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Una espectacular colisión frontal entre dos galaxias vista desde el Telescopio espacial Hubble de la NASA de la Galaxia Lenticular.

La formación de galaxias es una de las áreas de investigación más activas de la astrofísica, y en cierto sentido, esto también se aplica a la evolución de las galaxias. Sin embargo, hay algunas ideas que ya están ampliamente aceptadas.

Lo que se piensa actualmente que la formación de galaxias procede directamente de las teorías de formación de estructuras, formadas como resultado de las débiles fluctuaciones cuánticas en el despertar del Big Bang. Las simulaciones de N-cuerpos también han podido predecir los tipos de estructuras, las morfologías y la distribución de galaxias que observamos hoy en nuestro Universo actual y, examinando las galaxias distantes, en el Universo primigenio.

Después del Big Bang, el universo tuvo un periodo en el que fue muy homogéneo. Tal como se observa en la radiación de fondo de microondas, las fluctuaciones son menores que una parte en cien mil.

La teoría más aceptada es que las estructuras que observamos hoy en día se formaron como consecuencia del crecimiento de fluctuaciones primordiales debido a la inestabilidad gravitacional. Las fluctuaciones primigenias causaron que los gases fueran atraídos hacia áreas de material más denso, jerárquicamente se formaron los supercúmulos, las agrupaciones galácticas, las galaxias, los cúmulos estelares y las estrellas. Una consecuencia de este modelo es que la localización de las galaxias indica áreas de alta densidad del Universo primigenio. Así, la distribución de las galaxias está íntimamente relacionada con la física del Universo primigenio.

Datos recientes aportan evidencias de que las primeras galaxias se formaron mucho más temprano de los que los astrónomos preveían, tan solo 600 millones de años después del Big Bang. Esto deja poco tiempo para que las pequeñas inestabilidades primordiales crezcan lo suficiente para que las protogalaxias formen galaxias.

Entre 0 – 500 millones de años -- comenzando con una muy uniforme distribución de la materia directamente después del Big Bang, la gravedad de los más masivos grupos de estrellas comienza a atraer más materia.

Entre 500 y 1000 millones de años -- grupos mayores se forman por consolidación de algunos menores.

Entre 1000 y 2000 millones de años -- después de crecer hasta una fracción del tamaño de nuestra propia Galaxia, los grupos son suficientemente grandes como para ser vistos por el Telescopio Espacial Hubble.

Entre 2000 y 4000 millones de años -- mayores objetos de aspecto irregular, se forman a través de colisiones y consolidaciones entre estos grupos de tamaño sub-galáctico.

Entre 4000 y 13000 millones de años -- se forman galaxias como las vemos hoy en día, y toman sus formas finales.
Las galaxias elípticas y espirales con poblaciones de antiguas estrellas rojas en sus centros se forman primero, y los discos de las galaxias espirales se forman después a partir del gas circundante atraído.

Buena parte de los esfuerzos de investigación están centrados en los componentes de nuestra propia Vía Láctea, ya que es la galaxia más fácil de observar. Las observaciones que necesitan explicación, o al menos ser compatibles, en una teoría de la evolución galáctica son:

El 11 de julio de 2007, utilizando el telescopio de 10 metros Keck II en Mauna Kea, Richard Ellis del Instituto Tecnológico de California en Pasadena y su equipo encontraron seis galaxias con formación estelar a unos 13.200 millones de años luz y, por tanto, creadas cuando el Universo sólo tenía 500 millones de años.

Una galaxia espiral con el disco alabeado como resultado de la colisión con otra galaxia. Después de que la otra galaxia sea completamente absorbida, la distorsión desaparecerá. El proceso típicamente dura millones si no miles de millones de años.

La primera teoría moderna de la formación de nuestra galaxia (conocida por los astrónomos como ELS, las iniciales de los autores del artículo, Olin Eggen, Donald Lynden-Bell y Allan Sandage ) describe un colapso monolítico simple (relativamente) rápido, primero formándose el halo, seguido del disco. Otra teoría publicada en 1978 (conocida como SZ por sus autores, Leonard Searle y Robert Zinn) describe un proceso más gradual, primero con el colapso de pequeñas unidades que se combinan para formar componentes mayores. Una idea más reciente es que una porción significativa del halo estelar podría provenir de los restos estelares de galaxias enanas destruidas y cúmulos globulares que orbitaron alguna vez la Vía Láctea. El halo entonces sería un componente "nuevo" hecho de partes "recicladas".

En los últimos años, se ha puesto mucha atención en la comprensión de los eventos de fusión entre galaxias dentro de la evolución galáctica. Los rápidos progresos tecnológicos en computación han permitido simulaciones de galaxias mucho mejores y las mejoras en las tecnologías observacionales han proporcionado muchos más datos sobre galaxias distantes experimentando eventos de fusión. Después del descubrimiento en 1994 de que nuestra propia Vía Láctea tiene una galaxia satélite (la Galaxia Enana Elíptica de Sagitario o SagDEG) que está actualmente siendo disgregada y "comida" por la Vía Láctea, se piensa que este tipo de eventos pueden ser muy comunes en la evolución de las galaxias grandes. Las Nubes de Magallanes son galaxias satélite de la Vía Láctea que casi seguramente compartirán el mismo destino que el SagDEG. La idea de una galaxia absorbedora con un gran número de galaxias satélite podría explicar por qué la galaxia M31 (la Galaxia de Andrómeda) parece tener un núcleo doble.

La SagDEG está orbitando nuestra galaxia formando prácticamente un ángulo recto con el disco. Actualmente está pasando a través del disco, las estrellas están disgregándose de ella con cada paso y uniéndose al halo de nuestra galaxia. Finalmente, sólo quedará el corazón de la SagDEG. Aunque tendrá la misma masa que un gran cúmulo globular como Omega Centauro o G1, pero parecerá diferente, ya que presentará una baja densidad superficial debida a la presencia de una cantidad substancial de materia oscura, mientras que los cúmulos globulares parece, misteriosamente, que contienen muy poca materia oscura.

Más ejemplos de galaxias satélite enanas que están en proceso de absorción con la Vía Láctea son la Galaxia Enana del Can Mayor, descubierta en 2003 y considerada como responsable del Anillo de Monoceros y la Corriente Estelar de Virgo, descubierta en 2005.

Las galaxias elípticas gigantes probablemente se formaron por fusiones a una escala mayor. En el Grupo Local, la Vía Láctea y M31 (la Galaxia de Andrómeda) están gravitacionalmente ligadas y actualmente se aproximan la una a la otra a gran velocidad. Como es muy difícil determinar la velocidad perpendicular de M31 respecto a nosotros, no sabemos a ciencia cierta si colisionará con la Vía Láctea. Si las dos galaxias se encuentran, pasarán una a través de la otra y la gravedad deformará ambas galaxias severamente expulsando gas, polvo y estrellas al espacio intergaláctico. Viajarán por separado, disminuyendo la velocidad y entonces, serán arrastradas la una hacia la otra y colisionarán otra vez. Finalmente ambas galaxias se habrán combinado completamente y las corrientes de gas y polvo estarán volando a través del espacio cerca de la recientemente formada galaxia elíptica gigante. Además, a partir del gas expulsado en la combinación, se pueden formar nuevos cúmulos globulares e incluso nuevas galaxias enanas que se conviertan en parte del halo de la elíptica. Los cúmulos globulares de la Vía Láctea y de M31 también formarán parte del halo. Los cúmulos globulares están tan ligados gravitacionalmente que son enormemente inmunes a las interacciones galácticas a gran escala. Si alguien está alrededor para observar la combinación, será un suceso lento pero magnífico. Se podrá ver una M31 distorsionada que se extiende espectacularmente por todo el cielo. De hecho, M31 ya está distorsionada: los bordes están combados. Esto es probablemente debido a interacciones con sus propias galaxias compañeras, así como por posibles fusiones con galaxias enanas esferoidales en el pasado reciente - los restos de los cuales siguen visibles en las poblaciones de disco.

En nuestra época, las grandes concentraciones de galaxias (agrupaciones galácticas y supercúmulos) se siguen ensamblando. Este cuadro ascendente es conocido como formación jerárquica de estructuras (similar al cuadro SZ de la formación de galaxias pero en una escala mayor).

Aunque conocemos una gran cantidad de información de nuestra galaxia y de otras, las preguntas más fundamentales sobre la formación y la evolución continúan siendo contestadas solo de manera tentativa.

Sabemos que nuestro universo se encuentra poblado por un inconmensurable número de galaxias y, dentro de ellas, las estrellas como nuestro Sol son la fuente básica de la energía y de la luz. El siglo XX, fue testigo del enorme progreso que logramos en nuestra comprensión sobre cómo las estrellas desarrollan y producen los elementos pesados que son necesario para la existencia de la vida como la concebimos. También, hemos comenzado a entender cómo las estrellas y sus sistemas planetarios se forman. En lo que no hemos avanzado mucho, es en llegar a comprender mejor cómo es que se estructuran y organizan las galaxias, el lugar del espacio donde nacen, viven y mueren las estrellas.

