Estructura, components i formació de la Galàxia

Consideracions generals

Característiques de la Galàxia.

A partir de fonts diverses

El Sol, l’estrella al voltant de la qual la Terra gira cada any i que ens permet la vida, forma part d’una aglomeració d’uns centenars de milers de milions d’estrelles que s’anomena la Galàxia. De fet, totes les estrelles que es veuen a ull nu i la major part de les que s’observen amb telescopis o radiotelescopis des de la Terra pertanyen a aquest conjunt d’estrelles. Però la Galàxia no és pas l’única, l’Univers és ple d’aquesta mena d’agrupacions d’estrelles, planetes, gas, pols i matèria fosca.

Els constituents de la Galàxia es poden dividir en quatre grups: el component estel·lar, format per 2 · 10¹¹ estrelles amb una massa total 5 · 10¹⁰ vegades la massa del Sol; el medi interestel·lar, on hi ha gas, pols i raigs còsmics, amb una massa total aproximada de l’1% de la massa estel·lar; el forat negre supermassiu situat al centre, amb una massa equivalent a uns quatre milions de sols; i la matèria fosca, de natura desconeguda, amb una massa total que podria ser cent vegades superior a la de la matèria lluminosa.

La Galàxia té la major part d’estrelles concentrades en un disc, que presenta una estructura espiral amb una barra central i que es projecta al cel com la Via Làctia. Aquest disc és envoltat per un halo d’estrelles submergit en una distribució de matèria fosca. La pols i el gas són confinats al disc i més concentrats a la barra central i als braços espirals. Les estrelles i el material interestel·lar són en moviment continu al voltant del centre de la Galàxia arrossegats per la massa del forat negre central.

La complexitat de la Galàxia és fruit d’un procés de formació i evolució igualment complexos. L’escenari actualment més acceptat és el de tot un seguit de fusions de galàxies menudes que al llarg de la història han anat configurant l’estructura actual. De fet, s’han observat fenòmens de barreja i canibalisme en moltes altres galàxies espirals i en la Galàxia també hi ha proves de barreges que han ocorregut en el passat o que s’estan produint actualment.

L’estructura de la Galàxia

Dibuix esquemàtic de la Galàxia vista des del Pol Nord Galàctic i de perfil, en què s’han assenyalat les estructures i dimensions. El disc està en rotació en el sentit assenyalat amb la fletxa vermella. L’halo amb les estrelles i cúmuls globulars és una estructura esferoïdal amb un radi de 200.000 anys llum. El Sol és a prop del petit braç d’Orió, entre el braç de Sagitari i el de Perseu.

A partir de fonts diverses.

La simple observació de la Via Làctia porta a deduir que la Galàxia té forma de disc aplanat. Però des de principi del segle XX, gràcies entre d’altres als treballs de Bertil Lindblad (1895 – 1965) i Jan Hendrick Oort (1900 – 1992), es coneix que la Galàxia és formada per diferents subsistemes, a part del mateix disc.

A partir de l’estudi del moviment de les estrelles i de l’observació de les galàxies externes es va poder establir l’existència d’un component esferoïdal amb una rotació quasi nul·la, anomenat halo, a més del component aplanat, el disc, amb una velocitat de rotació més elevada entorn del centre de la Galàxia. El disc és dominat per l’estructura espiral amb dos braços principals anomenats de Perseu i d’Escut-Centaure, que s’originen a la barra, i alguns braços secundaris com el de Sagitari i el d’Orió, prop del qual es troba el Sol. A més, la Galàxia conté un bulb central, una mica més gruixut que el disc i amb forma de barra. Dins del bulb hi ha el nucli galàctic, on es troba un forat negre super-massiu. Per últim, englobant tots els components anteriors, hi ha la corona de gas i la corona de matèria fosca, considerades ambdues integrades a l’halo. Cadascun dels components esmentats té trets diferenciats, no només pel que fa a la seva morfologia, sinó també al moviment, a la composició química i a l’origen.

Les poblacions estel·lars

També les estrelles tenen propietats físiques diferents. Ateses l’edat, el moviment o la composició química, les estrelles es classifiquen en poblacions estel·lars, concepte que va sorgir de la identificació d’un halo i un disc amb propietats cinemàtiques diferenciades, tant a la Galàxia com en galàxies externes. Si bé en un principi no es van atribuir propietats astrofísiques diferents a les estrelles de cadascun d’aquests components, la situació va canviar la dècada de 1950. Walter Baade (1893 – 1960), amb el telescopi de 254 cm de l’Observatori de Mount Wilson (EUA), va poder observar estrelles individuals pertanyents a l’halo de galàxies espirals i estrelles de galàxies el·líptiques. Va notar que en tots dos casos les estrelles més brillants eren supergegants vermelles, ben diferents de les supergegants blaves que dominaven els braços de les galàxies espirals. A partir d’aquí, Baade va concloure l’existència de dues poblacions estel·lars: una població I, pròpia dels discos de galàxies espirals, rics en gas i pols, formada principalment per estrelles de color blau; i una població II, formada per estrelles vermelles, característica d’entorns amb poc gas i pols com és el cas de les galàxies el·líptiques o els halos de les galàxies espirals.

