos de galaxias y sus velocidades. Se cree que el 90% de la masa de todas las galaxias se encuentra en forma de materia oscura dispuesta en una especie de halo en torno a ellas. "Incluso las galaxias enanas o, mejor, especialmente las galaxias enanas, podrían tener esta especie de gran halo a su alrededor", asegura Mike Edmunds, del Instituto de Astronomía de Cambridge (Reino Unido). "Debe afectarles de algún modo, especialmente cuando se producen interacciones entre galaxias, pues los dos halos de materia oscura interaccionan también pero, que sepamos, sólo es una interacción gravitatoria." La materia oscura es entonces como una especie de sombra que está ahí, pero que no parece marcar una diferencia importante más que para la dinámica. "Quizá sea precisamente ahí -advierte Edmunds- donde radica la dificultad para nosotros . Podemos incluir la gravedad en nuestros cálculos y estudiar la física asumiendo que existe una interacción gravitatoria y elaborar modelos teóricos. Si existe otro tipo de interacción o cuál es su naturaleza siguen siendo grandes misterios. Una cuestión por resolver para el milenio que viene es averiguar de qué esta hecha esa materia. Ya hay algunos experimentos en marcha, por ejemplo, en Física de Partículas, para ver si pueden observar esas partículas pesadas que atraviesan la Tierra y que mantiene ocupados a todo un ejército de físicos teóricos tratando de elaborar alguna teoría que explique la materia oscura." Realmente, no se ha avanzado mucho en la explicación de la naturaleza de la materia oscura con respecto a hace diez años, a pesar de que su existencia es hoy universalmente reconocida. Afortunadamente, parece que hoy se puede hacer Astronomía asumiendo simplemente su interacción gravitatoria e incluyéndola como un número más en las ecuaciones. "Pero la situación dista mucho de ser satisfactoria –puntualiza Edmunds-, desde luego, la astronomía será muy distinta una vez haya podido establecerse su naturaleza. La cuestión está en cómo se va a determinar qué es realmente la materia oscura. Quizá el conocimiento de su naturaleza nos llegue no de la astronomía sino de los experimentos de Física de partículas, por ejemplo, o de la propia teoría del Big Bang, si se pudiera hacer una teoría muy detallada en la que se determinara el origen de la materia. Así que quizá sea la Física y no la Astrofísica la que nos permita conocer la naturaleza de la materia oscura." La Función Inicial de Masas La Función Inicial de Masas (IMF) supone, grosso modo, que el número de estrellas disminuye a medida que aumenta la masa, desde estrellas de, aproximadamente, varias veces la décima parte de la masa solar hasta las mayores estrellas observadas, sin que haya un límite aparente al tamaño estelar. Por debajo de varias veces la masa solar hay un receso en el ritmo de formación estelar, y no hay una evidencia clara de que se produzca una disminución en el número de estrellas de muy baja masa, hasta las enanas marrones (por debajo de una décima parte de la masa solar), aunque sí de que pueda haber una disminución por debajo de la décima parte de la masa solar. Es algo muy controvertido. No obstante, existe un consenso general sobre que en estrellas de masa por encima de varias veces la décima parte de la masa solar el número de estrellas disminuye sistemáticamente a medida que aumenta la masa de las estrellas.
¿Dónde está el origen de todo esto? "El problema -asegura Bruce Elmegreen, del IBM Watson Research Center (EEUU)- viene de antiguo. Este tipo de función de masas se reconoció por primera vez en 1955 y desde entonces han aparecido unos cien modelos tratando de explicarlo, sin mucho éxito. Quizá hoy podamos avanzar un poco en este sentido porque somos capaces de observar con mucha mayor claridad la estructura de las nubes, las estrellas jóvenes en formación, las condiciones pre-estelares en las nubes, etc. Algunos de los modelos propuestos, admisibles en su momento, quedan hoy descartados, especialmente la observación de que esta función inicial de masas es constante para una gran variedad de condiciones, en cúmulos de galaxias, con un factor de 200 en masa, o un factor de 10 en abundancia de metales, desde edades que incluyen los viejos cúmulos globulares hasta sistemas estelares muy jóvenes cuya función de masas parece ser la misma. La independencia de la densidad estelar en el proceso de formación estelar parece descartar aquellos modelos en los que se contempla la interacción de las protoestrellas entre sí. La independencia de la metalicidad parece descartar los modelos en que la presión de la radiación sobre el polvo frena los procesos de acreción, puesto que la masa estelar final no parece depender de ello." >Pero la parte realmente interesante y misteriosa es que la estructura está presente desde niveles muy inferiores al de la masa de una estrella, posiblemente desde 10-4 masas solares, es decir, en el rango de tamaños planetarios, hasta muy por encima de la masa de una estrella como el Sol, es decir, en el rango de las nubes masivas interestelares. Sea cual sea la causa de esto, la turbulencia, la gravedad u otros factores, no se da en forma de cascada partiendo de una gran nube hasta llegar a la masa de una estrella, las estrellas no son el resultado final del proceso de formación de estructura, sino que aparecen en medio de todo el proceso. ¿Por qué? "Pienso -explica Elmegreen- que la estructura es una pista importante para dar con el origen de la función de masas . El conflicto está en cuál es la conexión entre la masa de las estrellas y las estructuras de las nubes. El hecho de que la función inicial de masas sea uniforme, en el espacio y en el tiempo, apoya la posible existencia de algún proceso físico que sea tan uniforme como la turbulencia (la turbulencia tiene una estructura fractal muy característica). El denominador común para la IMF sería la turbulencia, según esta interpretación." No hay evidencias de cambios a largo plazo en la IMF, aunque quizá pudiera haberlas ocultas en forma de variaciones en la metalicidad, o de peculiaridades en el brillo o en la abundancia de metales, etc. "En cualquier caso -concluye Elmegreen-, la falta de cambios evidentes parece apoyar consistentemente la idea de que la turbulencia nos da la estructura de la distribución de la masa estelar" |