Pensamos que durante los primeros cientos de miles de años de vida del universo, después del Big Bang, el gas de hidrógeno que contenía se ionizó. Luego, cuando aproximadamente tenía unos 300.000 años de edad, se inicia un período en que comienza a expandirse y enfriarse, caracterizándose además por comenzar a embodegar altos contenido de hidrógeno neutro con algo de helio dando origen a un gas con una textura de una casi perfecta suave lisura. Es entonces cuando comienza lo que se conoce como la época de la «edad oscura».

Transcurridos unos ochocientos mil años de vida del universo, ya en el principio del final de la edad oscura, los teóricos piensan que el gas de hidrógeno neutro se empezó a convertir de nuevo en un gas de hidrógeno cargado, dando comienzo a un período conocido como el de «reionización cósmica». Esta reionización concita hoy una amplia aceptación, ya que coincidiría con la formación de las primeras estrellas y galaxias que vemos hoy en el cielo, las que habrían eventualmente emergido desde minúsculas «semillas» de una promediada densidad media que se dieron dentro de un gas como el que hemos descrito. Ahora, los procesos físicos que dieron origen a ese fenómeno, e incluso las escalas de tiempo y temperatura, ya sea con respecto a la textura del gas primordial como al nacimiento de las galaxias, sigue siendo, en gran parte, dominio de la teoría, más bien que de la observación. Pero la incertidumbre que se tiene sobre este suceso, es muy grande hasta ahora. Por ejemplo, está el hecho de los recientes incrementos de observaciones de galaxias distantes que, junto a los estudios que han dado a conocer aspectos relevantes sobre la radiación cósmica de fondo, sugieren que la detección de la «primera luz» puede no ser tan lejana. Son muchos, por ahora, los desconocimientos críticos que se tienen sobre este aspecto de la evolución del universo. Por mencionar algunos, podemos señalar los siguientes: ¿cuáles fueron los primeros objetos que se formaron, las estrellas o los agujeros negros? ¿la formación de las galaxias es producto de la gradual aglomeración de muchas unidades más pequeñas, o algunas se originaron en espectaculares explosiones durante la formación de estrellas? ¿se hallan las primeras galaxias encapsuladas en burbujas, lo que las hace invisible a la observación directa? Posiblemente, los primeros objetos luminosos que se formaron lo hicieron bastantes millones de años después que se lograron liberar los fotones que se hallaban cautivos en el cúmulo de gas primordial, pero probablemente menos de mil millones de años después del Big Bang. En consecuencia, de ser así, esas primeras estrellas deberían tener un corrimiento al rojo cercano a la región IR del espectro (del infrarrojo), o sea, entre 1 y 2.5 micrones.

Este diagrama artístico ilustra la disminución de la «tasa de nacimientos» de nuestro universo en el tiempo. Cuando el universo se encontraba en sus primeros años de juventud, masivas galaxias se formaban periódicamente, semejante a abejas bebé en una bulliciosa colmena. Con los años, pareciese, por lo que podemos ver, la demografía estelar del universo ha declinado, ya que lo que más se pueden observar son galaxias que se hallan en un proceso de maduración

Mirado el universo a una distancia en gran escala del tiempo, éste parece muy homogéneo e isotrópico; es decir, muy uniforme y similar en todas sus direcciones. Por ejemplo, si estudiamos la radiación cósmica de fondo, nos encontramos con que ésta presenta variaciones ondulatorias muy pequeñas que no superan la décima de una milésima ( 10⁻⁴ ) de su intensidad media, lo que constituye una prueba de esa uniformidad. Sin embargo, nuestro universo contemporáneo es manifiestamente muy inhomogéneo. Existen grandes variaciones entre las temperaturas que se dan en el cosmos: el fondo del cielo está a 2.7° K, mientras que ciertos núcleos estelares alcanzan varios miles de millones de grados. ¿Cómo pasó la materia cósmica desde esa homogeneidad casi perfecta de los comienzos a las enormes inhomogeneidades que se aprecian en la actualidad?

Se piensa que el escenario más verosímil para que lo anterior se pudiese haber dado, se encuentra en la posibilidad de que durante el período de la edad oscura del universo primigenio se hubiesen generado pequeñas inhomogeneidades en el gas que contenía; minúsculas fluctuaciones de densidad (regiones donde la densidad es un poco más elevada que la media). Por su campo de gravedad, las regiones sobredensas atraen hacia ellas las materias circundantes. Estas se les aproximan y se les unen, aumentando aún más sus sobredensidades y, en consecuencia, su atracción gravitatoria. Este efecto de «bola de nieve» progresivamente va vaciando el espacio que existía entre las pequeñas inhomogeneidades primigenias, lo que acentúa continuamente los contrastes de densidades que se le ha detectado al gas primordial. De allí habrían nacido todas las estructuras que presenta el universo, incluyendo las estrellas, galaxias y cúmulos.

Se trata de un mecanismo que, a simple vista, parece bastante convincente. Podría ser una buena explicación para responder a la interrogante cómo se formaron las galaxias y, si se quiere, las primeras estrellas. Sin embargo, tiene problemas que no son soslayables fácilmente por un número importante de físicos, pese a los esfuerzos que se han hecho de intentar mejorarlo con modelos formulados básicamente sobre un proceso de «inestabilidad gravitatoria». No obstante, para esos científicos, uno de los problemas, en primer lugar, es el punto de partida.

Se necesitan fuentes con inhomogeneidades de una sobre densidad, por pequeñas que sean. ¿Cuál podría ser la causa de esas sobredensidades, sin que hubiese ocurrido fenómeno alguno que las generara? Dejemos este problema en suspenso por el momento.

En general, se piensa que las estructuras de nuestro universo a gran escala (galaxias, cúmulos y supercúmulos) evolucionaron a partir de esas pequeñas inhomogeneidades que tenía el universo primigenio. Obviamente, si la densidad de la materia hubiese sido demasiado baja no se habrían formado las galaxias (en un universo que sólo contuviese radiación, la gravedad nunca podría formar agregados); y aunque hubiese materia suficiente, se requiere la presencia inicial de algunas irregularidades mínimas que puedan jugar un rol de «gérmenes o semillas». Pensamos, que cuando se enfrió el globo gaseoso primitivo que produjo el Big Bang, comenzó el hidrógeno a reionizarse y el universo a expandirse, las regiones más densas que la media se quedan atrás y finalmente se condensan y estructuran.

Se acostumbra a describir la magnitud de las fluctuaciones de la homogeneidad con respecto a la densidad media, con el número δ, que corresponde a una de las constantes fundamentales de la naturaleza. Un universo mucho más homogéneo, con un valor de δ inferior a 10⁻⁵, sería tétrico, ya que permanecería siempre en las tinieblas y desestructurado: en él no se formarían estrellas y, mucho menos, galaxias. Si δ fuese mucho mayor, el entramado del universo sería enormemente irregular, con estructuras que abarcarían todo el horizonte observable (la escala de las mayores estructural de nuestro universo es, aproximadamente, unas cien veces menor). Si se hubiese dado ese caso, la escena cósmica estaría dominada por agujeros negros en lugar de galaxias, y las estrellas (en un supuesto que hubiesen podido formarse) con muchísima frecuencia colisionarían, lo que las impediría de poder conservar sistemas planetarios.

Por otro lado, si las fuerzas eléctricas que coexisten entre núcleos fuesen tan solo un poco más intensas en relación a la interacción nuclear fuerte, la tabla periódica de este universo contendría tan solo un elemento, el hidrógeno, y no un poco más del centenar que se le conocen hoy. Pero ¿y qué pasa con respecto a la gravedad?

Bueno, si la gravedad fuese un poco diferente, no se produciría ningún cambio sustancial. La fuerza gravitatoria es 10³⁶ más débil que la fuerza que rige el microcosmos. Dado lo grande del número, es necesario contemplar, para que se produzca un escenario de universo distinto al que conocemos, una significativa variación. Sin embargo, y pese a su debilidad en relación a las otras fuerzas que cohabitan en el universo, pensamos que fue la gravedad la que jugó el principal rol para que éste se estructurara como lo conocemos hoy.

Anteriormente señalamos, que durante la época de la edad oscura del universo el hidrógeno se convirtió en neutro como también átomos de otros elementos primordiales. En consecuencia, dado que toda la materia que se había logrado aglutinar después del Big Bang estaba constituida por átomos eléctricamente neutros, no se producían interacciones electromagnéticas recíprocas. Por lo tanto, la gravitación en esa época es la interacción dominante.

Si se nos pregunta ¿puede una interacción tan débil la que sea capaz de originar ondulaciones o irregularidades en una masa gaseosa atómicamente plana que son amplificadas hacia inhomogeneidades y dar lugar a la gestación de galaxias? Nuestra respuesta es que creemos que sí, sin que por ello no consideremos la existencia de problemas heredados de las propias formulaciones de la teoría del Big Bang, y vamos a intentar a continuación de fundamentar el por qué se producen.