Els estudis espectroscòpics i la comparació de diagrames d’Hertzsprung-Russell de cúmuls oberts –formats per estrelles de la població I– i de cúmuls globulars –formats per estrelles de la població II– va evidenciar les diferents propietats de les estrelles. Les de la població I són més joves i més riques en metalls (amb una composició semblant a la del Sol). Segons la imatge actual de la història de la Galàxia, es van formar a partir de núvols de gas i pols enriquits en metalls pel material expulsat a la fase de supernova d’estrelles de generacions anteriors. Contràriament, les estrelles de la població II són velles i pobres en metalls –en una proporció entre 10 i 100 vegades menor que al Sol– ja que s’haurien format a partir de núvols de gas encara poc enriquits.

L’halo

L’halo té forma esferoïdal, amb un radi d’uns 200.000 anys llum, i conté aproximadament l’1% de la massa estel·lar de la Galàxia. És format per estrelles aïllades i un sistema de cúmuls globulars distribuïts entorn al centre de la Galàxia. La concentració tant de les unes com dels altres és més gran cap al centre galàctic i disminueix cap a l’exterior. A part de la component estel·lar, l’halo galàctic conté la corona de gas i la corona de matèria fosca.

Les estrelles de l’halo pertanyen a la població II i són les més velles de la Galàxia. Tenen entre 12.000 i 13.500 Ma i, per tant, són quasi tan antigues com l’Univers. A l’halo, com que no hi ha pràcticament gas, tampoc no hi ha processos de formació estel·lar i, per tant, no s’hi troben estrelles joves. La baixa metal·licitat i l’elevada edat de les estrelles suggereixen que l’halo va ser dels primers components de la Galàxia a formar-se.

Actualment a l’halo hi queden les estrelles menys massives de la seqüència principal i estrelles gegants vermelles evolucionades. Les més massives han exhaurit tot el combustible termonuclear del nucli –com més massa té una estrella més ràpid evoluciona i més curta és la seva vida–. Així doncs, són de tipus espectrals tardans i de colors groc, taronja o vermell. Encara que difícils de detectar a causa de la seva baixa lluminositat, a l’halo hi han d’existir nanes marrons i gran quantitat de restes de les estrelles més massives en forma de nanes blanques, estrelles de neutrons i forats negres.

Els cúmuls globulars

El cúmul globular M15 és fàcilment visible amb uns binocles. És a 35.000 anys llum de distància del Sol cap a la constel·lació del Pegàs i conté més de 100.000 estrelles velles. La imatge cobreix un zona de 120 anys llum i evidencia la gran densitat estel·lar cap al centre del cúmul.

ESA / Hubble / NASA.

Els cúmuls globulars són associacions compactes de forma esfèrica típicament formades per alguns centenars de milers o algun milió d’estrelles concentrades en un radi de l’ordre d’un centenar d’anys llum. La densitat al seu centre pot arribar a ser de milers d’estrelles per parsec cúbic (1 parsec = 3,26 anys llum). En ser molt massius, el lligam gravitatori entre les seves estrelles és molt fort, cosa que permet que perdurin durant milers de milions d’anys. Dins d’un cúmul globular les estrelles més massives són a les regions internes, mentre que les menys massives tendeixen a ser a les zones més externes. Aquest fenomen, conegut com segregació de masses, s’explica pel fet que l’energia del cúmul tendeix a repartir-se equitativament entre els seus membres. Les estrelles menys massives, a igual energia, adquireixen una velocitat superior que les més massives, de manera que acaben orbitant més lluny del centre. Cada vegada que un cúmul travessa el disc, les forces de marea poden arrencar-li estrelles, amb preferència les menys massives i situades a la part més externa, de forma que els cúmuls són sotmesos a un procés de desgast. Totes les galàxies per sobre d’una certa massa sembla que tenen cúmuls globulars.

A la Galàxia hi ha 157 cúmuls globulars coneguts, la distribució dels quals és més o menys esfèrica al voltant del centre galàctic. Precisament va ser l’observació de la seva distribució asimètrica respecte del Sol la que el 1918 va portar Harlow Shapley (1885 – 1972) a formular que el Sol no era al centre de la Galàxia. Alguns dels cúmuls més massius, com Omega Centauri, tenen estrelles de diferents edats i metal·licitats, cosa que fa pensar que es podria tractar de petites galàxies nanes que han estat capturades.

La corona de gas i la corona de matèria fosca

L’existència d’una corona formada per gas calent ionitzat, també anomenat plasma, s’ha descobert els darrers anys. Es tracta de gas provinent de les bombolles de gas calent que hi ha al disc, originades per les explosions de supernoves. En expandirse fins a milers d’anys llum, aquestes bombolles alliberen gas més enllà del disc i formen la corona de gas, lligada gravitatòriament a la Galàxia. El gas es troba a una temperatura d’uns 100.000 K i en refredar-se pot tornar a caure sobre el disc per efecte de la gravetat.

Per tal de poder explicar la rotació observada de la Galàxia i d’altres galàxies externes es fa necessària la presència d’una gran quantitat de matèria que s’estengui fins a grans distàncies i que envolti la resta de components. Tot i ser detectable per la seva acció gravitatòria, aquesta matèria no és visible, per la qual cosa s’ha anomenat matèria fosca. La corona de matèria fosca és el component galàctic menys conegut, tot i suposar el 95% de la massa de la Galàxia. La seva massa total s’estima en 2 · 10¹² vegades la massa del Sol i el seu radi, en 650.000 anys llum. Per tant, és el component més extens i massiu.

El disc galàctic

La galàxia espiral M101 o del Molinet, situada a 25 milions d’anys llum, a la constel·lació de l’Óssa Major, i amb un disc galàctic el doble que el de la Galàxia, és una de les galàxies properes més grans. Es caracteritza per una gran quantitat de gas, estrelles joves i regions H II.

