36 Evolución de la galaxia

Aunque Edwin Hubble apuntó la idea de que las galaxias cambian de un tipo a otro al clasificar las galaxias espirales y elípticas en un diagrama, todavía no se sabe cómo ocurre. Los astrónomos han descrito los diferentes tipos de galaxias, y han estudiado la distribución de millones de ellas por todo el universo. Ahora están realizando grandes simulaciones para intentar comprender cómo se forman las galaxias y cómo su carácter depende esencialmente de los ingredientes básicos del universo.

El primer elemento que hay que tener en cuenta para comprender la evolución de la galaxia es el fondo cósmico de microondas, puesto que es la primera instantánea disponible del universo temprano. Los puntos calientes y fríos que salpican su superficie sitúan las fluctuaciones en la densidad de la materia 400.000 años después del Big Bang, que surgieron de pequeñas irregularidades. Esas semillas, entonces, empezaron a crecer por acción de la gravedad, y agruparon cúmulos de hidrógeno para formar las primeras estrellas y galaxias.

La siguiente instantánea de la creación del universo que podemos ver son las galaxias de alto desplazamiento al rojo. Debido al tiempo que tarda la luz en viajar hasta nosotros, vemos las galaxias desplazadas al rojo tal y como eran hace miles de millones de años. Los astrónomos pueden literalmente ver el pasado buscando objetos que estén todavía más lejos. Desde la Tierra, ahora vemos las galaxias y cuásares que se encuentran tan lejos tal y como eran hace 13.000 millones de años. Por tanto, sabemos que las galaxias estaban allí 1.000 millones de años después del Big Bang (la edad del universo es de 13.700 millones de años). Esto significa que las galaxias se formaron muy rápidamente, bueno, dentro del periodo de vida de 1.000 millones de años de una estrella tipo como el Sol.

Al estudiar la formación de las galaxias, los astrónomos se enfrentan a un dilema del tipo del huevo o la gallina: ¿Se formaron primero las estrellas y se unieron después para crear galaxias? ¿O se formaron primero cúmulos de gas del tamaño de la galaxia y después se fragmentaron en miríadas de estrellas?

Los dos modelos de formación de las galaxias se llaman: modelo de «abajo a arriba», bottom up, y modelo de «arriba a abajo», top down. Para distinguir entre ambos, necesitamos mirar más atrás en el tiempo para descubrir ejemplos de galaxias que se están formando. Esta época del universo es difícil de ver porque está envuelta en niebla: nos referimos a ella como «era oscura».

Reionización Cuando los fotones del fondo cósmico de microondas se liberaron, el universo pasó de tener carga eléctrica y ser opaco (los electrones y los protones podían dispersar fotones) a ser neutro y transparente. Los átomos se formaron cuando el universo se enfrió lo suficiente para que los electrones y protones se combinaran, produciendo un mar de hidrógeno neutro con unos cuantos elementos ligeros. No obstante, el universo que vemos hoy está ionizado casi por completo. El espacio intergaláctico está lleno de partículas cargadas y sólo sigue habiendo hidrógeno en galaxias o nubes poco comunes. ¿Qué le pasó al hidrógeno? ¿Se ionizó y se disipó cuando las primeras estrellas se encendieron (un periodo conocido como la época de la reionización)? Podríamos comprobar si esas estrellas estaban aisladas o ya se habían acumulado en galaxias si pudiéramos ver las épocas en las que ocurrió la ionización. No obstante, investigar la época oscura del universo es muy difícil. En primer lugar, conocemos muy pocos objetos con unos desplazamientos al rojo tan altos. Las galaxias más distantes son muy tenues y rojas. Incluso aunque encontremos un objeto muy rojo, con colores que sugieran un desplazamiento al rojo muy alto, es muy posible que no sea fácil determinar la distancia a la que se encuentra. Las líneas intensas características del hidrógeno se desplazan al rojo más allá del espectro visible al ojo humano, y llegan a la zona de infrarrojos, donde son más difíciles de detectar. Además, la luz ultravioleta que vemos desplazada al rojo dentro de la gama de longitud de onda visible queda absorbida casi por completo si hay mucho hidrógeno delante de la fuente. Incluso así, los astrónomos piensan que es posible que hayan visto un puñado de cuásares en el límite de la época de reionización, donde esa absorción es irregular.

