September 18th, 2008

{mosimage} Se trata de una galaxia enana que orbita la Vía Láctea y que fue descubierta en 2006 por el Sloan Digital Sky Survey (SDSS). Aparentemente, esta galaxia está dominada por una forma desconocida de materia que no es observable.

 

Galaxia enana “Segue 1”

La galaxia Segue 1 es una de las últimas galaxias enanas esferoidales descubiertas en torno a la Vía Láctea, a una distancia menor de 300 kiloparsecs. Concretamente fue descubierta durante los trabajos de 2006 del Sloan Digital Sky Survey (SDSS), que pretende trazar un mapa tridimensional de la Vía Láctea y de una enorme zona del Universo que abarcaría un millón de galaxias y quásares. El nombre de esta galaxia proviene de SEGUE, Sloan Extension for Galactic Understanding and Exploration (Extensión de Sloan para la Exploración y Entendimiento de la Galaxia).

El brillo superficial de esta galaxia es de una mil millonesíma el de la Vía Láctea. Estos objetos son tan débiles que durante un tiempo fueron tenidos por cúmulos globulares, aglomerados de estrellas viejas que se encuentran en el halo de la Vía Láctea. Hasta que no se analizó la luz de esta galaxia con el telescopio Subaru, en Hawaii, y se pudieron estudiar sus poblaciones estelares, no se llegó a tener la certeza de que se trataba de una galaxia enana.

Hasta la llegada del SDSS, sólo conocíamos a ciencia cierta la existencia de 9 galaxias enanas esferoidales de la Vía Láctea. El proyecto SDSS descubrió otras 5 enanas esferoidales más entre 2005 y 2006. En enero de 2007 se publicó el descubrimiento de 4 nuevas galaxias satélite (más un nuevo cúmulo globular) de la Vía Láctea. Segue 1 es una de estas últimas galaxias. En esa misma publicación se anunció el descubrimiento realizado con el telescopio Isaac Newton de La Palma (Islas Canarias) de una galaxia enana en la constelación de Hércules.

¿Dominada por la materia oscura?

Un artículo de Astrophysical Journal del que Marla Geha (profesora de la Universidad de Yale) es la autora principal ha hecho saltar a la insignificante galaxia Segue 1 a la primera plana de la prensa de divulgación científica. Esta galaxia se compone de unos centenares de estrellas nada más, y sin embargo, de las observaciones se deduce que aparenta tener una masa mucho mayor que la que podrían proporcionar esas estrellas. Por ello se piensa que esta galaxia podría estar dominada por una cantidad ingente de una materia invisible, no detectable por medios ópticos. Esta extraña materia recibe el nombre de materia oscura.

Posición en el espacio de las satélites enanas de la Vía Láctea (Vasily Belokurov)
Posición en el espacio de las satélites enanas de la Vía Láctea
(Crédito: Vasily Belokurov)

Los modelos cosmológicos que introduccen el factor de la materia oscura en sus cálculos predicen que las galaxias se forman por la unión de pequeñas galaxias enanas, ricas en materia oscura. Esta galaxias enanas serían los ladrillos principales de la formación galáctica. Por ello es importante esta observación, porque puede ayudar a demostrar las tesis que defienden los partidarios de la materia oscura.

Las observaciones de SDSS parecieron demostrar, no hace mucho tiempo, que la Vía Láctea podría haber llegado a su forma actual después del choque y fusión de dos galaxias.

Fuentes:

Nota: Aunque diversas fuentes consultadas por El Segundo Luz señalan que Marla Gehay Josh Simons mostraron a Segue 1 y a otras galaxias enanas de la Vía Láctea como tales, no se trata de su descubrimiento, puesto que ya apareció publicado, en ese sentido, un trabajo anterior de tres investigadores de la Universidad de Cambridge: V. Belokurov, D. B. Zuckery N. W. Evans. referimos un resumen del artículo a continuación:
Cats and Dogs, Hair and a Hero: A Quintet of New Milky Way Companions

Especialmente sensacionalista nos parece el titular de Physorg.org:
Astronomers discover most dark matter-dominated galaxy in universe

Mucho más cercano a la realidad es el titular de Space.com:
Nearby Galaxy Nearly Invisible

 

Comentarios en:
Foro Hubble

 

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August 15th, 2008

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Aglomeraciones de decenas a cientos de miles de estrellas, fósiles de los momentos de la creación de nuestra galaxia. ¿Cuáles son los mayores cúmulos globulares de la Vía Láctea? ¿Dónde podemos observarlos? Jugando con los datos se van a obtener resultados sorprendentes, que pueden cambiar los esquemas a muchos astrónomos aficionados.