NASA / ESA / K. Kuntz (JHU) / F. Bresolin (University of Hawaii) / J. Trauger (Jet Propulsion Lab) / J. Mould (NOAO) / Y.-H. Chu (University of Illinois, Urbana) / STScl.

El disc galàctic, amb un diàmetre d’uns 100.000 anys llum, conté al voltant del 90% de la matèria visible de la Galàxia. En contraposició a l’halo, el disc és format per estrelles de la població I, de mitjana joves i riques en metalls. Com que als braços espirals es manté la formació estel·lar, al disc hi ha estrelles amb un rang d’edats molt ampli: des d’estrelles acabades de néixer fins a d’altres amb edats al voltant dels 10.000 Ma. A part d’estrelles, nanes marrons i planetes, l’altre component important del disc és la matèria interestel·lar, formada per núvols de gas i pols.

El disc galàctic es pot dividir en dues subestructures diferenciades: un disc prim, d’uns 1.000 anys llum de gruix, i un disc gruixut, de prop de 3.250 anys llum de gruix. El disc gruixut conté, de mitjana, estrelles més velles (d’uns 10.000 Ma, contra els 5.000-6.000 Ma del disc prim), és més pobre en metalls i té menys brillantor superficial. Al pla galàctic la densitat d’estrelles del disc prim és 50 vegades més elevada que la d’estrelles del disc gruixut.

La característica principal del disc és la seva estructura espiral, és a dir, la presència de diversos braços espirals que surten de la regió central i es van obrint cap a l’exterior. Aquesta estructura espiral s’observa també en una bona part de les galàxies exteriors, com per exemple a la veïna galàxia d’Andròmeda, la del Triangle o la del Molinet. Els estudis recents han mostrat que els braços espirals arrenquen d’una barra central i, per tant, la Galàxia és una espiral barrada (tipus SBc), segons l’esquema que l’astrònom Edwin Powell Hubble (1889 – 1953) va proposar al principi del segle XX.

Els braços espirals són regions amb una elevada concentració d’estrelles joves molt lluminoses, que faciliten que l’estructura espiral de les galàxies externes sigui visible, ja que fora dels braços espirals no hi ha estrelles tan brillants. De fet, les estrelles més massives i brillants (tipus espectrals O i B) no es troben mai fora dels braços espirals, perquè la seva vida no és prou llarga per a tenir temps d’abandonar-los. Si es consideren tots els tipus espectrals, la sobreabundància d’estrelles als braços respecte a l’espai fora d’ells és petita, entre el 10% i 30% en el cas de la Galàxia. El Sol forma part del disc, és situat a uns 26.000 anys llum del centre galàctic, a l’extrem del braç d’Orió, i a 50 anys llum per sobre del pla galàctic.

Galàxia ESO510-G13 completament de perfil. És a 150 milions d’anys llum de la Terra, a la constel·lació austral de l’Hidra. La seva característica més rellevant és la gran ondulació del disc de pols, potser causada per la interacció amb alguna altra galàxia propera.

NASA / Hubble Heritage Team (STScl / AURA).

L’estructura espiral de la Galàxia es posa de manifest més clarament quan s’estudia la distribució del material interestel·lar mitjançant tècniques de radioastronomia o quan es calcula la distància a cúmuls joves i associacions estel·lars, que bàsicament s’agrupen als braços espirals. Una de les preguntes que encara resta oberta és el nombre de braços de la Galàxia. Hi ha observacions que indiquen la presència de dos braços principals, mentre que d’altres apunten a quatre.

El disc no és totalment pla, sinó que té una certa curvatura que s’observa principalment en la distribució de l’hidrogen associat al disc. Part d’aquest hidrogen es troba per sobre del pla galàctic, mentre que part es troba per sota, formant una estructura plana, però lleugerament corbada als extrems. L’origen d’aquesta curvatura és la interacció del disc amb els núvols de Magalhães, dues petites galàxies molt properes. La curvatura del disc no és un fenomen exclusiu de la Galàxia, sinó que s’observa també en altres galàxies espirals.

Els cúmuls oberts

Part de les estrelles del disc es troben en cúmuls oberts, grups de fins a pocs milers d’estrelles que s’han originat al mateix núvol molecular de manera simultània. En ser poc massius, les estrelles d’un cúmul obert tenen un lligam gravitatori feble, de manera que s’acaben diluint uns quants centenars de milions d’anys després de la seva formació a causa del potencial gravitatori del disc.

Es pot donar el cas, però, que tot i néixer en un mateix núvol molecular, les estrelles no tinguin cap lligam gravitatori entre elles perquè hi ha poca massa associada, llavors es parla d’associacions estel·lars, estrelles amb un origen comú però que no es troben agrupades en un petit volum d’espai. Aquestes associacions s’acaben dissipant en el disc al cap d’uns quants milions d’anys.

En tenir un origen comú, la cinemàtica i la composició química de les estrelles dels cúmuls oberts i les associacions són molt similars. Els cúmuls oberts només s’observen en galàxies on la formació estel·lar continua present. Els més joves poden contenir restes del gas del núvol original. Com els cúmuls globulars, els cúmuls oberts presenten segregació de masses.

