28.5: La formación y evolución de las galaxias y la estructura en el universo
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Objetivos de aprendizaje
Al final de esta sección, podrás:
- Resumir las principales teorías que intentan explicar cómo se formaron las galaxias individuales
- Explicar cómo pequeñas “semillas” de materia oscura en el universo temprano crecieron por atracción gravitacional durante miles de millones de años en las estructuras más grandes observadas en el universo: cúmulos y supercúmulos de galaxias, filamentos y vacíos
Como ocurre con la mayoría de las ramas de las ciencias naturales, los astrónomos y cosmólogos siempre quieren saber la respuesta a la pregunta: “¿Cómo salió así?” ¿Qué hizo que las galaxias y cúmulos de galaxias, supercúmulos, huecos y filamentos se vean como lo hacen? La existencia de tan grandes filamentos de galaxias y vacíos es un rompecabezas interesante porque tenemos pruebas (para ser discutidas en The Big Bang) de que el universo era extremadamente liso incluso unos cientos de miles de años después de formarse. El reto para los teóricos es entender cómo un universo casi sin rasgos se transformó en el complejo y grumoso que vemos hoy en día. Armados con nuestras observaciones y comprensión actual de la evolución de las galaxias a lo largo del tiempo cósmico, la materia oscura y la estructura a gran escala, ahora estamos preparados para tratar de responder esa pregunta en algunas de las escalas más grandes posibles del universo. Como veremos, la respuesta corta a cómo el universo llegó de esta manera es “materia oscura + gravedad + tiempo”.
Cómo se forman y crecen las galaxias
Ya hemos visto que las galaxias eran más numerosas, pero más pequeñas, más azules y torpes, en el pasado distante de lo que son hoy, y que las fusiones de galaxias juegan un papel importante en su evolución. Al mismo tiempo, hemos observado cuásares y galaxias que emitían su luz cuando el universo tenía menos de mil millones de años, por lo que sabemos que grandes condensaciones de materia habían comenzado a formarse al menos tan temprano. También vimos en Galaxias Activas, Cuásares y Agujeros Negros Supermasivos que muchos cuásares se encuentran en los centros de galaxias elípticas. Esto significa que algunas de las primeras grandes concentraciones de materia deben haber evolucionado hacia las galaxias elípticas que vemos en el universo actual. Parece probable que los agujeros negros supermasivos en los centros de las galaxias y la distribución esférica de la materia ordinaria a su alrededor se formaron al mismo tiempo y a través de procesos físicos relacionados.
La dramática confirmación de esa imagen llegó solo en la última década, cuando los astrónomos descubrieron una curiosa relación empírica: como vimos en Galaxias Activas, Cuásares y Agujeros Negros Supermasivos, cuanto más masiva es una galaxia, más masivo es su agujero negro central. De alguna manera, el agujero negro y la galaxia “se conocen” lo suficiente entre sí para igualar sus tasas de crecimiento.
Ha habido dos tipos principales de modelos de formación de galaxias para explicar todas esas observaciones. El primero afirma que las galaxias elípticas masivas se formaron en un solo y rápido colapso de gas y materia oscura, durante el cual prácticamente todo el gas se convirtió rápidamente en estrellas. Después, las galaxias cambiaron solo lentamente a medida que evolucionaban las estrellas. Esto es lo que los astrónomos llaman un escenario “de arriba hacia abajo”.
El segundo modelo sugiere que las elípticas gigantes de hoy en día se formaron principalmente a través de fusiones de galaxias más pequeñas que ya habían convertido al menos parte de su gas en estrellas, un escenario “ascendente”. En otras palabras, los astrónomos han debatido si las elípticas gigantes formaron la mayoría de sus estrellas en la gran galaxia que vemos hoy o en pequeñas galaxias separadas que posteriormente se fusionaron.
Dado que vemos algunos cuásares luminosos de cuando el universo tenía menos de mil millones de años, es probable que al menos algunas elípticas gigantes iniciaran su evolución muy temprano a través del colapso de una sola nube. No obstante, la mejor evidencia también parece mostrar que las galaxias elípticas gigantes maduras como las que vemos cerca eran raras antes de que el universo tuviera cerca de 6 mil millones de años y que hoy son mucho más comunes que cuando el universo era joven. Las observaciones también indican que la mayor parte del gas en las galaxias elípticas se convirtió en estrellas cuando el universo tenía alrededor de 3 mil millones de años, por lo que parece que las galaxias elípticas no han formado muchas estrellas nuevas desde entonces. A menudo se dice que son “rojas y muertas”, es decir, en su mayoría contienen estrellas viejas, frías, rojas, y hay poca o ninguna formación estelar nueva que está sucediendo.
Estas observaciones (cuando se consideran juntas) sugieren que las galaxias elípticas gigantes que vemos cerca se formaron a partir de una combinación de mecanismos tanto de arriba hacia abajo como de abajo hacia arriba, formándose las galaxias más masivas en los cúmulos más densos donde ambos procesos ocurrieron muy temprano y rápidamente en la historia de la universo.