Los datos

Tomamos los datos de la edición de 2008 del Anuario del Observatorio Astronómico Nacional (página 308), que nos muestra una tabla con distintos cúmulos globulares, con una tamaño aparente de 9′ a 36′ de arco. Nos ofrecen también, además de su designación, la magnitud visual total que proporciona el conjunto de estrellas que los componen y su distancia en kiloparsecs.

 

Tabla que representa los principales cúmulos globulares de nuestra galaxia, la Vía Láctea
Tabla que representa los principales cúmulos globulares de nuestra galaxia,
la Vía Láctea. Fuente: Anuario del Observatorio Astronómico Nacional, 2008.

Análisis de los datos

Sabemos que el tamaño aparente de los cúmulos globulares depende no sólo de su diámetro real, sino también de su distancia. La magnitud aparente, además de variar dependiendo de la distancia, sufre también los efectos de la denominada extinción galáctica, esto es, el debilitamiento que sufre la luz que recibimos de la fuente a causa de la materia interestelar, compuesta por gas y polvo, que es especialmente más densa en las proximidades del plano galáctico.

En definitiva, queremos discernir, en relación con todos estos objetos:

  • La magnitud absoluta.- Es una medida estándar del brillo de un astro, considerando su distancia a 10 parsecs, esto es, 32,6 años luz. Mediante esta magnitud “objetiva” podemos comparar realmente el brillo de unos y otros astros.
  • El diámetro real.- Medido en años luz, y calculado desde el diámetro aparente.
  • Su brillo medido en soles.- Dada una magnitud absoluta del Sol de 4,86 (si el Sol se encontrara un poco más lejos que la estrella Vega, en la constelación de Lyra, no brillaría más que una de las estrellas de las Pléyades).

La luz de todos estos objetos se verá, además, afectada por:

  • La extinción galáctica.- La materia interestelar de la propia Vía Láctea, compuesta por gas y polvo, provoca una absorción y una dispersión de la radicación luminosa que oscurece los objetos especialmente cuando se observan en la dirección del plano galáctico, donde esta materia es lógicamente más densa.
  • La extinción atmosférica.- El último filtro que atraviesa la luz de los astros y que es más efectivo cuanto menor es la altura del astro que vamos a observar, puesto que esa luz debe atravesar más capas de atmósfera.

El módulo de la distancia y la magnitud absoluta

Para conocer la magnitud absoluta de un astro debemos recurrir, por fuerza, a las matemáticas. Los astrónomos suelen emplear lo que se conoce como “módulo de la distancia“. Se trata de la fórmula primordial de la astrofísica. Para obtenerla debemos proceder, desempolvando las matemáticas del Bachillerato, del siquiente modo:

  • La luminosidad (L).- Es la energía [luminosa] por unidad de tiempo que emite un astro. Es intrínseco de éste, no influyendo la distancia a la que nos encontremos de él.
  • La irradiancia (e).- Es la cantidad de energía de un astro medida desde la Tierra. Tiene en cuenta la distancia a la que nos econtramos de la fuente. La expresión que relaciona la luminosidad de un astro con la irradiancia es la siguiente:

 

La relación luminosidad / irradiancia 

Si despejamos en la fórmula la irradiancia para la magnitud visual tenemos que:
Irradiancia 2
Y si despejamos la irradiancia para la magnitud absoluta, esto es, el brillo de la estrella a una distancia de 10 parsec:
Irradiancia 2
  • La relación de Pogson.- Relaciona las magnitudes aparentes medidas de dos astros. También puede aplicarse a las magnitudes absolutas de dos astros si conocemos la luminosidad.
La relación de Pogson
Ahora sustituimos las magnitudes visual y absoluta en la relación de Pogson:
Irradiancia 2
De modo que tenemos lo siguiente, que por las propiedades de los logaritmos vamos a ir despejando.
Irradiancia 2
Para finalmente obtener el llamado módulo de la distancia, que es la fórmula primordial de la astrofísica.
  • El módulo de la distancia.- Se define como la diferencia entre la magnitud absoluta de un objeto menos su magnitud aparente. Lo hemos obtenido desde la fórmula que relaciona la irradiancia con la luminosidad y desde la relación de Pogson.