Diagrames temperatura-lluminositat (equivalent a color-magnitud) del cúmul obert M67 (a l’esquerra) i del cúmul globular M4 (a la dreta). M67 es va formar fa 5.000 Ma i és un dels cúmuls oberts més antics que es coneixen. M4 es va formar fa 13.000 Ma. Aquesta diferència d’edat fa que M67 tingui una seqüència principal més llarga que M4 i que el punt on les estrelles surten de la seqüència cap a la fase de gegants vermelles sigui més calent i lluminós. Les estrelles equivalents de M4 ja han abandonat la seqüència i són mortes o en les darreres fases d’evolució.

R. Gendler.

El diagrama de Hertzsprung-Russell dels cúmuls, tant oberts com globulars, permet determinar-ne l’edat. Assumint que totes les estrelles del cúmul s’han format alhora, la seqüència principal del cúmul només contindrà estrelles per sota d’una determinada massa, corresponent a la massa de les estrelles que tenen una vida a la seqüència principal igual a l’edat actual del cúmul. Dit d’una altra manera: les estrelles més massives –i per tant les que evolucionen més de pressa– ja hauran abandonat la seqüència principal, i quedaran només les que tenen masses prou petites per a viure a la seqüència principal un temps igual o superior a l’edat del cúmul. La seqüència principal del cúmul serà més curta com més vell sigui el cúmul.

El medi interestel·lar

La nebulosa del Cap de Cavall, a la constel·lació d’Orió, és un núvol fred de gas i pols. La seva silueta destaca sobre la nebulosa d’emissió IC 434. La lluentor a la part alta a l’esquerra correspon a una estrella acabada de formar que encara és embeguda dins del núvol de gas i pols. És a 1.500 anys llum del Sol i forma part del gran complex del núvol molecular d’Orió.

ESO

L’espai entre les estrelles no és buit. Amb un senzill telescopi és possible observar nebulositats de formes i mides diverses, algunes brillants i d’altres totalment fosques que impedeixen veure les estrelles que hi ha al seu darrere. Tot aquest material rep el nom genèric de medi interestel·lar.

El medi interestel·lar és format per hidrogen (atòmic i molecular) en el 89%, heli en el 9% i àtoms d’altres elements més pesants –anomenats genèricament metalls– en el 2%. També hi ha petites partícules sòlides anomenades pols. La seva massa total és aproximadament el 10% de la massa estel·lar de la Galàxia. Fins i tot en el cas dels núvols moleculars més compactes, les densitats del medi interestel·lar són extremament petites, de l’ordre d’un milió de partícules per centímetre cúbic.

Per la seva distribució, es parla també d’un disc de gas, de la mateixa manera que es parla d’un disc d’estrelles, si bé el gas s’estén fins a una alçada sobre el pla galàctic de 12.000 anys llum, és a dir, quatre vegades més enllà que el disc estel·lar.

Segons quines siguin les condicions de temperatura, mida i densitat, l’hidrogen que contenen els núvols del material interestel·lar es pot trobar en tres estats diferents: àtoms neutres, àtoms ionitzats o molècules. En el primer cas els núvols s’anomenen regions H I i són detectables només amb radiotelescopis. Si els àtoms són ionitzats, se’n diuen regions H II i són fàcilment observables en llum visible per l’emissió del gas ionitzat. La ionització dels àtoms és produïda per l’energia que emeten les estrelles que es formen dins del núvol. La nebulosa d’Orió o la nebulosa Trífida en són exemples. Finalment, l’hidrogen molecular (H₂) dóna lloc als anomenats núvols moleculars, que contenen fins el 50% del gas interestel·lar, i a les seves regions més denses és on es formen les estrelles. A part d’hidrogen molecular, també contenen altres compostos com monòxid de carboni (CO), cianur (CN) o OH. De fet és l’emissió d’aquestes altres molècules la que permet detectar el núvol molecular, ja que l’H₂ és difícil de detectar en longituds d’ona òptica, infraroja o de ràdio.

La pols interestel·lar es concentra al pla galàctic. A diferència del gas, la pols, en el camí de l’estrella cap a l’observador, absorbeix i difon la llum que la travessa, i provoca un fenomen anomenat absorció interestel·lar, descobert l’any 1930 per Robert Julius Trumpler (1886 – 1956). Calculant la distància a diversos cúmuls oberts a partir de la magnitud aparent de les estrelles (afectada per l’absorció) i del tipus espectral, Trumpler va observar que com més lluny era un cúmul, més gran semblava ser la seva mida. Aquest fet, sense sentit físic, es podia explicar si les distàncies estaven sobreestimades, és a dir, si s’havien suposat les estrelles més febles del que realment eren. Trumpler va deduir, correctament, que existia una absorció interestel·lar que afeblia la llum, de forma més acusada com més gran era la distància.

L’efecte de l’absorció és doble: per una banda disminueix la quantitat de llum que l’observador rep de les estrelles; per altra banda, en ser l’absorció més efectiva per a les longituds d’ona més curtes (blau) que per a les llargues (vermell), el color observat de les estrelles tendeix a ser més vermell del que realment es veuria si la pols no existís. El valor de l’absorció depèn molt de la direcció en la qual s’observa, i assoleix el seu màxim en la direcció del centre galàctic i el mínim en la direcció perpendicular al pla galàctic. Dins el pla galàctic l’absorció mitjana es pot estimar en la pèrdua d’una magnitud cada 1.000 parsecs, si bé pot variar molt a causa de la distribució irregular de la pols.

Els núvols de pols poden donar lloc a nebuloses de reflexió: quan una estrella brillant es troba a prop del núvol, aquest reflecteix la seva llum, i fa que la pols sigui visible.

