EL MOVIMIENTO DE LAS GALAXIAS Y EL EFECTO DOPPLER
Materiales y radiación En el Universo hay materiales dispersos, dentro y fuera de las galaxias. Hablamos de la materia interestelar, la luz, la radiación de fondo y la materia oscura. Materia interestelar
Está formada por los gases y partículas de polvo que hay entre las estrellas y las galaxias. La mayor parte no es visible, pero se puede detectar a través de sus efectos gravitatorios y de sus emisiones electromagnéticas. La gravedad es la fuerza de atracción entre objetos. En el Universo toda la materia se mueve a causa de ésta y otras fuerzas La gravedad actúa como si toda la masa de un cuerpo se concentrase en un único punto, el centro de gravedad. g ravedad. La zona esférica alrededor de un cuerpo cue rpo donde actúa su gravedad es el campo gravitacional. En el Universo hay muchas "gravedades", actúan otras fuerzas y los cuerpos están en movimiento. Colapso Un colapso gravitacional es cuando un cuerpo se hace más pequeño como resultado de su propia gravedad, por ejemplo, una nube de gas para formar una estrella, o una estrella para formar un agujero negro. Se rompen los átomos y el edificio se desmorona. Los átomos son cajas vacías donde una fuerza mantiene la estructura. Pero, si la gravedad supera esta fuerza, la estructu ra central no aguanta y la materia inicia una reacción en cadena. La densidad aumenta (el cuerpo se hace pequeño sin perder masa), el campo gravitatorio se intensifica y se produce el colapso. Las Galaxias Durante la mayor parte de nuestra historia, los seres humanos sólo pudimos ver las galaxias como manchas difusas en el cielo nocturno. Hoy sabemos con seguridad que son enormes agrupaciones de estrellas, nebulosas, planetas y otros materiales.
La Vía Láctea La galaxia de la Vía Láctea es la que contiene el Sistema Solar y, por lo tanto, la Tierra. Forma parte del Grupo Local.
La Vía Láctea es nuestra galaxia El Sistema Solar está en uno de los brazos de la espiral, a unos 28.000 años luz del centro y unos 22.000 del extremo.
Cada 225 millones de años el Sistema Solar completa un giro alrededor del centro de la galaxia. Se mueve a unos 270 km. por segundo. No podemos ver el brillante centro porque se interponen materiales opacos, polvo cósmico y gases fríos, que no dejan pasar la luz. Se cree que contiene un poderoso agujero negro. La Vía Láctea tiene forma de lente convexa. El núcleo tiene una zona central de forma elíptica y unos 8.000 años luz de diámetro. Las estrellas del núcleo están más agrupadas que las de los brazos. A su alrededor hay una nube de hidrógeno, algunas estrellas y cúmulos estelares. La expansión del Universo El descubrimiento de la expansión del Universo empieza en 1912, con los trabajos del astrónomo norteamericano Vesto M. Slipher. Mientras estudiaba los espectros de las galaxias observó que, excepto en las más próximas, las líneas del espectro se desplazan hacia el rojo. Este desplazamiento al rojo se debe al efecto Doppler. Si medimos el corrimiento del espectro de una estrella, podemos saber si se acerca o se aleja de nosotros. En la mayoría este desplazamiento es hacia el rojo, lo que indica que el foco de la radiación se aleja. Esto es interpretado como una confirmación de la expansión del Universo.