El módulo de la distancia

Ya estamos preparados para estudiar los cúmulos globulares de la tabla. Y de hecho, cientos de miles de astros y estrellas.

El brillo de los cúmulos en soles

Tomamos como magnitud absoluta del Sol 4,86, proporcionada por el Anuario del Observatorio Astronómico Nacional, edición de 2008.

Magnitudes absolutas de los mayores cúmulos globulares de la Vía Láctea y su brillo comparado con el del Sol

Para completar el estudio, recurrimos al “CATALOG OF PARAMETERS FOR MILKY WAY GLOBULAR CLUSTERS “, compilación realizada por William E. Harris de la McMaster University, revisada por última vez en febrero de 2003. Hemos reflejado en la tabla los datos obtenidos desde la magnitud visual y la distancia en parsecs, junto a los datos de la magnitud absoluta que proporciona la compilación de William Harris. No nos sorprende  que los cúmulos más cercanos al plano galáctico sean los que más acusan los efectos de la extinción galáctica.

Orden Designación Constelación Distancia (kpc) Magnitud visual Magnitud absoluta Mag. Abs. (Harris)
Soles
Ω Centarui Centaurus 5,1 3,7 -9,8 -10,29 1.122.000
47 Tucanae
Tucan 4,3 4 -9,2 -9,42 501.000
NGC 6388 Scorpius 11,5 6,7 -8,0 -9,42 501.000
Messier 62 Ophiuchus 6,7 6,5 -7,6 -9,19 407.000
Messier 19 Ophiuchus 8,5 6,8 -7,8 -9,18 398.000
Messier 15
Pegaso 10,2 6,2 -8,8 -9,17 398.000
Messier 2 Aquarius 11,4 6,5 -8,8 -9,02 347.000
Messier 3
Canes Venatici 10,0 6,2 -8,8 -8,93 316.000
Messier 5
Serpens 7.3 5,7 -8,6 -8,81 288.000
10º Messier 13
Hercules 7,0 5,8 -8,4 -8,70 257.000
11º Messier 22 Sagittarius 3,2 5,1 -7,5 -8,20 214.000
12º NGC 6541
Corona Australis 7,4 6,3 -8,2 -8,37 191.000
13º Messier 92
Hercules 8,1 6,4 -8,1 -8,20 162.000
14º NGC 6752 Pavo 3,9 5,4 -7,6 -7,73 105.000
15º Messier 55
Sagittarius 5,3 6,3 -7,7 -7,55 89.000
16º Messier 10 Ophiuchus 4,3 6,6 -6,6 -7,48 83.000
17º Messier 12 Ophiuchus 4,7 6,7 -6,7 -7,32 72.000
18º Messier 4
Scorpius 2,2 5,6 -6,1 -7,20 65.000
19º NGC 6397
Ara 2,2 5,7 -6,0 -6,63 38.000
Obsérvese cómo la gran mayoría de grandes cúmulos globulares de la Vía Láctea se concentra en el hemisferio sur celeste (en azul) frente a los que se hayan en el norte (en naranja). Hemos coloreado de color más claro los cúmulos que, de cada hemisferio, se encuentran muy cercanos al ecuador celeste.

De este modo se observa (sin sorpresa) que el cúmulo globular más brillante de nuestra Vía Láctea es Ω Centarui (omega Centauri), con una magnitud absoluta de -9,8 y un brillo estimado de más de 1.000.000 soles. Este cúmulo es comparable al cúmulo de Andrómeda Mayll G1, que en su centro se sospecha que alberga un agujero negro, lo que indicaría que se trata de una galaxia que ha sido prácticamente fagocitada por la Gran Galaxia de Andrómeda. 47 Tucanae ocupa un segundo puesto, con una magnitud absoluta también inferior a -9, pero con unos 600.000 soles menos que Ω Centarui.