Conviene precisar un hecho que, normalmente, se soslaya en la mayoría de los modelos que circulan sobre la formación de las galaxias, aunque a nuestro criterio debe ser observado: la evolución de las galaxias va en sentido contrario a la del universo. La materia que constituye las galaxias llega a condensarse en un escenario en expansión. Sabemos que es la densidad la que controla la velocidad de alejamiento (ver figura 03.10.01.02); en consecuencia, si el universo fuese muy liviano se dilataría rápidamente sin nada que lo frenara. Por lo tanto, no hubiese sido posible que se hubiesen formado las galaxias que hoy observamos, ni lo podrían hacer nunca. Por el contrario, con condiciones de una mayor densidad, como la que consideramos que debe tener nuestro universo, la recesión es paulatinamente aminorada por la gravedad, lo que posibilita que el mecanismo se ponga en marcha.

Universos abiertos y cerrados.- El eje vertical da la distancia entre dos puntos del espacio. Las diferentes curvas describen la expansión en función del tiempo; se refieren a universos hipotéticos de diversas densidades. En un universo que contuviera muy poca materia, estos puntos se alejarían muy rápidamente (curva de la izquierda). Las curvas sucesivas, de izquierda a derecha, muestran el efecto del aminoramiento debido a la gravedad en universos cada vez más densos. Las densidades se expresan en unidades de densidad crítica; que corresponde a aquella más allá de la cual, después de un período de alejamiento, los cuerpos invierten sus movimientos y regresan unos hacia otros, mientras que la temperatura sube hacia los altísimos valores del comienzo. Al Big Bang sucede entonces un «Big Crunch». Al contrario, los universos menos densos se enrarecen indefinidamente y nunca vuelven a calentarse. Las incertidumbres sobre la densidad de nuestro universo no nos permiten situarlo exactamente entre todos estos casos posibles. El área estriada corresponde a los valores posibles

Sabemos, que en el universo se halla dos elementos que se oponen a la condensación de la materia que se halla en las semillas galácticas. Uno de ellos, es el movimiento general de expansión y, el otro, es la existencia de energía térmica. Ambos elementos, por su conocida naturaleza, tienden a diluir las semillas en el espacio. En consecuencia, por mucho entusiasmo que coloquemos en las ecuaciones matemáticas que desarrollemos para sostener las formulaciones de los distintos modelos que ideemos sobre la formación de galaxias, las más aceptables resultan aquellas que nos orientan a considerar, en un comienzo, un crecimiento laborioso y lento. Se necesita tiempo, mucho tiempo, para transformar una ínfima sobredensidad en una suntuosa galaxia. Entre el Big Bang y hoy el tiempo no es suficiente para llevar a cabo esta operación. Este es el primer problema. En efecto, considérese que los volúmenes individuales galácticos ya no están en expansión, puesto que cuando se formaron las galaxias que hoy adornan nuestro cielo desapareció en ellas la tendencia a la dilatación. Se estableció un equilibrio entre sus respectivas gravedades y sus rotaciones. Las fuerzas internas que operan en ellas les aseguran una estabilidad que las sustrae del movimiento general del espacio.

Para que podamos entender mejor lo expuesto en el párrafo precedente, veámoslo más de cerca. Remplacemos en primer lugar la escala de tiempo, que empezamos a usar ya en la sección, por una escala de temperatura, la cual dado los objetivos que perseguimos aquí, es mucho más apropiada para describir los fenómenos físicos. Es obvio pensar que antes de la edad oscura del universo, las galaxias no tenían ningún ambiente propicio para que se formaran. En esa época del universo primigenio, la intensa radiación se opone con éxito a los esfuerzos de la fuerza de gravedad, impidiendo la aglomeración de la materia. En consecuencia, se considera que mientras el universo era solamente un globo gaseoso opaco nada de interés para nuestro propósito aquí debió haber ocurrido. Es preciso espera el fin de la era radiactiva. Esta concluye cuando el plasma de protones y electrones se transforma en hidrógeno, en un instante en que la temperatura del gas encapsulado por el momento llega a los 3.000° K.

En una primera etapa, como lo mencionamos anteriormente, el hidrógeno se ionizó; luego, por el enfriamiento y expansión del universo primigenio, se volvió neutro hasta que se reionizó de nuevo. Es el momento, en que se piensa que la contracción pudo entonces ponerse en marcha. Al comienzo, el embrión galáctico se distingue apenas del medio circundante. Su campo de gravedad es muy débil; la acumulación de materia es de un proceso lentísimo. Esta primera etapa, llamada «fase lenta», se considera que llega a su término cuando la densidad local se ha más o menos duplicado. El efecto de «bola de nieve» acelera entonces el proceso y provoca una verdadera avalancha. Se empiezan a formar las primeras estrellas, mientras que paralelamente prosigue la acumulación hasta la formación total de la galaxia, con una densidad un millón de veces superior a la del medio intergaláctico. Esta es la «fase rápida».

En lo que acabamos de describir, donde se presentan problemas es en la fase lenta. Para distinguirlos, requerimos usar un resultado simple obtenido a partir de una física relativamente algo compleja. Se parte considerando que la radiación cósmica de fondo partió desde el universo primigenio con una temperatura de 3.000° K, la que éste entonces había alcanzado. Luego, se demuestra que el contraste de la densidad aumenta proporcionalmente a la caída de la temperatura de la radiación cósmica. Mientras que la temperatura cae en un factor de diez, el contraste aumenta en un factor diez. Entre la temperatura que señalamos con que partió la emisión de la radiación cósmica y la que se sabe que tiene hoy (cerca de 3° K), ésta ha caído en un factor de mil. En consecuencia, la sobredensidad del embrión sólo habría podido acrecentarse, en el mejor de los casos, en un factor de mil. Pero sobre este problema, se tiene aún más, ya que otro factor agrava la situación. Como lo vamos a ver más adelante, se han observado galaxias que habrían nacido menos de mil millones de años después del Big Bang. Lo anterior, implica que su formación se sitúa en un período en que la temperatura cósmica era de por lo menos quince grados. ¡La temperatura no había caído entonces sino en un factor 3.000/15 = 200 desde que comenzaron las emisiones de la radiación cósmica!

Es habitual, que en las formulaciones de modelos sobre el origen de las galaxias, se lea que éstas se embrionaron a partir de pequeñas inhomogeneidades que se produjeron en las gaseosidades atómicas que se encontraba en el globo de gas primigenio, las que se fueron ampliando por efectos de la gravedad hasta formar nebulosas. Dentro de estas nebulosas de gas, en un principio las inhomogeneidades se amplifican aún más y, si la densidad llega a ser lo suficientemente alta, los átomos de hidrógeno entran en fusión transmutando helio, lo que conduciría a la formación de las primeras estrellas. Lo último, es considerado así, debido a que se sabe que la formación de estrellas nuevas es un proceso en curso en galaxias existentes. Sin embargo, aquí sobre esta idea, surge un problema: las sobredensidades observadas en la radiación cósmica de fondo no sobrepasan la cienmilésima. Multiplicadas por mil, ¡apenas deberían superar hoy una centésima! En consecuencia, en este caso la fase lente no habría terminado aún y las galaxias todavía estarían por nacer. Pero las observaciones que hacemos hacia el cielo nos prueban: las galaxias están ahí y desde hace mucho. Además, dado que los elementos más pesados que el hierro no pueden ser creados en una fusión espontánea en estrellas, el universo que conocemos hoy no pudo haber sido formado solamente por esos procesos. En la Tierra, por ejemplo, existen elementos más pesados que el hierro. ¿Cómo esos elementos fueron creados? Es algo, que más adelante lo vamos a intentar de explicar.

Si no estamos equivocados, podemos concluir lo siguiente: el efecto gravitatorio, tal como lo hemos descrito aquí, es demasiado lento. Por lo tanto, debe existir otro factor que intervenga para acelerar el proceso. Pero ¿cuál podría ser? Por ahora, dejemos eso pendiente y estudiemos algunos modelos que están formulados en base a inhomogeneidades causadas, exclusivamente, por efectos de la gravedad en el universo primigenio.

En el marco de la teoría del Big Bang, las semillas de las galaxias fueron sembradas cuando tiempo, espacio, energía y materia estallaron en una gran explosión hace unos 13.700 millones de años. Los físicos sólo pueden teorizar acerca de la dinámica y la distribución de la materia primigenia, pero una cosa es virtualmente cierta: el universo hoy, se encuentra en partes cubierto por grande acumulaciones de gases o estrellas, como si flotaran dentro de un espacio de apariencias oscuras, y que se encuentran flojamente unidas por la fuerza de la gravedad. Fue de esas crisálidas cósmicas – que algunos llaman protogalaxias-- de donde han emergido las bellas galaxias que hoy observamos. Exactamente cómo fueron formadas esas llamadas protogalaxias es uno de los problemas que hemos estado ventilando hasta aquí.