El bulb i el centre galàctic

Vista panoràmica de la Galàxia a partir de les observacions en infraroig de 100 milions d’estrelles del projecte 2MASS. Els colors representen la densitat estel·lar local. S’aprecia la concentració d’estrelles al disc i especialment al bulb. En el disc també es distingeix la presència de pols, que en imatges en l’espectre visible seria molt més evident. Les dues concentracions estel·lars a baix a la dreta corresponen als núvols Gran i Petit de Magalhães. També s’observa un increment del nombre d’estrelles en la direcció N-S a la part esquerra del bulb: es tracta de la galàxia el·líptica nana del Sagitari.

2MASS / Umass / IPAC-CaHech / NASA / INSF.

L’existència del bulb va ser suggerida per Baade l’any 1951. És molt visible en imatges en infraroig de la Galàxia. Les darreres observacions cinemàtiques i fotomètriques indiquen que té forma elongada, amb estructura de barra, i una velocitat de rotació respecte del centre galàctic elevada. La presència d’una barra central ja s’havia suggerit a mitjan segle XX, però no va ser acceptada fins dècades després. Els darrers estudis mostren que té una extensió d’uns 10.000 anys llum i que el seu eix principal és inclinat uns 20° respecte de la línia que uneix el Sol amb el centre de la Galàxia. Ambdós semieixos menors tenen una longitud aproximada d’un terç la del semieix principal. Hi ha treballs que proposen l’existència de dues barres entrellaçades. La barra té una massa d’entre el 10% i 15% la massa del disc i és envoltada per un anell de gas que pot contenir la major part de l’hidrogen molecular de la Galàxia.

El bulb galàctic és poblat per estrelles més velles que les del disc i amb un rang de metal·licitats bastant ampli, però de mitjana menys metàl·liques que les estrelles més joves de l’entorn solar. De tota manera, s’hi han descobert estrelles massives molt joves, cosa que ha sorprès els científics que pensaven que l’existència del forat negre central havia d’impedir la formació estel·lar.

Forat negre supermassiu

El 1974 es va descobrir una font ràdio molt intensa al centre de la Galàxia, que va ser anomenada Sagitari A* (Sgr A*). Observacions posteriors de les estrelles properes a Sgr A* –d’una dècada de durada– amb tècniques d’interferometria infraroja amb telescopis de gran diàmetre, han permès observar el moviment de les estrelles properes al centre, deduir-ne l’òrbita i establir la massa de l’objecte central responsable d’aquestes òrbites. Aquesta massa és 4 milions de vegades la massa del Sol i està confinada en un espai molt reduït. L’explicació més plausible per a la natura de Sgr A* és que es tracti d’un forat negre supermassiu. Allò que s’observa en longituds d’ona ràdio no és el forat negre en si mateix, sinó la radiació que prové del gas i la pols escalfats pel forat negre i que actualment són acretats per ell.

La galàxia en moviment

Moviment relatiu de les estrelles respecte al Sol

La velocitat lineal amb què es desplaça a l’espai una estrella, observada des del Sol –que es considera en repòs–, es pot descompondre en un vector radial –en la direcció de la línia de visió– i un de tangencial –perpendicular a la línia de visió–. La velocitat radial fa que l’estrella s’acosti o s’allunyi de l’observador; mentre que la velocitat tangencial fa que l’estrella tingui un desplaçament a la volta celeste que s’anomena moviment propi. Una mateixa velocitat tangencial es tradueix en un desplaçament a la volta celeste més gran o més petit segons que l’estrella sigui més propera o més llunyana. Per això, les estrelles més properes són les que tendeixen a mostrar un moviment propi més elevat. De fet, però, tant les estrelles com el Sol es mouen a l’espai, de manera que allò que es mesura és el desplaçament de l’estrella respecte del Sol.

El 1718, l’astrònom anglès Edmond Halley (1656 – 1742) descobrí els moviments propis i constatà que les estrelles no eren fixes a la volta celeste. Halley va apreciar canvis en les posicions a la volta celeste de pocs segons d’arc per any (1 segon d’arc es representa per 1" i és 1/3.600 parts d’un grau), gràcies a una metodologia molt acurada per la seva època i gràcies a la comparació amb les posicions mesurades setze segles enrera per Claudi Ptolemeu (~9 – ~168). Entre el 1989 i el 1993, el satèl·lit Hipparcos de l’Agència Espacial Europea va mesurar moviments propis de fins a mil·lèsimes de segon d’arc per any per a 120.000 estrelles; i la propera missió Gaia, també de l’Agència Espa cial Europea, amb llançament a mitjan 2013, mesurarà moviments propis de mil milions d’estrelles de fins a 10 milionèsimes de segon d’arc (una milionèssima de segon d’arc es representa com a 1 μas i equival a 10^–6") per any, precisió que equivaldria a observar des de la Terra com creix el cabell d’una persona (1 cm/mes) situada a la Lluna. El telescopi espacial Hubble i alguns projectes d’interferometria amb radiotelescopis han permès fer mesures amb precisions d’algunes milionèsimes de segon d’arc per any.

La posició de les estrelles més brillants de la constel·lació de l’Óssa Major en l’època actual, d’aquí a 100.000 anys i fa 60.000 anys. La forma del carro canvia de forma apreciable en aquests períodes.