Los astrónomos del hemisferio sur se pueden considerar más que afortunados, no sólo porque pueden observar los dos mayores cúmulos globulares de la Vía Láctea, en las constelaciones del Centauro y del Tucán, sino porque, salvo las excepciones de los cúmulos situados en Hercules, Pegaso y Canes Venatici,  tienen la posibilidad de observar con total comodidad los mayores y más impresionantes ejemplares de este tipo de objetos. Aunque es cierto que los astrónomos del norte no lo tenemos tan mal, puesto que M 2 (Messier 2) a pesar de tener declinación negativa, está muy cerca del ecuador celeste, y M 13 (Messier 13), el décimo cúmulo más importante del listado está muy alejado del plano galáctico, con lo que no acusa demasiado los efectos de la extinción galáctica. Es un cúmulo que se observa con gran comodidad en la primavera y verano del hemisferio norte dada su cercanía al cenit durante su culminación, pero que apenas llega a los 250.000 soles, quedando por detrás de otros cúmulos observables también cómodamente desde el norte, como M15 (Messier 15) M 2 (Messier 2) y M 3 (Messier 3).

 

Messier 13
El cúmulo M 13, en Hércules (Foto Pedro L. Cuadrado)

 

El tamaño real de los mayores cúmulos globulares de la Vía Láctea

Terminamos calculando el tamaño real de estos cúmulos, partiendo de los datos que nos proporciona el Anuario del Observatorio Astronómico Nacional, donde aparecen los datos de tamaño aparente y distancia. Con la tangente es muy fácil.

El mayor cúmulo vuelve a ser omega Centauri. Y esta vez descubrimos que M 13 vuelve a quedar en un discreto 7º puesto. Descubrimos que el segundo mayor cúmulo es M 3, que desmerece por su mayor distancia a nosotros. El cuarto cúmulo es 47 Tucanae.

Posición Designación Constelación Tamaño aparente Distancia (kpc) Tamaño real
(parsecs)
Ω Centarui Centaurus 36′ 5,1 26,7
Messier 3 Canes Venatici 16′ 10,0 23,3
Messier 2 Aquarius 13′ 11,4 21,6
47 Tucanae
Tucan 30′ 4,3 18,7
Messier 5 Serpens 17′ 7.3 18,1
Messier 15
Pegaso 12′ 10,2 17,8
Messier 13
Hercules 17′ 7,0 17,3
Messier 19 Ophiuchus 13′ 8,5 16,1
NGC 6388 Scorpius 9′ 11,5 15,1
10º Messier 55 Sagittarius 19′ 5,3 14,7
11º NGC 6541
Corona Australis 13′ 7,4 14,0
12º Messier 62 Ophiuchus 14′ 6,7 13,7
13º Messier 92
Hercules 11′ 8,1 13,0
14º NGC 6752
Pavo 20′ 3,9 11,3
15º Messier 22
Sagittarius 24′ 3,2 11,2
16 Messier 12 Ophiuchus 15′ 4,7 10.3
17º Messier 10 Ophiuchus 15′ 4,3 9.4
18º NGC 6397 Ara 26′ 2,2 8,4
19º Messier 4
Scorpius 26′ 2,2 8.3
Nuevas sorpresas: el segundo cúmulo globular más grande la Vía Láctea parece ser M 3 (Messier 3)

 

Messier 3
El cúmulo globular M 3. Foto: Wiyn Observatory

 

Conclusión

Este artículo intenta simplemente relativizar cuanto admiramos determinados objetos cuando los observamos a través del telescopio. Las distintas distancias a los objetos dentro de la galaxia y sus posiciones con respecto al plano de la Vía Láctea condicionan las observaciones.

Además, la extinción atmosférica (distinta de la galáctica) provoca que los objetos cercanos al horizonte pierdan una gran cantidad de brillo, y por lo tanto de vistosidad. Por ello sólo podemos hacernos una idea real de cómo es un objeto cualquiera cuando lo observamos a una altura respetable. Por mucho que podamos observar desde el norte a M22 y a omega Centauri, su escasa altura nos impide observarlos con la nitidez que merecen y no podremos apreciarlos a no ser que cambiemos de hemisferio.

¿Por qué los astrónomos aficionados gastan pequeñas fortunas en viajar para observar eclipses totales de Sol y no se plantean nunca tomar un avión para observar el cielo del otro hemisferio? La sensación de estar bajo otras constelaciones y bajo un cielo que aparenta moverse al contrario de como lo ha hecho toda la vida es lo más parecido a un viaje a otra galaxia que un ser humano puede experimentar.