La situación con las galaxias espirales es aparentemente muy diferente. Las protuberancias de estas galaxias se formaron temprano, como las galaxias elípticas (Figura\(\PageIndex{1}\)). No obstante, los discos se formaron más tarde (recordemos que las estrellas en el disco de la Vía Láctea son más jóvenes que las estrellas en el bulto y el halo) y aún contienen gas y polvo. Sin embargo, la tasa de formación estelar en espirales hoy en día es aproximadamente diez veces menor que hace 8 mil millones de años. El número de estrellas que se forman disminuye a medida que se agota el gas. Entonces las espirales parecen formarse mayormente “de abajo hacia arriba” pero a lo largo de un tiempo más largo que las elípticas y de una manera más compleja, con al menos dos fases distintas.
Originalmente, Hubble pensó que las galaxias elípticas eran jóvenes y eventualmente se convertirían en espirales, idea que ahora conocemos no es cierta. De hecho, como vimos anteriormente, es más probable que sea al revés: dos espirales que chocan juntas bajo su gravedad mutua pueden convertirse en una elíptica.
A pesar de estos avances en nuestra comprensión de cómo se forman y evolucionan las galaxias, quedan muchas preguntas. Por ejemplo, incluso es posible, dada la evidencia actual, que las galaxias espirales puedan perder sus brazos y discos espirales en un evento de fusión, haciéndolos parecer más como una galaxia elíptica o irregular, y luego recuperar el disco y los brazos nuevamente más tarde si queda suficiente gas disponible. La historia de cómo las galaxias asumen sus formas finales todavía se está escribiendo a medida que aprendemos más sobre las galaxias y su entorno.
Formación de cúmulos, supercúmulos, huecos y filamentos de galaxias
Si las galaxias individuales parecen crecer principalmente ensamblando piezas más pequeñas juntas gravitacionalmente a lo largo del tiempo cósmico, ¿qué pasa con los cúmulos de galaxias y estructuras más grandes como las que se ven en la Figura\(28.3.8\) en la Sección 28.3? ¿Cómo explicamos los mapas a gran escala que muestran galaxias distribuidas en las paredes de enormes estructuras tipo esponja o burbujas que abarcan cientos de millones de años luz?
Como vimos, las observaciones han encontrado evidencia creciente de concentraciones, filamentos, cúmulos y supercúmulos de galaxias cuando el universo tenía menos de 3 mil millones de años de antigüedad (Figura\(\PageIndex{2}\)). Esto quiere decir que grandes concentraciones de galaxias ya se habían unido cuando el universo tenía menos de un cuarto de antigüedad como ahora.
Casi todos los modelos actualmente favorecidos de cómo se formó la estructura a gran escala en el universo cuentan una historia similar a la de galaxias individuales: diminutas “semillas” de materia oscura en la sopa cósmica caliente después del Big Bang crecieron por gravedad en estructuras cada vez más grandes a medida que el tiempo cósmico avanzaba (Figura\(\PageIndex{3}\)). Los modelos finales que construimos deberán ser capaces de explicar el tamaño, la forma, la edad, el número y la distribución espacial de galaxias, cúmulos y filamentos, no solo hoy, sino también muy atrás en el tiempo. Por lo tanto, los astrónomos están trabajando arduamente para medir y luego modelar esas características de la estructura a gran escala con la mayor precisión posible. Hasta el momento, una mezcla de 5% de átomos normales, 27% de materia oscura fría y 68% de energía oscura parece ser la mejor manera de explicar toda la evidencia actualmente disponible (ver The Big Bang).
El cuadro de la izquierda está etiquetado como “Big Bang”, el cuadro en el centro no está etiquetado y el cuadro de la derecha está etiquetado como “Presente”. Una flecha blanca apunta de izquierda a derecha representando la dirección del tiempo.
Los científicos incluso tienen un modelo para explicar cómo una “sopa” casi uniforme y caliente de partículas y energía al principio de los tiempos adquirió la estructura similar al queso Suizo que ahora vemos en las escalas más grandes. Como veremos en The Big Bang, cuando el universo solo tenía unos cientos de miles de años, todo estaba a una temperatura de unos pocos miles de grados. Los teóricos sugieren que en esa temprana época, todo el gas caliente estaba vibrando, tanto como las ondas sonoras vibraban el aire de una discoteca con una banda especialmente ruidosa. Esta vibración podría haber concentrado la materia en picos de alta densidad y crear espacios más vacíos entre ellos. Cuando el universo se enfrió, las concentraciones de materia se “congelaron” y finalmente se formaron galaxias a partir de la materia en estas regiones de alta densidad.
El panorama general
Para terminar este capítulo, juntemos todas estas ideas para contar una historia coherente de cómo el universo llegó a verse como lo hace. Inicialmente, como decíamos, la distribución de la materia (tanto luminosa como oscura) era casi, pero no exactamente, lisa y uniforme. Ese “no del todo” es la clave de todo. Aquí y allá hubo bultos donde la densidad de la materia (tanto luminosa como oscura) fue siempre tan ligeramente superior a la media.