Una de las explicaciones para la formación de las protogalaxias nace de una consecuencia rigurosa con la física. Esta nos indica que es la gravedad el principal actor para que se formen esos objetos en el espacio. Un grumo primordial genera una atracción. La materia de sus alrededores reacciona juntándose aumentando su masa e incrementando la gravedad. Este proceso se amplifica por sí mismo, al igual como se comporta una bola de nieve cuando se desprende en caída desde los altos de una montaña. Así habrían nacido las galaxias del cielo y, si se quiere, con agujeros negros incluidos en sus núcleos centrales. A este modelo de explicación sobre el origen de las galaxias se le suele llamar «modelo de jerarquía gravitacional».

En el proceso que hemos descrito para el embrionaje de las galaxias en el universo es necesario hacer una precisión. No existía ninguna posibilidad de que aquello se pudiese haber llevado a cabo si la materia hubiese sido absolutamente homogénea, ya que cada partícula, atraída de igual manera por todas las que la rodean, permanece en el estado inicial. Pero ello cambia, cuando la materia incrementa levemente su densidad por sobre el medio circundante, lo que hace que se genere un proceso de atracción y, de ahí, a la constitución de las protogalaxias.

Un escenario verosímil, para darle cabida a nuestra teorización anterior, lo podemos describir dándole trabajo a nuestra imaginación. Pensemos que a la materia primigenia, como lo describimos antes, se le generaron aquellas pequeñas inhomogeneidades que mencionamos, albergando en ellas pequeñas fluctuaciones de densidad. Aquellos espacios más densos, en consecuencia, con una mayor gravedad, atraen a la materia circundante. Ésta, primero se les aproxima y, luego se les une, lo que incrementa sus volúmenes de densidad como asimismo sus capacidades de atracción. Se trataría de un efecto semejante al de la «bola de nieve» que ya señalamos, en el cual los espacios más densos vacían progresivamente las regiones más livianas, acentuando continuamente los contrastes de densidad de la masa de la material primigenia. En consecuencia, serían los causantes del nacimiento de todas las grandes estructuras que cohabitan el universo.

La presencia de esos espacios embrionarios debería manifestarse dentro de un plazo breve en la evolución del universo. Sus huellas deberían ser distinguibles en la radiación cósmica de fondo uno de los problemas que siempre rondaba a la teoría del Big Bang.

En marzo de 1992, el satélite norteamericano denominado COBE detectó las primeras evidencias de disparidad térmica en la radiación cósmica. En ello, por fin, se logra distinguir variaciones de temperatura, al nivel de una parte por cien mil. Se había encontrado los gérmenes de las grandes estructuras del cosmos. Si el fluido hubiese sido más homogéneo, un problema significativo estarían abordando los teóricos.

En principio, esta idea aparece bastante encajable, ya que entrega una explicación adecuada para la generación de las galaxias en el espacio intergaláctico y, por ende, también la aparición de las estrellas en las galaxias. Pero hay un problema… Cómo se genera en el universo primigenio espacios de inhomogeneidades más densos. Se trata de un problema, que más adelante lo vamos a abordar.

Ahora bien, sometamos al modelo de jerarquía gravitacional a una simulación computacional en un escenario de cúmulos irregulares en un universo en expansión. Dispongamos en posiciones iniciales 10 mil a 10 millones de puntos de masa, cada uno en representación de una galaxia o porción de una galaxia; programemos una velocidad centrífuga inicial correspondiente a la expansión del universo, y dejemos que interactúen mediante su gravedad mutua. Agreguemos materia faltante, conformando alguna fracción supuesta de la masa total y distribuyéndola de alguna forma también supuesta. Veremos que las hipotéticas galaxias se desplazan por la pantalla del monitor del computador, gravitando una hacia la otra y formando aglomeraciones, cúmulos y vacíos. Ahora, añadamos los efectos de la presión del gas a estas simulaciones computacionales. A continuación veremos que tales efectos –que surgen, en parte, de que las galaxias individuales no constituyen puntos de masa sino que tienen una extensión finita en el espacio– son relevantes sobre distancias de 100 millones de años luz, y menores. Sobre los cálculos de este escenario computacional, también se puede llegar a concluir que los cúmulos irregulares de materia inicialmente inferiores a unas mil veces la masa visible de una galaxia no son capaces de mantenerse unidas bajo los efectos de la radiación.

En síntesis, la tesis de la jerarquía gravitacional es un modelo de abajo hacia arriba para la formación de estructuras cósmicas, en que primero se forman pequeños cúmulos irregulares de materia que van creciendo cada vez más. En el modelo del panqueque, por el contrario, primero se forman grandes condensados de materia que luego se dividen en estructuras más pequeñas. En otras palabras, primero galaxias y después cúmulos o primero cúmulos y después galaxias.

Una de las condiciones que tiene que asumir cualquier modelo sobre la formación de estructuras, es que debe explicar la distribución observada de las galaxias. En especial, los cosmólogos deben explicar por qué muchas galaxias están situadas en capas relativamente delgadas (aquí, «delgadas» significa que el ancho es muy inferior a la altura o la profundidad, a pesar de que ese ancho pueda ser de un millón de años luz). El modelo del Big Bang supone que la gravedad es la fuerza principal para determinar la evolución y la estructura del universo. Y la opinión convencional sostiene que la gravedad produce por sí misma rasgos que varían con fluidez en las localizaciones de las masas, con anchos, alturas y profundidades comparables para cualquier agrupamiento de galaxias. Según esta perspectiva, se necesitan otros fenómenos físicos o condiciones iniciales especiales para obtener características definidas en la distribución de la masa, como las cuerdas o las capas delgadas de galaxias.

Anteriormente mencionamos que la gravedad, por sí sola, no pudo haber sido el único agente que dio origen a las inhomogeneidades que se debieron haber dado en el universo primigenio para que se gestaran las galaxias. En una escala de tiempo del universo, el efecto gravitatorio, tal como lo hemos descrito aquí, es demasiado lento. Otro factor debió haber intervenido para que el proceso se acelerara. Pero, ¿qué?

Señalamos, que el universo, en un comienzo, era como un globo de gas que se había ionizado y, después de unos 300.000 años, el plasma de electrones y protones que se hallaba en ese gas, había comenzado a transformarse en hidrógeno, liberando a los fotones. Al empezar a enfriarse el gas, el hidrógeno que ya contenía –y que se encontraba en un estado ionizado– recaló a un estado neutro. Eventualmente, al llegar el universo a tener una edad de aproximadamente unos ochocientos millones de años, el hidrógeno que contenía se reionizó. De ser ese el escenario que se dio, es asumible pensar, entonces, que las galaxias empezaron su formación desde pequeños «gérmenes» que se embrionaron dentro de ese globo de gas en áreas microscópicas más densas que el resto de la materia de su entorno, lo que les permitió poder atraerla de una manera semejante a la forma como lo estudiamos, cuando una estrella en formación succiona material desde una nube molecular; claro está, que a una escala mayor.

Ahora, para que un objetos se pueda formar y crecer por efecto de la atracción gravitatoria, la fluctuación de densidad en la materia debe contar con una masa que supere el valor crítico conocido como masa de Jeans, ya que si éste es menor, ésta solamente puede oscilar como una onda acústica, sin poder aumentar su envergadura másica.

Si en el globo de gas primigenio, solamente hubiese existido materia bariónica, o sea, aquella que hoy podemos ver, nos surge el problema de tiempo que hemos señalado: el crecimiento de las fluctuaciones no puede ser muy rápido, ya que éste es retrasado por la expansión del universo. Lo anterior, hace aparecer como casi absolutamente imposible que las galaxias se pudiesen haber formado en un plazo corto de la vida del universo en relación con la edad que se le calcula a éste, como nos sugiere las bajas amplitudes de las fluctuaciones iniciales que podemos deducir de los datos que nos proporciona la radiación cósmica de fondo.

Dada esa condicionante, un número importante de físicos teóricos piensan en la actualidad que, al margen de la gravedad, el otro factor que pudo haber intervenido para que el proceso de fluctuaciones en las inhomogeneidades fuese más rápido para que se germinaran las galaxias, es de que existiese en el globo de gas primigenio una cantidad importante de materia oscura, que hoy sabemos de su existencia en el universo, ya que ésta se caracteriza por no ser interactuante –o lo hace muy poco– con la radiación.

En consecuencia, y asumiendo que junto con formarse el hidrógeno en el gas del globo primigenio, lo hizo también la materia oscura, vamos a describir primero, un modelo en el cual se considera que esa materia se formó de partículas livianas, las cuales se habrían movido a velocidades relativistas formando lo que se ha denominado como «materia oscura caliente» (HDM). De darse esa condición, la masa de Jean tomaría un valor alto, por lo tanto, la condensación de las nubes de gas solamente pudo suceder a escalas de supercúmulos.

Esas estructuras gigantes, constituidas como supercúmulos, estarían condicionadas a impedir el paso hacia arriba de otras más pequeñas, las cuales serían las que se convertirían más adelante en galaxias. O sea, la formación de las galaxias sería el producto de un proceso que iría también desde arriba hacia abajo, semejante al modelo panqueque.