 

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May 15th, 2008

Una nube de gas de alta velocidad se dirige hacia nuestra galaxia. Fue descubierta por la discípula de Jan Oort, Gail Bieger-Smith, en 1963, cuando estos y otros astrónomos holandeses trataban de cartografiar la Vía Láctea en radio. Se preveé que esta nube, que se encuentra a unos 40.000 años luz en la dirección de la constelación de El Águila, choque con nuestra galaxia en la zona del brazo de Perseo. Esto ocurrirá en unos 20.000 o 40.000 millones de años.

Fuente: Sky and Telescope.

La Vía Láctea, nuestra galaxia, es un gigantesco disco de unos 100.000 millones de estrellas, que giran todas en torno a un centro de gravedad común en el que parece haber un agujero negro supermasivo, de entre 1.000.000 y 3.000.000 de masas solares. En la Vía Láctea se están formando y muriendo estrellas de manera continua. Esto provoca que ciertas masas de gas sean expulsadas fuera de ese disco, especialmente cuando se producen explosiones de supernovas, las violentas muertes de las estrellas más masivas. Esas nubes de gas acaban volviendo a caer al disco de la galaxia. Sin embargo, parece que esta nube no sigue esa pauta, al menos en apariencia. Se trata de una nube de gas de alta velocidad.

La nube fue descubierta por la astrónoma holandesa Gail Biegger-Smith con el radiotelescopio de 25 metros de diámetro de Dwingeloo, inaugurado en 1956 y en su momento el mayor del mundo. Poco después de su descubrimiento, la astrónoma se casó y se quedó embarazada, lo que la llevó a abandonar su carrera ya que su jefe, el célebre Jan Oort, consideraba que la maternidad era incompatible con la carrera astronómica. Según manifestó Biegger-Smith a Sky and Telescope, fue decisión de ella y nunca se ha arrepentido. Así, este es otro ejemplo más de una mujer trabajadora que ha abandonado su carrera para dedicarse a la vida familiar.

La de Biegger-Smith es la nube de gas de alta velocidad más cercana de las que han sido detectadas en las proximidades de la Vía Láctea. Recientes observaciones de la nube con el Green Bank Telescope (GBT), en Virgina, EEUU, han demostrado que la nube está a unos 40.000 años luz del Sol, siendo una de las pocas nubes galácticas cuya distancia y posición en el espacio se conoce con exactitud. Conocemos también sus dimensiones: 11.000 x 2.500 años luz. Está unos 9.000 años luz por debajo del plano del disco galáctico y a unos 25.000 años luz de su centro. Biegger-Smith ya calculó que la nube retrocedía a 100 km/s, pero ello es debido a nuestro movimiento propio, y se está acercando a la Vía Láctea a 70 km/s, aunque su velocidad en el espacio es de de 300 km/s. Por su movimiento parece compartir gran parte de la velocidad de rotación de nuestra galaxia.

Una de las conjeturas acerca de la formación de las galaxias supone que estas se forman por la concentración de la aún no descubierta materia oscura, en forma de grandes halos, que habrían acabado atrayendo las nubes de hidrógeno circundantes para, a la manera de grandes ladrillos, terminar formando las galaxias tal y como ahora las conocemos. En este sentido, si se demostrara que la composición de la nube de Bieger-Smith es la misma que la del universo primigenio, podríamos estar, quizá, ante uno de los últimos supervivientes de la formación de las primeras galaxias del Universo. Por el contrario, si se detectara una gran abundancia de metales, es decir, de átomos más complejos que el hidrógeno, en ese caso la nube habría sido probablemente expelida de la Vía Láctea por alguna gran explosión de supernova que habría ocurrido en el pasado, y ahora estaría simplemente volviendo al lugar del que originariamente procedería. En contra de esta hipótesis está el hecho de que su masa parece demasiado elevada (un millón de masas solares), aunque parece cierto que, como dijimos más arriba, comparte el movimiento de giro de la Vía Láctea.

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April 15th, 2008

Después de dedicar seis años a medir el brillo y los colores de 200 millones de objetos, los datos de SDSS (o Sloan, como también se le suele llamar) parecen apuntar a que el halo de nuestra galaxia, la Vía Láctea, consta de dos partes bien diferenciadas. Esta podría ser una prueba más de que las grandes galaxias (incluida la nuestra) se forman mediante la colisión de galaxias más pequeñas.

