Curso: MODELOS ANALÍTICOS Y
NUMÉRICOS DE LA FORMACIÓN DE GALAXIAS
Prof. Simon White
Instituto Max-Planck de Astrofísica
ALEMANIA
Casi el 90% de la
materia de los grandes cúmulos de galaxias se encuentra en alguna forma no observable; la
materia oscura es un elemento clave para los modelos que tratan de explicar la estructura
del Universo. El gas caliente intergaláctico descubierto por los satélites de rayos X en
los años 80 no proporciona materia adicional suficiente como para resolver el problema.
Simon White, del Instituto Max-Planck de Astronomía (Munich, Alemania) y precursor del
modelo de la materia oscura fría (CDM), modelo estándar actual de formación de
estructura a gran escala, señala en esta entrevista los logros y los principales
inconvenientes del modelo que propone.
Simulación de una región del Universo actual
¿Cuáles son los principales
éxitos de la CDM (materia oscura fría) a la hora de explicar los datos más recientes
sobre la evolución de las galaxias?
"Pienso que en este
campo, la mayor influencia de cosmologías jerárquicas como la CMD ha consistido en
enseñarnos a ver la formación de galaxias como un proceso y no como un suceso puntual.
Antes existía la tendencia a pensar que los distintos tipos de galaxias eran como
animales de distintas especies, cada uno surgido en un momento concreto en el tiempo y
sujeto a una evolución específica hacia la madurez. En los modelos jerárquicos, las
galaxias no tienen una fecha de nacimiento definida; sus estrellas se forman a lo largo de
la historia cósmica y las galaxias individuales están cambiando constantemente su
identidad y su estructura. Así, las galaxias irregulares a alto corrimiento al rojo
pueden fusionarse y dar lugar a los bulbos espirales actuales, las espirales a brotes
superluminosos de formación estelar y quizá a los cuásares, antes de acabar en galaxias
elípticas, y las elípticas pueden desarrollar nuevos discos y volver a formar galaxias
espirales. Los datos más recientes apuntan claramente a que la población de galaxias en
épocas tempranas del Universo difería en muchos aspectos de la que observamos
actualmente en nuestro entorno: las galaxias jóvenes eran típicamente más pequeñas,
más irregulares, más ricas en gas y más activas de lo que son hoy. El nacimiento y la
transfiguración de las galaxias se producen a lo largo de toda la historia cósmica que
ahora podemos observar directamente. Los modelos basados en la CDM son útiles no sólo
porque alguna variante pudiera quizá resultar ser la teoría correcta para explicar el
desarrollo de la estructura, sino también porque sugieren formas de caracterizar los
procesos dinámicos del crecimiento y la transformación de las galaxias."
¿Cuáles son sus principales
inconvenientes? ¿Podemos ‘subsanarlos’?
"Muchos aspectos de la
idea que tenemos de cómo se forman las galaxias son incompletos y los modelos actuales
basados en la CDM se muestran incapaces de reproducir parte de los datos. Por ejemplo, la
estructura que predicen para los halos de materia oscura de las galaxias individuales
resulta inconsistente con los datos de la curva de rotación para galaxias enanas y de
bajo brillo superficial. Además, las simulaciones actuales de la formación de galaxias
espirales en los modelos basados en la CDM no pueden producir galaxias con discos del
tamaño de los observados. No está claro si estas dificultades representan un problema
fundamental del propio modelo CDM o si son consecuencia de nuestro desconocimiento de
muchos de los complejos procesos físicos (especialmente de aquéllos asociados con el
nacimiento y muerte de las estrellas) que regulan la formación y evolución de las
galaxias."
La evolución de las galaxias
se mide comparando muestras de galaxias cercanas y lejanas. ¿Se conocen lo bastante las
propiedades de la población local de galaxias?