C. Jordi i E. Ma-sana.

La velocitat radial en la direcció de la línia de visió es pot mesurar gràcies a les propietats ondulatòries de la llum i a l’efecte Doppler. Quan la llum travessa un element dispersor (un prisma, per exemple) es descompon en els diferents colors de l’espectre electromagnètic. En el cas de les estrelles, part de la llum que emeten queda absorbida per la seva pròpia atmosfera i això produeix unes línies fosques en l’espectre. Quan l’estrella s’acosta o s’allunya de l’observador, aquestes línies es desplacen cap al blau o el vermell, respectivament, una quantitat que depèn de la velocitat radial. Així doncs, aquest desplaçament permet mesurar la velocitat radial. Segons quin sigui el nivell de dispersió de la llum és possible aconseguir precisions d’alguns quilòmetres per segon, i fins i tot de metres per segon. Aquesta darrera precisió es fa servir per a la cerca de planetes que giren entorn d’estrelles.

Moviment del Sol i de l’entorn solar

L’observació del moviment relatiu de les estrelles respecte del Sol permet mesurar la velocitat del Sol a la Galàxia. Per fer-ho, hom es pot imaginar el conjunt d’estrelles del disc a l’entorn solar, incloent-hi el Sol, com una mena de bombolla d’estrelles que gira com un bloc entorn del centre galàctic, i a les estrelles movent-se lliurement dins aquesta bombolla, de la mateixa manera que ho farien un grup de passatgers (les estrelles) que es moguessin caòticament dins d’un vagó de tren (la bombolla).

El moviment relatiu de les estrelles respecte del Sol no permet apreciar el moviment de la bombolla sencera; és a dir, es veu el moviment dels passatgers dins el tren, però no el moviment del tren. La mitjana dels moviments de les estrelles respecte del Sol dins la bombolla, però, informa del moviment del Sol: si un passatger observa que tots els altres van cap a un costat del tren, vol dir que ell és qui es mou en sentit contrari perquè de forma conjunta no hi ha un moviment net dins del tren. Amb aquest senzill model s’ha pogut deduir que el Sol es mou cap a un punt de la volta celeste que s’anomena àpex solar i que és a la constel·lació d’Hèrcules. El Sol es mou dins la bombolla de l’entorn local a una velocitat de 13,4 km/s. El moviment de les estrelles del disc prim de l’entorn solar respecte del Sol és també d’aquest ordre de magnitud. En canvi, les velocitats de les estrelles del disc gruixut dins la bombolla són de l’ordre de 50 km/s.

La velocitat del Sol es descompon en tres components: 10 km/s cap al centre galàctic, 5,25 km/s en la direcció de la rotació galàctica i 7,2 km/s cap amunt del pla galàctic. Tot i que actualment el moviment allunya el Sol del pla galàctic, això no vol dir que s’estigui escapant del disc i que d’aquí a milers d’anys serà a l’halo. Tota la matèria del disc l’estira i el manté atrapat, de manera que recorrerà una certa distància i tornarà a caure cap al disc. Aquest és un moviment oscil·latori entorn del pla galàctic amb un període de 87 Ma, i en cada òrbita entorn de la Galàxia oscil·la 2,7 vegades.

Si s’analitzen les velocitats d’un gran conjunt d’estrelles, es pot deduir que les estrelles joves es mouen més caòticament que les velles, i que com més velles més amplitud d’oscil·lació, cosa que fa que les estrelles més joves estiguin de mitjana més concentrades al pla, i les més velles siguin en el disc més gruixut. Tot plegat s’explica fàcilment per l’edat. Les estrelles joves es formen a partir dels núvols de gas molecular, que actualment són molt concentrats al pla galàctic, i tenen encara el record de la formació, potser provocada per l’explosió d’una supernova propera que els ha induït un moviment particular, o el pas d’un braç espiral. En el cas de les estrelles més velles, en canvi, ha passat prou temps perquè hagin arribat a un equilibri dins del potencial gravitacional i s’hagi perdut el record de les circumstàncies particulars de la seva formació.

Rotació del disc

Velocitat orbital de les estrelles i medi interestel·lar del disc en funció de la seva distància al centre. La part més interna de la Galàxia (el bulb) gira com un sòlid rígid. Fora del bulb, el disc té una velocitat entre 200 i 250 km/s, anomenada rotació diferencial, que implica períodes de rotació diferents segons la distància al centre. A la part externa del disc, i si les òrbites fossin keplerianes, la velocitat hauria de disminuir (com passa al sistema solar). La no disminució constata l’existència de matèria fosca.

A partir de fonts diverses.

Al moviment relatiu del Sol respecte de les estrelles del seu entorn, cal sumar-hi el moviment de la bombolla on són entorn del centre galàctic. Hom pot imaginar tot de bombolles escampades en el disc, amb estrelles i núvols de gas i pols. En cadascuna d’elles es repeteix el mateix esquema que a l’entorn solar: les bombolles giren entorn del centre galàctic, i a dins, les estrelles i el medi interestel·lar es mouen aleatòriament.

Si hom es fixa en el moviment de les bombolles i deixa de banda el moviment intern dels individus, es pot deduir que les òrbites entorn del centre galàctic són força circulars i coplanàries. Cada bombolla té una velocitat diferent segons quina sigui la seva distància al centre. La part més central (els primers 10.000-15.000 anys llum), que correspon a la part de la barra, gira com un bloc i manté l’estructura: conserva velocitat angular constant i la velocitat lineal és proporcional a la distància al centre. Més lluny del centre, aquesta velocitat angular va disminuint, la velocitat lineal es manté més o menys constant i cada vegada les bombolles d’estrelles necessiten més temps per a completar una volta. Per això es diu que el disc de la Galàxia té una rotació diferencial, perquè no gira com un bloc, com seria el cas d’una roda de bicicleta, sinó que la part central gira més de pressa que la part externa. A prop del Sol, la velocitat de les bombolles decreix 2,5 km/s/kpc.