 

Fuentes: Sky & Telescope y SDSS.

El Sloan Digital Sky Survey (SDSS-I) (Reconocimiento Digital del Cielo de Sloan) recopila los datos de más de 200 millones de objetos abarcando casi la mitad del hemisferio norte, siendo la mayor recopilación de datos de objetos celestes del mundo,  acumulando 15 terabytes de información. El proyecto ha obtenido también los espectros a media resolución de más de 1.200.000 de objetos. Los trabajos finalizaron en julio de 2005, aunque los científicos prosiguen con su estudio del Cosmos con la continuación, el SDSS-II, que tiene previsto completarse en julio de 2008, e incorpora el proyecto SEGUE, Sloan Extension for Galactic Understanding and Exploration (Extensión de Sloan para la Exploración y Entendimiento de la Galaxia).

 

Telescopio de 98 pulgadas de Sloan
El telescopio de 98 pulgadas (2,5 metros) de Sloan, en Nuevo México, EE.UU. (Crédito: SDSS).

SEGUE (que como hemos dicho se engloba en SDSS-II) ha determinado hasta ahora la metalicidad de más de 200.000 estrellas del disco y del halo de la Vía Láctea. De este modo que el equipo de SDSS-II, compuesto de científicos japoneses, australianos, italianos y de los EEUU parece haber descubierto que en el halo de nuestra galaxia, la Vía Láctea, existen dos poblaciones estelares bien diferenciadas, tanto por su composición como por su dinámica.

Dentro del halo interior, que es de forma achatada y que alcanza hasta los 50.000 años luz del centro galáctico, las estrellas rotan en el mismo sentido que las estrellas del disco galáctico. Sin embargo, en el halo exterior, más esferoidal y que alcanza hasta los 65.000 años luz del centro galáctico, las estrellas tienden a moverse en la dirección contraria, pero al doble de velocidad que las estrellas del halo interior. La metalicidad de estas extrellas del halo exterior tienen, además, una metalicidad inferior a las estrellas del halo interior. La metalicidad de las estrellas se mide por la abundancia de los elementos más complejos que el hidrógeno (H) y el helio (He). Estos elementos más complejos se forman principalmente en las estrellas, por lo que la carencia de ellos se asocia con una mayor longevidad, ya que esas estrellas se habrían formado de un gas menos metálico, esto es, más parecido al que existía cuando se formó el universo después del Big Bang. En la gran explosión supuestamente, y según cada vez un mayor número de datos observacionales, se originó el Cosmos.

Debido a la existencia de estas dos poblaciones de estrellas tan diferentes en zonas distintas de halo de nuestra galaxia, los investigadores especulan con que la Vía Láctea, durante su proceso de formación, fue colisionando con sistemas estelares más pequeños, que habrían quedado absorbidos por ella, dispersándose las estrellas que los componían. Pero reconocen que la cadena de los acontecimientos es muy difícil siquiera de intuir.

La naturaleza dual del halo de la Vía Láctea se determinó basándose en las mediciones de 20.000 estrellas. SEGUE espera multiplicar por 10 el número de datos, con lo que se cree que llegarán a obtenerse muchas más sorpresas.

  • Los datos del SDSS se pueden consultar en castellano en este enlace: SkyServer.
  • Para aprender más sobre SEGUE (en inglés).

 

 

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January 12th, 2008

El modelo estándar propone que el 96% del universo está compuesto de materia oscura y de energía oscura. Pero…¿puede eso ser realmente cierto?

Dedicado a Antonio García González.
Con la colaboración de Gema Hebrero Domínguez, astrofísico.

Publicado originalmente el 25 de abril de 2007 en Astroseti.org

Nota: Algunos de los enlaces que aparecen en esta noticia llevan a páginas escritas en idioma inglés.

En el número de abril de 2007 de Sky & Telescope aparece un interesante artículo escrito por Govert Schilling: “Battelfield Galactica: Dark Matter vs. MOND”. En él se pretende explicar el estado actual del enfrentamiento entre el “modelo estándar” y el modelo “MOND” (Dinámica Newtoniana Modificada). El artículo se complementa con una corta reseña de Dan Hooper: “A Particle Physicist’s Perspective on Dark Matter”.