"Creo que no. Es
sorprendente, pero en buena medida tenemos mejores datos estadísticos sobre las
propiedades de la población de galaxias lejanas que sobre las galaxias cercanas. Por
ejemplo, aún no existe una forma fiable de determinar la razón global disco-bulbo, es
decir, la masa de las estrellas del Universo local que se encuentra en los discos de
galaxias irregulares, espirales y S0, comparada con la masa contenida en los bulbos de
galaxias espirales y elípticas. Es necesario conseguir las distribuciones de los
parámetros galácticos fundamentales (masas, tamaños, luminosidades, fracciones de gas,
razones de formación estelar, metalicidades y velocidades características del bulbo y
del disco) de una muestra realmente representativa de galaxias del Universo a bajo
corrimiento al rojo. Con las técnicas instrumentales actuales es algo perfectamente
factible, pero supone mucho trabajo y desgraciadamente no se considera un proyecto con la
entidad suficiente como para incluirlo en la lista de prioridades."
Los conceptos teóricos sobre
la formación de galaxias se basan en buena medida en simulaciones numéricas. A medida
que aumenta la velocidad de procesamiento de los ordenadores podemos incluir más física
y a mayor resolución en los modelos. Pero las simulaciones son deterministas. ¿Hay que
introducir procesos como el caos y el ‘feedback’ en las simulaciones de la
formación de estructura?
"Muchos aspectos de las
simulaciones actuales de la formación de galaxias son caóticos en el sentido de que los
resultados detallados son enormemente sensibles a las condiciones iniciales, pero las
propiedades estadísticas parecen indicar un comportamiento aparentemente
‘universal’. Un ejemplo interesante en el que yo mismo he trabajado en los
últimos años está relacionado con la estructura de los halos de materia oscura. Estos
halos presentan perfiles de densidad radial media muy similares para todas las masas y en
todas las variantes de las teorías de formación jerárquica de cúmulos como la CDM. Por
otra parte, es cierto que existen muchos procesos que nuestras simulaciones actuales no
son en absoluto capaces de representar correctamente. El más importante de ellos está
relacionado con la estructura del gas interestelar, la forma en que este gas se convierte
en estrellas y los efectos que tienen las estrellas sobre el gas (el feedback) a
medida que envejecen y mueren. No creo que haya ninguna mejora previsible en la potencia
de cómputo que permita simular estos procesos de manera fiable y detallada."
PERFIL
Nacido en Kent (Inglaterra),
en 1951, SIMON D. M. WHITE ha pasado la mayor parte de su vida profesional fuera de su
país natal. Vinculado como profesor e investigador a universidades e instituciones
norteamericanas desde 1977 hasta 1994, actualmente dirige el Instituto Max-Planck de
Astronomía en Garching, Munich (Alemania).
Se doctoró en Astrofísica
por la Universidad de Cambridge, Inglaterra (1977), con una tesis sobre "El
agrupamiento de las galaxias" dirigida por el Prof. Donald Lynden-Bell, en la que
sugería una serie de ideas acerca de la distribución de la materia oscura que fueron
confirmadas cuando el satélite de rayos X "Einstein" comenzó a proporcionar
imágenes detalladas de cúmulos de galaxias.
Experto en temas
relacionados con la Estructura a Gran Escala del Universo y con la Formación de Galaxias,
White fue miembro del Grupo de Trabajo de Galaxias del Telescopio Espacial Hubble
(1984-85) y formó parte del Comité de Asignación de Tiempo de Observación con este
telescopio (1989). Entre 1991 y 1994 fue uno de los integrantes del Comité Asesor
Científico del Proyecto Gemini.
Junto con Martin Rees (ambos
participaron, también con Donald Lynden-Bell, en la V edición de esta Escuela de
Invierno, en 1993) propuso en 1978 un modelo, aún válido, para explicar la formación de
las galaxias según el cual se formarían a partir de gas residual confinado por los pozos
de potencial gravitatorio de una población de halos oscuros en proceso de fusión. Entre
sus contribuciones a la Astronomía destaca su trabajo sobre el Universo de Materia Oscura
Fría (CDM) como modelo estándar actual para la formación de estructura. Las técnicas
establecidas por el "Grupo de los Cuatro", del que formó parte Simon White, se
han convertido en el método habitual de comparación de esos modelos con los datos
observacionales.
Desde 1995 es miembro de la
Sociedad "Max-Planck" y participa en varias Comisiones Estructurales y otros
Comités. La Sociedad Astronómica Americana (Premio Helen B. Warner en 1986) y la Royal
Society británica (nombrado miembro en 1997) han reconocido su importante labor en el
campo de la Astrofísica. |