Pero en este modelo también tenemos un problema: el tiempo que se requiere para partir desde un supercúmulo es muchísimo más largo para que ello sea compatible con la presencia del alto corrimiento al rojo que se les ha observado a aquellas galaxias que se han podido ver en las zonas más profundas conocidas del espacio. En un escenario de esta naturaleza, las galaxias solamente se pudieron haber formado en un periodo aproximado de unos tres mil millones de años de edad del universo, lo que equivale a un corrimiento al rojo de z = 2.

Otro de los modelos a mencionar de gestación de galaxias con participación de materia oscura primigenia, parte de una formulación con un panorama opuesto al anterior. Se trata del modelo conocido como de materia oscura fría, con el cual se intenta explicar la formación de galaxias y otras estructuras de gran escala, sosteniendo su formulación en base a la hipótesis del universo inflacionario (la veremos en un capítulo posterior), que exige que Ω sea igual a 1 y que especifica las inhomogeneidades iniciales en el universo recién creado. El nombre del modelo proviene del supuesto de que la materia oscura tiene un origen frío, dado que estaría compuesta de partículas pesadas y lentas y, por ello, son fácilmente desviadas por la gravedad. Muchos teóricos que trabajan en el problema del origen de las galaxias y de la estructura en gran escala del universo han adoptado el modelo de la materia oscura fría como punto de partida.

En este caso, los gérmenes de galaxias con una composición de materia oscura fría (CDM), la masa de Jean correspondería aproximadamente a estructuras de un tamaño semejante a los cúmulos globulares o galaxias enanas. Estas pequeñas estructuras o protogalaxias, primero se formarían y, luego, se irían combinando para dar origen juntas a las grandes estructuras galácticas que conocemos hoy día. En función de este modelo, las galaxias se formarían en un rango de corrimiento al rojo de z = 3 ó 4. Se trata de un valor bastante consecuente con la edad que se le calcula al universo, ya que ello corresponde alrededor de 1.5 a 2 mil millones de años, que coincide con observaciones que se han realizado de un gran número de galaxias.

Sin embargo, esas mismas observaciones no han sido un buen aliado de este modelo, ya que de ellas se extrae también más de un argumento como para dudar de su viabilidad. Del catastro confeccionado sobre unas dos mil galaxias en el cual se combinan la información del desplazamiento al rojo, la posición tridimensional y una amplia cobertura del cielo, se infiere la existencia de más aglomeraciones de galaxias en escalas que superan por 30 millones de años luz lo que puede explicar el modelo de la materia oscura fría. Estas observaciones de inhomogeneidades sustanciales en gran escala vienen a ratificar trabajos anteriores de descubrimientos de cúmulos de galaxias a escalas de varios cientos de millones de años luz, que muestran mayor acumulación que la que podría explicar el modelo de la materia oscura fría. También el descubrimiento de El Gran Atractor, comprende inhomogeneidades de masa en escalas para las que el modelo de la materia oscura fría ya no es válido. Considerando todas estas observaciones, es legítimo pensar que este modelo no está excluido de contar también con dificultades.

Diagramas computarizados sobre las características que pudo haber tenido el universo en su evolución.
A la izquierda, se muestra una esquematización del modelo formulado en base a la participación de materia oscura caliente: la distribución a gran escala de galaxias muestra una plana y débil estructura.
A la derecha, se diagrama al universo con una estructura que comienza con la concurrencia de materia oscura fría y que predice una sostenida fisonomía de una débil conexión de filamentos.
Los aspectos que se observan en el universo se hallan entre los dos modelos

Hasta aquí, hemos presentado escenarios de distintos modelos que intentan entregar una explicación de cómo posiblemente se originaron las primeras galaxias en el universo. Todos ellos son opuestos en cuanto a los mecanismos que operaron en las germinaciones galácticas. No obstante, en sus fundamentos generales los puntos débiles de uno son los fuertes de los otros y viceversa. Las ideas que se consideran en estos modelos, afloran desde las observaciones. Se han realizado a la actualidad una cantidad importante de modelos formulados en estos principios, y solamente contando con posibilidades de observaciones con más poder de penetración en la visión, será posible seguir desarrollándolos para validarlos o desecharlos.

Aprovechemos aquí de señalar uno de los aspectos importantes a ser considerado en la formulación de cualquier modelo concerniente a la gestación de las galaxias. Estos, deben contar con alguna explicación sostenible sobre por qué algunas galaxias comportan formas de espirales y otras elípticas. Nosotros tenemos contemplado estudiar más adelante, cuando analicemos las colisiones galácticas, si este fenómeno juega algún rol importante en el origen de una forma en particular de galaxias. Lo que sabemos por ahora es, si la nube inicial de gas tiene un momentum angular importante, ésta tenderá a derrumbarse hacia un disco rotatorio.

Si consideramos algunas de las formulaciones teóricas que se manejan en la actualidad, ellas, en sus cálculos, muestran que mientras más densa es una nube más rápidamente se enfriará y formará estrellas. Una densa nube agotará su gas y dispersará su polvo en un brevísimo tiempo astronómico, lo que puede inhibir la formación de un disco. Dadas esas condiciones, el resultado más probable sería una galaxia elíptica. En otras palabras, una densa nube, con un momentum angular bajo, lo probable es que se convierta en una galaxia elíptica. Por el contrario, una nube con una baja densidad, pero con una alta rotación tenderá a ser, después de su derrumbe, una galaxia espiral.

Una de las cuestiones importantes que deben ser consideradas en los estudios sobre formulaciones de modelos para la gestación de galaxias, es que éstas no se encuentran aleatoriamente dispersas a través del universo, si no que se hallan organizadas a menudo en cúmulos, lo cuales alternadamente son parte de agrupaciones más grandes que hemos denominado como supercúmulos. De este tipo de organización galáctica, salta algunas interrogantes: ¿sobre qué se formaron estas estructuras? ¿el material que comprende las galaxias primero se embrionó y gestó junto, dando a luz a las estrellas, o fueron estas últimas las que se formaron primero, las cuales al interactuar gravitatoriamente unas con respecto a las otras dieron forma a las galaxias?

Con el avenimiento de nuevas tecnologías de observación que han permitido ampliar nuestra visión más allá de la porción visible del espectro electromagnético; los astrónomos, desde la segunda mitad del siglo XX, han realizado descubrimientos sorprendentemente maravillosos, con los cuales se ha ampliado significativamente nuestra comprensión sobre el universo. El conocimiento de la humanidad sobre cómo el universo se originó y de cómo se presentan sus numerosos fenómenos ha crecido exponencialmente en un corto período de tiempo equivalente apenas al promedio de vida humana. Sin embargo, a pesar de los grandes pasos que se han dado, algunas preguntas fundamentales siguen estando sin una respuesta científicamente satisfactoria, como es el caos de la que hemos estado centrados hasta aquí en esta sección: ¿cómo se formó la primera galaxia?

El problema que persiste es que nuestra comprensión sobre el origen del universo es obstaculizada por la imposibilidad que se tiene aún de poder efectuar observaciones directas a ese suceso. Esencialmente, lo que se ha podido hacer hasta ahora, ha sido como intentar juntar un rompecabezas de 10.000 piezas que se han venido encontrando debajo del tablero y que fueron mordidas por un gato. A semejanza de cómo lo hacen los arqueólogos, los científicos que se articulan para estudiar el universo deben desollar lejanos estratos para extraer pistas sobre el nacimiento de las galaxias. En los últimos años, las observaciones que se han podido realizar con nuevos y más poderosos telescopios han permitido penetrar en espacios más profundo y ver galaxias más débiles y distantes, así como objetos para estudiarlos que existieron cuando el universo era todavía bastante joven. Pero todavía, no ha sido posible ver una época del cosmos cuando no existían galaxias. Para ello, se requieren medios con tecnología que permita escudriñar en un período en que el universo sólo contaba con algunos cientos de millones de años de vida, y poder observar el nacimiento de galaxias.

Las teorías sobre cómo comenzó todo se basan en científicas observaciones e investigaciones de algunas de las más brillantes mentes con que ha contado la humanidad; pero son nada más que teorías, y no deben de asumirse como hechos. No se está exento que aparezcan nuevos y radicales progresos que podrían cambiar dramáticamente nuestra comprensión sobre los orígenes del universo.

Dado el conocimiento que ha alcanzado la humanidad en la actualidad, parece bastante razonable considerar que pudo haber existido una gran explosión, el Big Bang, que dio origen al espacio, al tiempo, a la energía y a la materia. Por varios cientos de miles de años después de ocurrido ese suceso, el universo era como un «globo de gas caliente y opaca» de partículas y de radiación subatómica donde no había ambiente propicio para que se formaran elementos. Al enfriarse el gas, la materia llegó a hacerse transparente a la radiación, germinándose entonces la formación de los primeros átomos de hidrógeno y helio. Lo anterior, lo deducimos a través del análisis de las imágenes que logró captar el COBE de la NASA –el explorador de la radiación cósmica de fondo– cuyo estudio nos otorga los primeros signos de la estructura que tuvo el universo en sus inicios, la cual parece asemejarse a un mar de partículas y de radiación sin rasgos distintivos. ¿Fuero variaciones sutiles de un universo liso desde donde geminaron las semillas que dieron origen a las primeras galaxias? Por ahora, no lo sabemos con certeza, y tan sólo podemos teorizar al respecto.