Cuando se mide la velocidad a la que desplaza la materia visible que se observa en los exteriores de las galaxias se comprueba que esa velocidad es más alta de lo que debería ser conforme a la Ley del Inverso del Cuadrado de la Distancia de Newton. O dicho en otras palabras, esa velocidad es tan elevada que esa materia que se encuentra en el exterior de las galaxias debería salir despedida al vacío abandonando la galaxia en la que se encuentra. Conforme a la mayoritariamente aceptada hipótesis del modelo estándar, existe una materia oscura que mantiene unidas gravitatoriamente a todas esas estructuras, siendo esta materia oscura una elusiva forma de materia que no emite luz, pero que interacciona gravitacionalmente con el resto de materia visible del Universo. Lo que sigue no es sino un comentario del referido artículo de Sky and Telescope con algunos añadidos para profundizar en el tema.

La “Dinámica Newtoniana Modificada” (MOND) nació en 1983, cuando Mordehai Milgrom (Instituto Weizmann en Revohot, Israel) publicó un artículo en el que pretendía explicar la rotación de las galaxias, de los cúmulos y de las grandes estructuras del Universo, pero sin recurrir a la materia oscura. MOND parece que está acumulando poco a poco más pruebas observacionales y se está haciendo más fuerte. Sin embargo una apabullante mayoría de físicos y astrónomos acepta y trabaja de acuerdo con el modelo estándar, según el cuál el universo estaría dominado por la materia oscura.

 

Rotación galáctica
Velocidad de las estrellas esperada (A) y observada (B) en función de sus distancias al centro galáctico. Crédito: Wikipedia

Si la gravedad fuera proporcional a la distancia pero no a su cuadrado, las estrellas y el gas del exterior de las galaxias tendrían la misma velocidad orbital que otros objetos que se encontraran más cerca del centro de su respectiva galaxia. Milgrom siempre se ha preguntado por qué la hipotética materia oscura debe estar distribuida exactamente en la misma proporción para que su efecto oculte esa diferencia que se puede explicar mediante una simple ley de fuerzas. El astrónomo Stacy McGaugh (de la Universidad de Maryland) opina en este sentido: “Supongamos que Newton, basándose en su estudio del sistema solar, hubiera formulado una ley del cuadrado de la distancia, dicendo que esa observada ley del inverso del cuadrado es el resultado de una misteriosa y no detectada materia oscura. Eso habría sido claramente menos satisfactorio que la simple adopción de la ley de fuerzas observada.”

Precisamente en las Galaxias de Bajo Brillo Superficial (LSB), en las que los modelos de la materia oscura han encontrado mayores problemas es donde MOND se muestra especialmente efectiva.

TeVes

El reconocido teórico Jacob Bekenstein (Universidad Hebrea de Jerusalem) reforzó la Dinámica Newtoniana Modificada (MOND) con una versión relativista de la misma. Según HongSheng Zhao, (Alianza Física de la Universidad Escocesa de St. Andrews) fue “un desarrollo crucial para que la gente se tomara esto en serio”. La teoría de TeVes o Tensor/Vector/Escalar introduce tres campos diferentes en el espacio tiempo para reemplazar el campo gravitatorio. AstroSETI ya publicó hace algo más de un año una noticia acerca de cómo, resolviendo la ecuación de Einstein, Zhao podía llegar a la conclusión de que la materia oscura no es realmente necesaria para explicar un gran número de fenómenos del Universo, siendo uno de ellos la curva de rotación de las galaxias.

El cúmulo bala

 

Grupo de galaxias 1E 0657-56 visto por Chandra El cúmulo bala (Bullet Cluster), conocido formalmente como 1E0657-56, se encuentra, según su corrimiento al rojo, a unos 4 000 millones de años luz en la constelación de Carina y consiste en dos cúmulos de galaxias en colisión. Crédito: Rayos X: NASA/CXC/CfA/M.Markevitch et al.; Óptico: NASA/STScI; Magellan/U.Arizona/D.Clowe et al.; Mapa de lente gravitatoria: NASA/STScI; ESO WFI; Magellan/U.Arizona/D.Clowe et al.