Efecto Doppler: desplazamiento hacia el rojo y el azul
Entonces, ¿cómo saber si los cuerpos celestes se alejan o se nos acercan? Bien, para saberlo existe un método muy sencillo, y es descomponiendo el espectro de su luz, para después usar el fenómeno físico que se conoce como efecto doppler y analizar el corrimiento al rojo y el azul, El efecto doppler
El efecto Doppler puede ser considerado como el cambio de frecuencia de una onda producida por un objeto en movimiento respecto al observador. Puede analizarse tanto para ondas de sonido como de luz, y este considera la relación entre velocidad y frecuencia de las ondas sonoras y ondas electromagnéticas de una fuente emisora respecto al receptor. Corrimiento hacia el azul del espectro
En el caso de la luz, que se compone de siete colores, cada color del espectro tiene un valor diferente de frecuencia: los colores extremos son el azul y el rojo. Los objetos celestes emiten luz y cuando estos objetos se acercan, al analizar su espectro, los máximos y mínimos de su onda se acercan entre sí respectivamente reduciendo su longitud de onda, comprimiéndola, lo que aumenta su frecuencia y su energía, por lo que el color azul se vuelve más intenso y el rojo más débil. Como la velocidad de la luz es constante para todos los observadores que se mueven a distintas velocidades, los máximos y mínimos de la onda se acercan, haciendo que nos lleguen más ondas por segundo.
Los fotones recorren menos distancia y como resultado pierden menos energía al alcanzar al observador al cual se acercan, en este caso el astrónomo en tierra. Esto se le conoce con el nombre de desplazamiento hacia el azul. Como resultado la estrella o galaxia se estaría acercando a nosotros. Desplazamiento hacia el rojo
Si el azul se torna más bajo y los siguientes comienzan a intensificarse en dirección del rojo, los máximos y mínimos de la onda se alejan unos de otros respectivamente estirándola. Esto hace que nos llegue menos cantidad de ondas por segundo, al reducirse la frecuencia de la onda luminosa. Nuevamente, como la velocidad de la luz es la misma para cualquier observador , no importa a qué velocidad se mueva, y como onda-partícula es lo mismo, los fotones recorren más distancia para alcanzar al observador, ya que su fuente emisora se aleja. Este resultado se conoce con el nombre de desplazamiento o corrimiento hacia el rojo. Cuando esto ocurre, la estrella o galaxia se está alejando de nosotros. La Ley de Hubble
El astrónomo estadounidense Edwin Powell Hubble relacionó, en 1929, el desplazamiento hacia el rojo observado en los espectros de las galaxias con la expansión del Universo. Hubble también observó que la velocidad de recesión de las galaxias era mayor cuanto más lejos se encontraban. Este descubrimiento le llevó a enunciar su ley de la velocidad de recesión de las galaxias, conocida como la "ley de Hubble", la cual establece que la velocidad de una galaxia es proporcional a su distancia.La constante de Hubble o de proporcionalidad es el cociente entre la distancia de una galaxia a la Tierra y la velocidad con que se aleja de ella. Se calcula que esa constante está entre los 50 y 100 Km/s por megaparsec.
El corrimiento al rojo o redshift Desde que Hubble en el siglo XX estudió la velocidad a la que se movían las galaxias, conocemos que el Universo se está expandiendo. Esto significa que en el Universo (a gran escala) todo se aleja respecto de todo, por lo que las galaxias cada vez se alejan más de otras.Esto provoca que la luz que vemos de estas galaxias presente una frecuencia menor (desplazada hacia el rojo). Y cuanto más lejos esté, más desplazado al rojo veremos su luz, por lo que esto es, actualmente, el método más eficaz para obtener la distancia a las galaxias muy lejanas. Sin embargo, en el caso de la expansión del Universo, este efecto no se debe a que las galaxias se estén moviendo respecto a nosotros (de hecho su movimiento propio es despreciable a grandes distancias), sino a que entre ella y nosotros se está expandiendo el Universo (o el “tejido” del espaciotiempo, aunque depende qué teorías lo explican como que se está creando espacio-tiempo, más que éste se esté expandiendo). Corrimiento al rojo gravitacional Claro que ésta no reduce su velocidad (ya que siempre va a c , la velocidad de la luz). Pero de la luz sabemos que su energía es proporcional a su frecuencia, por lo tanto, ya podemos encontrar lo que ocurre: a medida que la luz se desplaza hacia una