Algunos científicos creen que el universo se fue conformando con pequeñas estructuras, tales como de nubes de gas y cúmulos de estrellas, que en un cierto tiempo se combinaron formando galaxias y cúmulos de galaxias. Otros, teorizan que en la época de los inicios del universo, éste primero se quebró en colosales pedazos que contenían la suficiente materia de construcción como para que se hiciesen estructuras a gran escala –grandes láminas y paredes de millones de galaxias– que progresivamente se fueron fragmentando en nubes de gas y polvo cada vez más pequeñas que, en una última instancia, dieron como resultado galaxias individuales.

El universo joven, en uno de los escenarios que se consideran posibles para que se formaran galaxias

Aquí, hemos entrado a estudiar a otro dos posibles modelos sobre cómo pudieron formarse las galaxias. Según uno de ellos, la Vía Láctea, por ejemplo, se habría originado a través de la combinación de cúmulos de estrellas que habría formando una protuberancia galáctica, o un núcleo, lo que fue acrecentando más gas y polvo hasta constituir un disco aplanado con brazos en espirales. En el otro, y tomando como ejemplo siempre a la Vía Láctea, ésta habría emergido como galaxia, un tiempo después que una enorme región de gas y polvo comenzara a condensarse en el espacio que ocupa hoy el grupo local. Esa región, se habría ido fragmentando continuamente en pequeños ensamblados, los cuales finalmente se frezaron en galaxias individuales tales como la Vía Láctea y sus vecinas las nubes de Magallanes.

Cuando los científicos, tanto astrónomos, astrofísicos como físicos estudian la Vía Láctea, pueden aprender sobre el nacimiento, la vida y la muerte de las estrellas que la cohabitan, ya que las pueden observar o recibir información de varias etapas de su evolución. Estudios detallados sobre las edades y composición química de esas estrellas sugieren que la Vía Láctea se ha conducido durante su existencia –calculada en unos 10.000 millones de años– dentro de una relativa tranquilidad, formándose en ella periódicamente nuevas estrellas. Pero mientras que el estudio de las estrellas ofrece pistas sobre la posible edad que tendría la Galaxia, también otorga pequeñas evidencias que ayudan a explicar cómo la Vía Láctea se pudo haber formado.

Yendo más allá en las observaciones de los límites de nuestra Galaxia, los astrónomos han podido ver otras con edades medianas y maduras. Hace un tiempo atrás, el telescopio espacial Hubble fue focalizado durante diez días sobre un pequeño punto del cielo, la imagen que pudo captar proporcionó la vista más detallada que se tiene sobre el universo joven. Las fotografías que obtuvo, contienen un surtido desconcertante: alrededor de 1.500 galaxias en varias etapas de evolución, que data del tiempo en que el universo tenía aproximadamente unos mil millones de años; o sea, desde cuando se considera como terminada la edad oscura.

En una imagen que corresponde a un punto del espacio profundo, y que Ud. lector puede ver haciendo clic en el siguiente ícono

, se pueden distinguir distintas formas de organización galáctica: galaxias esféricas conocidas como elípticas, de una coloración rojiza producida por las maduras estrellas que las cohabitan, y de galaxias espirales de un ardiente azul cristalino, debido al resplandor de sus jóvenes y calientes estrellas. También se hallan extraños objetos que han sido bautizados como «tadpoles o renacuajos» –semejantes a un combinado tren disturbado y doblado– y que se piensa que corresponderían a restos de galaxias en ruinas; así como una multiplicidad de débiles galaxias enanas. Algunos de estos objetos pueden corresponder a la primera generación de galaxias y estrellas. ¿Se desarrollaron esos tadpoles cósmicos en galaxias como las que conocemos hoy? ¿Son ellos tan pequeños como parecen, y que brillan debido a grandes explosiones de formaciones de estrellas? ¿O son, realmente masivos, con gran parte de su población estelar oculta a la visión por nieblas de nubes de polvo o también por burbujas?

Las respuestas a esas preguntas siguen estando fuera de nuestro alcance, así como otra multiplicidad de misterios que encierra el universo. Los científicos, por ahora, sólo se pueden batirse teorizando sobre cómo las fluctuaciones de densidad de un mar de partículas subatómicas pudieron originar la gran variedad de formas y tamaños de galaxias que componen el universo como lo vemos hoy. Además, el llegar a entender la forma en que evolucionan las galaxias es una necesidad científica medular para poder tener respuestas sólidas a interrogantes mucho más fundamentales, como ser entre otras, las siguientes: cuál es la real extensión del espacio y cuál va a ser el destino que le espera a nuestro universo.

Hemos señalado que la edad oscura del universo comenzó cuando éste tenía aproximadamente unos 300.000 años de vida y que, eventualmente finalizó, cuando éste había alcanzado unos mil millones de años de edad. Pareciese que esas cifras no estarían tan lejos de lo que pudo haber sucedido. Para validar lo último que hemos mencionado, nos sostenemos en los hallazgos de galaxias lejanas que se han efectuado entre los años 2005 al 2007. Astrónomos, han anunciado el descubrimiento de viejas galaxias, a las cuales les han estimado que debieron haber emergido a la vida entre 500 y 750 millones de años después del Big Bang. Claro está, que esas estimaciones están sujetas a las que se tengan como edad para el universo.

Primero fueron astrónomos japoneses que en septiembre del año 2006, anunciaron que habían encontrado una galaxia que tenía un corrimiento al rojo de z = 7, lo que estaría sugiriendo que los cúmulos de estrellas habrían comenzado a formarse, según ello, hace alrededor de 12.700 millones de años, o 750 millones de años después del Big Bang, siempre que el universo tenga una edad hoy de unos 13.450 millones de años. Pero ¿si en vez de 13.450 millones son 13.600?

Recientemente, otros astrónomos, pero esta vez norteamericanos, informaron a través del Astrophysical Journal que habían encontrado a seis muy viejas galaxias que comportaban un corrimiento al rojo de z = 9; o sea, que su formación debió haberse originado 250 millones de años antes que la galaxia que descubrieron primero los astrónomos japoneses. En otras palabras, y sobre la misma estimación de edad para el universo que señalamos para el primer descubrimiento que mencionamos, esas galaxias tendrían aproximadamente unos 12.950 millones de años de edad.

Recordemos, que el corrimiento al rojo es un fenómeno en el cual la longitud de onda de la luz se alargan, mostrándose de un color más rojo, debido a que su fuente se encuentra en un proceso de retroceso. Dado que el universo no ha parado de expandirse desde que tuvo su génesis en el Big Bang, hace unos 13.700 millones de años, la teoría formula que mientras más roja es la luz que se observa, más lejana y más vieja es su fuente.

Una serie de imágenes de acercamiento de la galaxia IOK-1, el objeto rojizo en el centro del último panel, actualmente la más lejana galaxia conocida situado a unos 12.88 millones de años luz. El campo de la ampliación de la imagen abarca 254 × 284 segundos de arco de la región observada en búsqueda de galaxias distantes. El close-up de la imagen es de 8 × 8 segarc (arcsec)

No obstante lo mencionado en los dos primeros párrafos de esta parte de esta sección, para los objetivos que nos hemos prefijado para describir en ella, asumimos que la galaxia más vieja que se conoce es la denominada como IOK-1 situada en un punto tan lejano del espacio que los astrónomos la estarían viendo como apareció a la vida hace unos 12.880 millones de años.

El hallazgo de esta galaxia, nos estaría orientando a considerar que estos objetos comenzaron a emerger en el universo, eventualmente unos 880.000 millones de años después de que éste inició su existencia como un globo de caliente gas de partículas elementales. O sea, dentro del rango que hemos considerado como término de la edad oscura del universo.

Los astrónomos que hicieron el descubrimientos de esta galaxia, para detectar su luz usaron la cámara Suprime-Cam, que está equipada con un filtro especial para buscar objetos distantes, del telescopio Subaru en Hawai. Los astrónomos que han usado este equipo y que se han orientado a la búsqueda de candidatas objetivas lejanas, informaron haber hallado 41.533 objetos y, de ellos, han identificado sólo a dos galaxias. Para estudiarlas, recurrieron al espectrógrafo para objetos débiles FOCAS y, la más brillante de las dos, resultó ser IOK-1, con un corrimiento al rojo de z = 6.964, lo que confirmaría que se halla a una distancia estimada en 12.880 millones de años luz.

El descubrimiento, abre un desafiante campo a los científicos para poder entender la mecánica que prevaleció en el lapso comprendido entre 760 y 820 millones de años después del Big Bang. IOK-1 es solamente una, entre dos galaxias, de ese estudio observacional que pertenecería a esa distante época. En un principio, los astrónomos que trabajaron en este programa, pensaban hallar por lo menos unas seis galaxias a esas distancias. Pero lo interesante que tiene el descubrimiento de IOK-1, es que conduce a considerar que debió haber existido en el universo de esa época cambios que ocurrieron en el transcurso de 60 millones de años y que eran sospechados por los teóricos.