Inicialmente, cada bulto individual se expandió porque todo el universo se estaba expandiendo. Sin embargo, a medida que el universo continuó expandiéndose, las regiones de mayor densidad adquirieron aún más masa porque ejercían una fuerza gravitacional ligeramente mayor que la media sobre el material circundante. Si la fuerza de gravedad hacia adentro era lo suficientemente alta, las regiones individuales más densas finalmente dejaron de expandirse. Luego comenzaron a colapsar en gotas de forma irregular (¡ese es el término técnico que usan los astrónomos!). En muchas regiones el colapso fue más rápido en una dirección, por lo que las concentraciones de materia no eran esféricas, sino que llegaron a parecerse a grumos gigantes, panqueques y filamentos similares a cuerdas, cada uno mucho más grande que las galaxias individuales.
Estos grupos alargados existieron a lo largo del universo temprano, orientados en diferentes direcciones y colapsando a diferentes ritmos. Los grupos proporcionaron el marco para las estructuras filamentarias y similares a burbujas a gran escala que vemos conservadas en el universo hoy en día.
El universo procedió entonces a “construirse” de abajo hacia arriba. Dentro de los grupos, primero se formaron estructuras más pequeñas, luego se fusionaron para construir otras más grandes, como piezas de Lego que se juntaban una por una para crear una metrópolis gigante de Lego. Las primeras concentraciones densas de materia que colapsaron fueron del tamaño de pequeñas galaxias enanas o cúmulos globulares, lo que ayuda a explicar por qué los cúmulos globulares son las cosas más antiguas de la Vía Láctea y la mayoría de las otras galaxias. Estos fragmentos luego se ensamblaron gradualmente para construir galaxias, cúmulos de galaxias y, en última instancia, supercúmulos de galaxias.
Según esta imagen, pequeñas galaxias y grandes cúmulos estelares se formaron por primera vez en las regiones de mayor densidad de todas —los filamentos y nodos donde se cruzan los panqueques— cuando el universo tenía aproximadamente el dos por ciento de su edad actual. Algunas estrellas pueden haberse formado incluso antes de que surgieran los primeros cúmulos estelares y galaxias. Algunas colisiones galaxia-galaxia desencadenaron ráfagas masivas de formación estelar, y algunas de ellas llevaron a la formación de agujeros negros. En ese ambiente rico y abarrotado, los agujeros negros encontraron comida constante y crecieron en masa. El desarrollo de agujeros negros masivos desencadenó entonces cuásares y otros núcleos galácticos activos cuyos poderosos flujos de energía y materia apagaron la formación estelar en sus galaxias anfitrionas. ¡El universo primitivo debió haber sido un lugar emocionante!
Luego se formaron cúmulos de galaxias a medida que se congregaban galaxias individuales, dibujadas juntas por su mutua atracción gravitacional (Figura\(\PageIndex{4}\)). Primero, algunas galaxias se unieron para formar grupos, al igual que nuestro propio Grupo Local. Entonces los grupos comenzaron a combinarse para formar clusters y, eventualmente, superclusters. Este modelo predice que los cúmulos y supercúmulos aún deben estar en proceso de reunión, y las observaciones sugieren que los cúmulos siguen reuniendo sus bandadas de galaxias y recolectando más gas a medida que fluye a lo largo de los filamentos. En algunos casos incluso vemos cúmulos enteros de galaxias fusionándose.
La mayoría de las galaxias elípticas gigantes se formaron a través de la colisión y fusión de muchos fragmentos más pequeños. Algunas galaxias espirales pueden haberse formado en regiones relativamente aisladas a partir de una sola nube de gas que colapsó para formar un disco aplanado, pero otras adquirieron estrellas adicionales, gas y materia oscura a través de colisiones, y las estrellas adquiridas a través de estas colisiones ahora pueblan sus halos y bultos. Como hemos visto, nuestra Vía Láctea sigue capturando pequeñas galaxias y añadiéndolas a su halo, y probablemente también arrastrando gas fresco de estas galaxias a su disco.
Resumen
Inicialmente, la materia luminosa y oscura en el universo se distribuyó casi —pero no del todo— de manera uniforme. El desafío para las teorías de formación de galaxias es mostrar cómo esta distribución “no del todo” suave de la materia desarrolló las estructuras —galaxias y cúmulos de galaxias— que vemos hoy en día. Es probable que la distribución filamentaria de galaxias y vacíos se construyera cerca del principio, antes de que las estrellas y las galaxias comenzaran a formarse. Las primeras condensaciones de la materia fueron sobre la masa de un gran cúmulo estelar o una pequeña galaxia. Estas estructuras más pequeñas se fusionaron a lo largo del tiempo cósmico para formar grandes galaxias, cúmulos de galaxias y supercúmulos de galaxias. Los supercúmulos de hoy siguen reuniendo más galaxias, gas y materia oscura. Y las galaxias espirales como la Vía Láctea siguen adquiriendo material capturando pequeñas galaxias cercanas a ellas.