En la próxima década los astrónomos esperan encontrar muchos más objetos de la época oscura. El hidrógeno también absorbe radioondas a longitudes de onda característica. Así, por ejemplo, una longitud de onda clave para una línea espectral es la de 21 cm, que se desplaza hacia el rojo a longitudes de onda más largas, según la distancia del objeto.

Se va a construir un nuevo radiotelescopio, el Square Kilometre Array, un proyecto internacional de envergadura, que incluirá muchas pequeñas antenas de radio repartidas a lo largo de un área de un kilómetro cuadrado. Tendrá una sensibilidad sin precedentes, y será lo suficientemente potente para trazar un mapa de las estructuras de gas hidrógeno neutro en el universo lejano para localizar las primeras galaxias.

Catálogos Se han encontrado cientos de galaxias lejanas gracias a sus característicos colores rojos. Algunos tipos de galaxias resaltan más que otros, por ejemplo, las elípticas y las ricas en hidrógeno tienen una luz azul y ultravioleta relativamente débil, que provoca una «acentuación» de su brillo cuando se fotografía con una serie de filtros de colores adyacentes. Las galaxias con rupturas muy pronunciadas (debido a la absorción de hidrógeno) se denominan galaxias de la discontinuidad de Lyman. Cuando los desplazamientos hacia el rojo son más bajos, catálogos de galaxias gigantes, como el Sloan Digital Sky Survey, han podido trazar el mapa de buena parte del universo cercano. Así, tenemos una idea bastante buena de la mitad reciente del universo, un conocimiento más esquemático de los desplazamientos al rojo más altos, un hueco en el conocimiento de la época oscura, y una instantánea del universo joven gracias a la radiación del fondo cósmico de microondas.

Con toda esta información, los astrónomos intentan unir las piezas de la historia. Usando superordenadores, elaboran enormes códigos que hagan crecer el universo desde las primeras semillas gravitacionales. Se incorporan el gas y varios tipos de materia oscura, determinados por las fluctuaciones de densidad iniciales detectadas en el fondo de microondas cósmico y en las acumulaciones de galaxias que se han visto cerca.

Modelos jerárquicos El modelo que actualmente se prefiere sugiere que las galaxias pequeñas se formaron primero, y colisionaron y se fusionaron al cabo del tiempo para producir galaxias más grandes. Se trata del modelo jerárquico. Las colisiones galácticas pueden ser furiosas y podrían fácilmente desbaratar una galaxia y cambiar su carácter. Así, dos espirales podrían chocar una contra otra y dejar tras sí un desorden que acabara estableciéndose y formando una galaxia elíptica. Posteriormente, esa elíptica podría robar un disco de algún vecino rico en gas. Y también muchos tipos de galaxias pueden ser resultado de reglas simples de agregación. Por lo general, no obstante, los tamaños se incrementan siguiendo este modelo.

Las galaxias no sólo están compuestas de estrellas y gas: también tienen materia oscura, esparcida por todo un «halo» esférico. La naturaleza de la materia oscura afecta a cómo las galaxias colisionan y se acumulan. Las simulaciones realizadas sugieren que para que se formaran las galaxias que vemos hoy, la materia oscura no debería ser demasiado energética y, por tanto, se prefiere la «materia oscura fría» de movimiento lento por encima de otros equivalentes «calientes» de movimiento rápido, que habrían impedido que las galaxias pudieran unirse. También hay que tener en cuenta la energía oscura, que actúa contra la gravedad a grandes escalas. Los modelos que mejores resultados han conseguido en las simulaciones son los que usan la materia oscura fría, y que incluyen también un modesto grado de energía oscura.

La idea en síntesis: galaxias poderosas crecen a partir de otras más pequeñas