Recordemos, que anteriormente habíamos hablado que en los finales de la edad oscura del universo, debía de haber ocurrido un proceso de reionización. Este descubrimiento de IOK-1 viene, de alguna manera, no solo a avalar la posibilidad de esa idea, sino que también a ayudarnos a complementarla. Según lo que podemos extraer de los resultados del análisis del estudio, es posible pensar que 760 millones de años después del Big Bang, el universo todavía contaba con suficiente hidrógeno neutro como para bloquear nuestra visión de jóvenes galaxias al absorber la luz de recién nacidas calientes estrellas. Una vez transcurridos 60 millones de años más, no tendría por qué no considerarse que deberían existir ya una cantidad suficiente de calientes estrellas jóvenes como para que ionizaran el hidrógeno neutro restante, convirtiendo al universo en lo suficientemente transparente como para que veamos la luz que emana de sus estrellas.

Otra interpretación que se puede considerar sobre este mismo tema extraída del estudio, es de que 60 millones de años después de los primeros 760 millones de años de ocurrido el Big Bang, existían en el universo pocas galaxias grandes jóvenes y brillantes. Si ese fue el caso, entonces no nos cabe más que pensar que la reionización ocurrió antes de los 12.88 mil millones de años.

De todas maneras, por ahora no existe certeza alguna sobre cuál podría ser la interpretación final más correcta. El descubrimiento, sólo deja de manifiesto que los astrónomos están escudriñando en excavaciones sobre la luz que aparece en los finales de la edad oscura del universo. Una época, en la cual emergieron las primeras generaciones de estrellas y galaxias, y que los astrónomos no habían podido observar.

Sabemos que las galaxias jóvenes deben de contener estrellas de una amplia gama de masas. Las estrellas que másicamente son más pesadas tienen temperaturas más altas, y emiten radiación ultravioleta, la cual calienta e ioniza el gas que se halla próximo a ellas. Mientras que el resto del gas que no se encuentra en las proximidades de una caliente estrella irradia, en una etapa, un exceso de energía que lo puede llevar a neutralizarse de nuevo. Durante el tiempo en que ocurre un proceso como el descrito, el hidrógeno siempre irradiará emisiones de luz en 121,6 nanómetros, llamada le línea Lyman-alfa. Cualquier galaxia que contenga un número significativos de estrellas calientes presentará una luminosidad muy brillante en esa longitud de onda. Si las estrellas que conforman una galaxia se formaron al mismo tiempo, aquellas que son más brillantes permitirán mantener una emisión de luz de ésta dentro del rango de la línea Lyman-alfa por un período que puede ir de entre 10 a 100 millones de años.

Para poder estudiar galaxias como la IOK-1 que se gestaron en los primeros años de vida del universo, los astrónomos están conminados a focalizar sus observaciones fuera de los rangos de la línea de Lyman-alfa y centrarse en el corrimiento al rojo en función de la expansión del universo. Sin embargo, dentro de longitudes de onda más larga (700 nanómetros), deben de asumir, en el primer plano, las emisiones producidas por las moléculas de OH que cohabitan en la atmósfera de la Tierra, las cuales interfieren con las débiles radiaciones que proceden de objetos distantes.

Los astrónomos que efectuaron el estudio observacional, para poder detectar la débil luz de las galaxias distantes, procedieron a realizarlo en una longitud de onda donde la atmósfera de la Tierra no tiene un brillo intenso; o sea, en aberturas de 711, 816, y 921 nanómetros. Estas aberturas o ventanas, corresponden a emisiones Lyman-alfa de corrimientos al rojo de galaxias de 4.8, 5.7, y 6.6. Guarismos que indican el tamaño del universo según sus años comparado con hoy, y que corresponden a 1.26 mil millones de años, a 1.01 mil millones de años, y a 840 millones de años después del Big Bang. Lo anterior, se asemeja a hacer arqueología del universo joven, como si los particulares filtros usados permitieran a los científicos ver en diferentes capas de una excavación.

Si hasta ahora, existen profundas discrepancias en cuanto a la formación de las galaxias; por qué no se habrían de tenerse también con respecto a su evolución. Ello no es grave, ya que se puede decir que no son muchos los años que se ha profundizado en el asunto lo suficiente como para poder elaborar hipótesis defendibles. Hoy los astrónomos cuentan con varios nuevos instrumentos que se utilizan para estudiar galaxias muy lejanas, de las que Allan Rex Sandage llama «el borde del mundo». Es interesante hacerlo porque puede aclararnos algunos de los problemas más importantes que afrontan las ciencias que se articulan para estudiar el cosmos: ¿Qué procesos rigen la evolución de las galaxias y cuál es la estructura general del universo? Pero, a pesar de los adelantos tecnológicos en los sistemas de detección, los científicos no son tan optimistas en tener una pronta respuesta a tales preguntas, porque los datos que obtienen los astrónomos en la observación no son fáciles de interpretar. Por ejemplo, algunas galaxias lejanas tienen colores que no se corresponden con su corrimiento o desplazamiento al rojo, lo que indica que no conocemos en realidad la composición de esas galaxias. Otro problema lo plantea el que tengamos que usar para determinar la distancia a galaxias lejanas, unas galaxias que tienen todas, aproximadamente, la misma luminosidad a lo largo del tiempo, ya que en esos lugares, como lo estudiamos, no es posible contar con algún faro referente. Pero si las galaxias evolucionan, su luminosidad puede haber sido muchísimo mayor en el pasado y quizás sea incorrecto utilizarlas como unidad de medida. En consecuencia, los problemas que plantea el determinar la evolución de las galaxias y los que plantea la estructura a gran escala del universo están entrelazados. Otro punto interesante que nos pueden aclarar los avanzados instrumentos que actualmente se usan para estudiar el cielo es el de la antigüedad de las galaxias. Es cuestión nada fácil de aclarar, pese a que se han descubierto galaxias tan lejanas como IOK-1 que se halla a 12.880 millones de años luz de nosotros, pero desde nuestra posición las vemos demasiado tenues y pequeñas con nuestros telescopios ópticos actuales. Pero están también los quásares, y puede que éstos sean los núcleos luminosos de nuevas galaxias, que evolucionaron convirtiéndose en las galaxias ordinarias. Pero, de momento, suponiendo que las galaxias ordinarias evolucionaran a partir de los quásares, el problema de la antigüedad de las galaxias es, sin duda, el mismo que el de la de éstos.

Uno de los quásares más lejano conocido, y seguramente uno de los más antiguos del universo, es el que se encuentra localizado en la constelación de Los Peces (Piscis), denominado como CFHQS J2329-0301, que se halla a una distancia de aproximadamente unos 12.700 millones de años luz. Se aleja de nosotros a una velocidad que equivale al noventa por ciento de la de la luz, y la luz que nos llega de él nació cuando el universo tenía sólo un poco más mil millones de años. Sin embargo, se ha comprobado que la mayoría de los quásares se hallan en una época equivalente a entre un tercio y un sexto de la antigüedad que hoy tiene el universo, en la de-nominada era de los quásares. Los astrónomos han buscado más atrás en el tiempo pero han ido encontrando cada vez menos quásares, C FHQS J2329-0301 es una de las excepciones. Quizás estén oscurecidos por el polvo, pero parece como si todos los quásares se hubiesen encendido y luego apagado aproximadamente al mismo tiempo en la historia del cosmos. Se cree que existen a partir de los primeros cientos de millones de años del Big Bang y hasta los primeros miles de millones, 8.000 y 10.000 millones de años, una escala temporal aceptable, comparada con la edad de las estrellas más viejas y casi la edad del propio universo.

¿Qué aspecto tenían las galaxias antes de la era de los quásares? Los astrónomos buscan, con instrumentos muy sensibles, las «galaxias primigenias», algunas de las cuales se sabe que están rodeando un quásar, pero son demasiado tenues para que las veamos. Se cree que existen a partir de los primeros cientos de millones de años del Big Bang y hasta los primeros miles de millones. Descubrir una galaxia así es como encontrar un fósil insólito, como se ha podido constatar con IOK-1. Por lo que hemos podido rescatar de esa galaxia, podemos pensar que son estructuras difusas con escasa luminosidad superficial, sin que se tenga la posibilidad de identificar el color que tienen. Si fuesen azules, indicaría un índice elevado de formación estelar. ¿Qué aspecto tenía entonces el universo? Por ahora, nadie lo sabe con seguridad. Hay pocos datos o ninguno sobre este período primordial, lo que propicia que se desate la imaginación.

Hemos supuesto que el quásar que hemos mencionado, emergió a la vida unos mil millones de años después del Big Bang, la gran explosión que dio origen a todo lo conocido. Incluso, a la materia que progresivamente dio forma a las estrellas y a las galaxias. Pero todos los pasos de esta complicada transformación –de gran explosión a universo de estrellas y galaxias– no se conocen con precisión. Por ejemplo, después del nacimiento de las galaxias, la materia que quedó en el vacío que las separaba retomó el proceso de calentamiento, creando el gas ionizado que puede verse hoy día con ayuda de instrumentos. Sin embargo, no se sabe con exactitud cuándo ocurrió este paso importante en la evolución cósmica.