La bombolla de l’entorn solar es mou a 220 km/s i triga 220 Ma (un any galàctic o còsmic) a completar una volta sencera al centre galàctic. A aquesta velocitat, es trigarien aproximadament 8 dies a recórrer la distància entre la Terra i el Sol. La llum triga només 8 minuts. Des que el Sol va néixer, fa uns 5.000 Ma, ha fet prop de 25 voltes al centre. Per a determinar aquest moviment s’han de comparar velocitats mitjanes de diferents bombolles a distàncies ben diferents, o encara molt millor, la instrumentació actual permet mesurar el moviment de la Galàxia respecte d’objectes amb els quals no comparteix cap moviment (altres galàxies molt distants).

La forma com varia la velocitat de rotació permet deduir la massa a l’interior del disc, de la mateixa manera que la velocitat orbital dels planetes al sistema solar permet deduir la massa del Sol. En principi, es pot assumir que la matèria és distribuïda seguint la distribució d’estrelles, amb una gran concentració cap al centre i una disminució cap a la part externa del disc. Situats cap a la part externa a una certa distància galactocèntrica, la major part de la matèria seria a la part interna del disc i encara que hom s’allunyés del centre, la quantitat de matèria a la part interna seria gairebé constant. Les velocitats mesurades, però, desmenteixen aquesta hipòtesi, ja que la velocitat es manté més o menys constant; per tant la matèria a l’interior del disc creix. Tanmateix, el nombre d’estrelles no creix en la quantitat necessària, de la qual cosa es dedueix que aquesta matèria no és lluminosa, perquè no és visible, i és per aquest motiu que s’anomena matèria fosca. Aquesta matèria fosca es distribueix per tota l’estructura de la Galàxia, no es concentra només al disc.

Rotació de la matèria i de l’estructura espiral

La rotació diferencial implica, per tant, que la matèria del disc gira a velocitats diferents segons la distància al centre. Si hom s’imagina la matèria solidària amb els braços, en pocs anys, l’estructura espiral s’hauria desdibuixat perquè cap al centre els braços s’anirien entortolligant ràpidament. L’estructura espiral seria una etapa transitòria i efímera en la vida d’una galàxia. Tanmateix, s’observen moltes galàxies espirals, cosa que fa pensar que aquesta estructura no és pas tan efímera. L’explicació fou proposada el 1964 per Chia-Chiao Lin (n. 1916) i Frank Shu (n. 1943) i consisteix a desacoblar-la de la matèria. Els braços espirals s’interpreten com una pertorbació de la densitat. Aquesta pertorbació és una estructura rígida que es desplaça per la matèria de la mateixa manera que l’ona de so ho fa a l’espai. La matèria no està enganxada a l’ona de densitat, sinó que l’ona passa temporalment per la matèria, o la matèria per l’ona, segons s’interpreti. D’aquesta manera, l’estructura espiral es manté estable.

L’ona de densitat té una velocitat angular de rotació de 24-26 km/s/kpc i un període de rotació entorn de la Galàxia de 280 Ma, que a la distància galactocèntrica del Sol correspon a una velocitat lineal de 200 km/s. Com que la matèria té una rotació diferencial segons la distància al centre galàctic, fins a una distància galactocèntrica de 29.000 anys llum (1,1 vegades la distància del Sol) la matèria té més velocitat angular que l’ona, de manera que la matèria atrapa els braços (la formació estel·lar es produeix majoritàriament a la part interna del braç). A la part més externa de la Galàxia passa a l’inrevés: la matèria es mou més lentament que l’ona i és l’ona la que atrapa la matèria (la formació estel·lar es produeix a la part externa del braç). A la distància de 29.000 anys llum del centre, que s’anomena la distància de corotació, l’ona i la matèria viatgen a la mateixa velocitat. Aquí la matèria és solidària al braç espiral. En la posició del Sol, l’ona de densitat viatja a una velocitat relativa de 20 km/s i el gruix dels braços fa que la matèria resti 10 Ma dins de l’ona. Les estrelles més massives, doncs, neixen, viuen i moren dins dels braços.

A l’entorn solar, la distància típica entre estrelles és d’uns 5 anys llum. Quan són dins d’un braç les estrelles alteren una mica el seu moviment, s’apropen aproximadament el 10% i en sortir del braç tornen a separar-se. Passa el mateix per als núvols de gas molecular, però en aquest cas, l’increment de densitat del núvol pot comportar el desencadenament de la formació estel·lar. Per això les estrelles més joves són principalment en els braços espirals.

Moviments a l’halo

Les estrelles i cúmuls de l’halo tenen òrbites entorn del centre molt inclinades respecte del pla galàctic i sovint força excèntriques. Un 40% dels cúmuls globulars tenen òrbites retrògrades, és a dir, en sentit contrari a la rotació galàctica. Les velocitats radials i els moviments propis relatius al Sol són força elevats. L’estrella amb moviment propi conegut més elevat és l’estrella de Barnard, que té una velocitat radial d’apropament de 106,8 km/s i un moviment propi de 10,4" en un any. Això vol dir que en 100 anys es desplaça 17’ a la volta celeste, una mica més que el radi angular de la Lluna. L’alta velocitat relativa al Sol d’aquestes estrelles s’explica fàcilment si es recorda que les estrelles del disc (i amb elles el Sol) es mouen a una velocitat entorn del centre galàctic d’entre 200 i 250 km/s. Les estrelles de l’halo no comparteixen aquest moviment i com a resultat les velocitats relatives al Sol són elevades. A diferència del disc galàctic, l’halo, considerat com una estructura conjunta, té una velocitat petita, pràcticament nul·la.