Desde que fueran presentadas por la NASA determinadas observaciones el 21 de agosto de 2006, se le considera como la prueba más fiable de la existencia de la materia oscura. Los tres componentes del cúmulo, a saber, las estrellas, el gas caliente y la supuesta materia oscura se comportan de modo diferente durante la colisión. Mientras que las estrellas de las galaxias no se ven afectadas gravitatoriamente en exceso por la colisión y pasan a través sin ser afectadas en exceso, el gas caliente (detectado mediante rayos X y que supone la mayor parte de la materia visible del cúmulo) interactúa electromagnéticamente produciendo que su velocidad cambie en mayor medida de cómo lo hacen las estrellas de la galaxia. Por el contrario, la supuesta materia oscura es más fuerte en dos regiones separadas cerca de las galaxias visibles y no colisiona. Esta materia oscura (que aparece en color azul en la imagen superior) se detecta de forma indirecta gracias al efecto de lente gravitatoria que se observa sobre las galaxias de fondo.

Por lo visto debería esperarse que la lente gravitatoria siguiera a la materia conocida, como el gas caliente, por ejemplo. La materia oscura no es frenada por el impacto porque hipotéticamente no interactúa gravitatoriamente ni consigo misma ni con el gas. Por este motivo las dos nubes de materia oscura que aparecen a ambos lados de la imagen se supone que han adelantado al gas durante la colisión de los cúmulos.

MOND no explica este sistema de lentes gravitatorias, al menos en principio, salvo que se presuponga que el neutrino tenga una masa algo más elevada de la que se le supone actualmente. La teoría TeVeS conseguiría de este modo que encajara el problema de la lente gravitatoria del cúmulo bala dentro de MOND

La falsabilidad de MOND

 

 Mordehai Milgrom Mordehai Milgrom, autor del modelo MOND, que pone en duda la existencia de la materia oscura.

Las teorías científicas deben ser falsables. Es decir, que tiene que haber un modo de demostrar mediante la observación que no son ciertas. ¿Cómo se podría descartar MOND?

1.- Si se detectara la materia oscura.

2.- Si mediante una observación se contradijera una predicción sólida de MOND. Por ejemplo, si MOND predijera que hubiera menos materia en los cúmulos de lo que realmente viesen los astrónomos. De hecho MOND predice que los cúmulos de galaxias contienen el doble de materia de la que los astrónomos han detectado, pero que toda esta matería sería materia conocida: podría tratarse de neutrinos, protones, neutrones y electrones. Además el Big Bang predice que el Universo debería tener más materia conocida de la que los astrónomos han detectado. El modelo estándar predice seis veces más materia invisible de la que predice el modelo de MOND y que esa materia debería estar en forma de partículas que nunca han sido detectadas.

Todos los investigadores de MOND están de acuerdo en que el punto más fuerte de la teoría es su gran éxito al explicar y predecir las velocidades orbitales de las galaxias. Zhao dice que “incluso si MOND fuera incorrecta, habría que estudiar su enorme potencial para emitir predicciones”. También opina que es mucho más fácil demostrar que MOND es errónea de lo que lo es la teoría que defiende la materia oscura.

Cúmulos globulares

En ellos no predomina supuestamente la material oscura, por lo que MOND puede encontrar ahí nuevas pruebas. Por medio de unas complicadísimas observaciones de cinco cúmulos globulares, el equipo de Ricardo Scarpa (Observatorio Europeo Austral) ha hallado pruebas de que en las zonas exteriores de algunos cúmulos globulares se puede hablar de un comportamiento compatible con MOND.

En el sistema solar

Teóricos como Bekenstein y Joao Magueijo plantean que existen determinados puntos errantes en nuestro sistema solar donde la gravedad del Sol y la de los planetas se cancelan entre sí y que en pequeñas burbujas en torno a esos puntos sería posible observar los efectos de MOND.

También sobre el sistema solar, la revista Espacio recuerda, en su número de marzo de 2007, la curiosa anomalía que John Anderson (JPL) observó en los datos de seguimiento de radio de las sondas Pioneer, que fueron enviadas al espacio en los años 1970. Se ha detectado un freno en el viaje de estas sondas desde que superaron la distancia de 20 Unidades Astronómicas de la Tierra. Se especula con que este misterioso efecto esté siendo provocado bien por la materia oscura, bien porque la gravedad esté actuando de un modo distinto del esperado.

Próximamente nos acercaremos a este interesante problema, desde la perspectiva de la mecánica cuántica, en la segunda parte de “¿La materia oscura en [serios] problemas?”.

Por Jorge A. Vázquez para
Astroseti.org

 

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