región del espacio donde hay menor gravedad (un campo gravitatorio menor), su frecuencia se va haciendo menor, esto es, se va haciendo más roja. Y queda claro que este efecto es distinto a los dos anteriores, y por eso recibe el nombre de corrimiento al rojo gravitacional . Por supuesto, si la luz va en sentido contrario (hacia un campo gravitatorio mayor), el efecto es al contrario, se vuelve más azul, por lo que se suele llamar corrimiento al azul gravitatorio. Espectro electromagnético El espectro electromagnético(o simplemente espectro) es el rango de todas las radiaciones electromagnéticas posibles. El espectro de un objeto es la distribución característica de la radiación electromagnética de ese objeto. El espectro electromagnético se extiende desde la radiación de menor longitud de onda, como los rayos gamma y los rayos X, pasando por la luz ultravioleta, la luz visible y los rayos infrarrojos, hasta las ondas electromagnéticas de mayor longitud de onda, como son las ondas de radio. Se cree que el límite para la longitud de onda más pequeña posible es la longitud de Planck mientras que el límite máximo sería el tamaño del Universo (véase Cosmología física) aunque formalmente el espectro electromagnético es infinito y continuo. Rango del espectro La energía electromagnética en una longitud de onda particular λ (en el vacío) tiene una frecuencia asociada f y una energía fotónica E. Así, el espectro electromagnético puede expresarse en términos de cualquiera de estas tres variables, que están relacionadas mediante ecuaciones. De este modo, las ondas electromagnéticas de alta frecuencia tienen una longitud de onda corta y energía alta; las ondas de frecuencia baja tienen una longitud de onda larga y energía baja. El comportamiento de la radiación electromagnética depende de su longitud de onda. Las frecuencias más altas tienen longitudes de onda más cortas, y las frecuencias inferiores tienen longitudes de onda más largas. Cuando la radiación electromagnética interacciona con átomos y moléculas, su comportamiento también depende de la cantidad de energía por cuanto que transporta. La radiación electromagnética puede dividirse en octavas (como las ondas sonoras).
Si nos fijamos en el dibujo superior, podemos sacar en claro que cuando una fuente de luz (pongamos como ejemplo una estrella) se aleja a grandes velocidades de un receptor (en este caso, el hombre que la mira fijamente), la luz se desplaza en ondas más largas. Si la fuente de luz se está acercando en vez de alejarse, la luz se desplaza en ondas más cortas. Pero, ¿cuál es la consecuencia de que la luz se desplace en ondas cortas o largas? Sencillamente, varía el color del espectro luminoso. Si la luz se desplaza en forma de ondas cortas, se produce un corrimiento al azul; y si se desplaza en forma de ondas largas, se produce un corrimiento al rojo. Como hizo Edwin Hubble y su colaborador Milton Humason, para hallar la respuesta. Ley de Hubble y la relación con el Big Bang Cuando estos dos astrónomos empezaron su ardua tarea, descubrieron datos impresionantes. Hallaron corrimientos al rojo en casi todas las galaxias, prueba irrefutable de que el universo debía estar expandiéndose. Y lo que es más importante aún, cuanto más lejos estaban las galaxias, mayor corrimiento al rojo tenían. Mientras que las galaxias vecinas muestran un corrimiento al rojo muy pequeño, en las más lejanas se producía lo contrario. Esta teoría daba validez al Big Bang y ayudaba a establecer las bases de la expansión del universo. Estudiando la diferente intensidad de corrimiento al rojo de las galaxias que estudiaba, Hubble consiguió medir la distancia y velocidad que tenía cada una, y llegó a la conclusión de que cuanto más lejana era una galaxia, se alejaba a mayor velocidad. Estas teorías son conocidas como "Ley de Hubble" , y a partir de ellas se puede deducir que las galaxias se alejan unas de otras a una velocidad proporcional a su distancia. Como ya dijimos, es un punto fundamental para entender la expansión del universo, y demuestra que esta expansión que todavía podemos ver son los "restos" de esa gran explosión que conocemos como Big Bang. Pero la ley de Hubble sirvió para muchas cosas más, como para hacer las primeras aproximaciones científicas sobre la edad del universo, es decir, el período de tiempo que ha transcurrido desde el Big Bang hasta el día de hoy. Actualmente, los científicos piensan que esta cifra ronda los 13.700.000.000 de años.