A l’halo extern es poden trobar subestructures estel·lars (amb colors diferents) anomenades corrents de l’halo, que corresponen a les restes de galàxies menudes engolides per la Galàxia.

Johnston, 1996.

A l’halo més extern s’hi poden reconèixer conjunts d’estrelles que es mouen amb velocitats similars. Són el que s’anomena corrents de l’halo. El 1999, Amina Helmi i Simon D.M. White (n. 1951) van constatar, a partir de mesures de velocitat radial, que es tractava d’estrelles gegants amb cinemàtica comuna. Actualment se n’han observat també en altres galàxies i s’interpreten perfectament en el context de la formació, com a galàxies menudes acretades que són en procés de barreja amb la galàxia principal.

La formació de la Galàxia

La Galàxia, doncs, té diversitat de poblacions estel·lars, components i moviments. En conjunt és una entitat complexa que es va iniciar en algun moment del passat i que ha anat evolucionant fins a l’estat actual. Es poden fer models de formació i d’evolució basats en les lleis de la física, en la realitat actual que s’observa i també en allò observat en altres galàxies espirals properes (semblants a la Galàxia en edat) i llunyanes (com deuria ser la Galàxia en el passat). Qualsevol model que es proposi ha de ser capaç d’explicar l’existència i l’estructura dels diversos components, dels pobladors, la distribució d’edats, la diversitat química de les estrelles que componen la Galàxia i la cinemàtica interna.

El 1962, Olin Jeuck Eggen (1919 – 1998), Donald Lynden-Bell (n. 1935) i Allan Rex Sandage (1926 – 2010), fent una analogia amb la formació de cúmuls estel·lars a partir de núvols de gas molecular, proposaren un escenari de col·lapse monolític: un núvol de gas gegantí col·lapsà progressivament i formà la Galàxia. Aquest col·lapse provocà la formació estel·lar i l’aplanament del núvol i, per conservació del moment angular, un increment de la rotació. Les estrelles més velles –pobres en metalls i amb una rotació lenta– van ocupar un volum més esfèric i gran (l’halo), que corresponia aproximadament a la grandària del núvol original; mentre que les estrelles més joves i riques en metalls quedaren confinades més a prop d’un pla amb alta rotació (el disc). El gas va col·lapsar ràpidament, de manera que a l’halo la formació estel·lar va aturarse ben aviat, mentre que al disc actualment hi continuen naixent estrelles. Si bé aquesta explicació pot descriure a grans trets la Galàxia actual, l’existència de núvols primordials de gas tan immensos no sembla factible, i les simulacions del procés de formació i col·lapse no poden explicar completament l’existència i l’estructura dels components galàctics, els pobladors, ni la distribució d’edats i la diversitat química.

Els grups d’estrelles de l’halo que tenen un origen químic i cinemàtic comú es podrien interpretar com les restes de galàxies petites acretades per la Galàxia. En aquest sentit, el 1994 es va descobrir una galàxia el·líptica nana, satèl·lit de la Galàxia –que s’anomenà Sagitari perquè és en la direcció d’aquesta constel·lació–, aproximadament a 50.000 anys llum del centre galàctic. Aquesta galàxia nana actualment està travessant el pla galàctic i ha deixat tot un seguit de restes escampades per la seva òrbita polar. El 2003 es descobrí la galàxia irregular nana de la constel·lació del Ca Major, a uns 42.000 anys llum del centre galàctic, acompanyada també d’un seguit de restes al llarg de la seva òrbita. De llavors ençà, s’han descobert algunes sobredensitats estel·lars en forma de corrents més o menys estesos.

Les observacions d’altres galàxies espirals en el si dels cúmuls de galàxies, i sobretot l’observació de galàxies molt allunyades (i per tant, distants en el temps), mostren que els processos de col·lisions i barreges són molt freqüents, més freqüents en les primeres èpoques de l’Univers. Si hom lliga caps i pensa que a la Galàxia li han passat, li passen i li passaran fenòmens similars als d’altres galàxies semblants, l’escenari més plausible per a la formació de galàxies es fonamenta en la fusió de galà xies més menudes. No és producte del col·lapse d’un sol bloc, sinó de la unió de molts blocs.

La Galàxia, doncs, té una història complexa. Molt probablement va començar com un grup de petits halos de matèria fosca amb estrelles i gas que, per efecte de la gravetat, es van unir per formar una protogalàxia més massiva. La protogalàxia així formada és capaç d’engolir altres galàxies menudes de l’entorn en un procés de canibalisme que encara dura avui dia. A l’inici del procés d’acreció, les galàxies engolides presenten una unitat distingible, però a mesura que orbiten es desfiguren per l’efecte de la marea de la Galàxia, s’hi barregen i, irremeiablement, hi acaben immerses. Al final, la galàxia menuda desapareix com a entitat independent i la Galàxia creix en nombre d’estrelles, gas, pols i matèria fosca i, a vegades, varia l’estructura. El procés d’acreció pot desencadenar una formació estel·lar en la Galàxia i/o una redistribució de les estrelles al disc. No és estrany, doncs, que les poblacions estel·lars de la Galàxia corresponguin a orígens diferents en el temps i l’espai. Això que s’observa en l’actualitat és talment el resultat del procés de barreja.