Pero sabemos, eso sí, que en el universo los objetos tienen un evolución. Las galaxias, no pueden ser la excepción y, sobre ello, aquí vamos a desatar nuestra imaginación.

En la sección anterior, expusimos una serie de modelos alternativos sobre el origen de las galaxias sin asumir una predilección. Aquí, para poder centrarnos en lo que pretendemos describir, nos corresponde señalar primero, que muchos de los aspectos sobre la evolución de las galaxias no se pueden determinar todavía con alguna certeza. Una de las cuestiones dominantes sin resolver es la de si se formaron primero las galaxias o los cúmulos galácticos. Una breve y atenta lecturas sobre las evidencias observacionales estarían favoreciendo la hipótesis de que las galaxias, al ser más densas que los cúmulos, se formaron primero. Supongamos que las galaxias y los cúmulos galácticos se formaron exclusivamente por atracción gravitatoria de la materia en un universo que se expandía, lo cual implica también que una muy poca energía se debió haber expandido por el calor y la radiación durante el proceso formativo. Si lo anterior fue así, el universo, en su temprana edad, era muchísimo más denso que los cúmulos; por lo tanto, las galaxias se originaban y crecían aisladamente en bloques de zonas de construcción evolutiva como si fuesen paneles de abejas locales. Lo anterior, también es sostenible, dado el hecho, de que la mayoría de los cúmulos se observan, desde un punto de vista dinámico, como sistemas bastante jóvenes. Además, muchos cúmulos galácticos son bastante irregulares; lo que lleva a pensar que ello se debería a que no han tenido el tiempo suficiente para poder convertirse en sistemas dinámicos distendidos. En consecuencia, y dado lo último expuesto, los cúmulos galácticos presumiblemente iniciaron su formación en un corrimiento al rojo del orden de z = ~ 6.

Por su parte, se piensa que las galaxias debieron haber iniciado su formación y evolución en forma aislada entre el corrimiento al rojo que va entre z = 5,7 y z = 6,6, período que se extiende desde las primeras fluctuaciones iniciales hasta aproximadamente la mitad de la edad del universo. Esta estimación, se basa en el hecho de que sólo en una primera época correspondiente a esta gama de corrimiento al rojo, el universo es tan denso como las nubes protogalácticas de las cuales se forman las galaxias. Sin embargo, no se descarta la posibilidad de que algunas galaxias podrían haberse desarrollado como resultado de la fusión de pequeños y densos sistemas individuales que se formaron en un período previo al que hemos señalado, es decir, entre corrimientos al rojo de z = 6,9 a z = 7,2. También se consideran, formaciones que pudieron haber sido más recientes y, de hecho, todavía podrían darse en la actualidad como una consecuencia de fusiones. Todo esto que hemos descrito, pudo y puede ser posible en la medida que la energía irradiada durante el colapso haya sido mínima, ya que siendo así, es factible poder inferir directamente la densidad protogaláctica desde la densidad observada. Es obvio, que en esta argumentación, la conservación de la energía desempeña un papel crucial y, su razonamiento es semejante al utilizado para predecir cuál alto puede ser el rebote de una pelota, bola o balón al ser golpeada, el cual, como sabemos, ello depende de la mayor o menor fricción que tenga sobre la superficie para conservar la energía que se le induccionó. Claro está, que un escéptico sostendrá que aquellas galaxias que se observan aisladas pudieron haberse formado originalmente dentro del entorno de cúmulos o grupos galácticos.

Las observaciones practicadas sobre cúmulos galácticos, nos dan señales que éstos han seguido un proceso evolutivo. Por lo que se observa, se deduce que aquellas galaxias más masivas tenderían a concentrarse en el centro de las agrupaciones, mientras que las de menor envergadura másica se irían alojando en las partes periféricas de los cúmulos desde donde, muchas de ellas, serían expulsadas. En consecuencia, no hay razones para no pensar que muchas de las galaxias que se observan aisladas en el espacio pueden ser miembros excluidos de algún cúmulo. Las componentes de nuestro propio vecindario galáctico, el Grupo Local, pudieron haber sido, en el pasado, miembros del cúmulo o del supercúmulo de Virgo. Ahora, con respecto a las evidencias que existen sobre la existencia de grandes huecos en el espacio –vacíos de luminosas galaxias– entre los grandes supercúmulos, una explicación para ello es de que las galaxias tienden a aglomerarse agrupándose con otras.

Podríamos argumentar que cúmulos de grandes nubes inicialmente se condensaron desde inhomogeneidades en la densidad del temprano universo y se fragmentaron en galaxias. Este enfoque, podría permitir explicar las masas y dimensiones que comportan las galaxias y algunas otras características de los cúmulos. Sin embargo, una de las desconcertantes propiedades que muestra la distribución que tienen las galaxias, no es fácil de poder ser interpretada desde la visión de una hipotética fragmentación: la abundancia de cúmulos de galaxias en sí mimo.

En el universo conocido, no son numerosos los grandes cúmulos de galaxias, pero existe una gran preponderancia de pequeños cúmulos y grupos de galaxias. Las separaciones que se dan entre pares de galaxias han sido cuantitativamente calculadas en un estudio que presenta el catálogo Shane-Wirtanen, en el cual se han enumerado cerca de un millón de brillantes galaxias ubicadas dentro de una porción importante del espacio. Este estudio, arroja que la probabilidad de que una galaxia tenga a una congénere vecina a una cierta distancia r decrece sistemáticamente en la medida que r se incrementa. El resultado probabilístico puede ser expresado en términos de separación r. Esta función de la correlación de las galaxias disminuye aproximadamente como la inversa del cuadrado de r. Lo anterior, puede arrojar como resultado, sobre un rango de 1.000 en r, separaciones que van desde decenas de miles a decenas de millones de años luz, lo que equivale desde las dimensiones de las galaxias a las de los grandes cúmulos galácticos.

Hasta ahora, la teoría que concita una mayor aceptación para explicar la correlación de la distribución de las galaxias, en su formulación, concurre a utilizar el modelo conocido como «agrupación jerárquica». Este modelo de la agrupación jerárquica, lo podemos visualizar como si fuese casi lo contrapuesto al proceso de la fragmentación de los gases. Lo anterior, no quiere decir que la fragmentación de los gases haya desempeñado un papel de poca importancia; por el contrario, es casi seguro que fue responsable de la formación de las estrellas en los procesos colapsantes de protogalaxias. Sin embargo, desde una perspectiva de las fluctuaciones de la densidad primordial, es más simple para poder examinar la evolución isotérmica o las fluctuaciones de la materia oscura fría. Dentro de ese contexto panorámico, primero se forman las galaxias y, luego, se van agrupando debido a su mutua atracción gravitacional. Es posible que las fluctuaciones iniciales que darían origen a las galaxias tuviesen una amplia gama de aglomerados másicos con dimensiones desde las de cúmulos globulares con un millón de Masa solares a gigantes elípticas con 1.000 millones de Masas solares. Primero se desarrollaron grupo, luego lo pudieron haber hecho cúmulos, seguidos de algunos materialmente más ricos y, eventualmente, supercúmulos. Se produce una agrupación jerárquica: grupos constituyendo débiles cúmulos a ricos cúmulos. La distribución resultante de galaxias puede explicar las correlaciones observadas, siempre que las galaxias recién formadas hayan estado aleatoriamente ordenadas. Ahora, si las galaxias comenzaron a formarse en un corrimiento al rojo de aproximadamente z = ~ 7, las correlaciones que se pudieron haber dado posteriormente estarían coincidiendo con las que se observan en la actualidad. Esto último, lleva a suponer que la densidad del universo no es tan baja en comparación a la considerada como la crítica; si ello no fuese así, la gravedad sería más débil que la requerida para los tiempos del proceso, por consiguiente, las primeras galaxias deberían haberse formado en un corrimiento al rojo levemente mayor.

Al margen de los modelos de agrupación jerarquizada y de fragmentación, se han formulado otros que han sido estudiados a través de simulaciones computacionales. Algunos ya los empezamos a ver, por lo menos, en aquellas partes que consideramos importantes para complementar el tema que estábamos tratando. Aquí, vamos intentar describir algo más sobre ellos que guardan relación con lo que estamos exponiendo. Por ejemplo, las simulaciones computacionales relacionadas con el modelo de la materia oscura caliente o panqueque, arrojan un resultado que da lugar a un excesivo número de grandes cúmulos de galaxias, mientras que el de la agrupación jerárquica o de la materia oscura fría, presenta a un universo que se asemeja mucho más al observado. De hecho, si hacemos una comparación entre la teoría de la materia oscura fría con las observaciones, se nos hace bastante difícil poder distinguir al universo verdadero del que se ha simulado.

Se ha deducido, desde un número similar de simulaciones computacionales sobre aglomeraciones cumulares galácticas, que la distribución inicial de las fluctuaciones requeridas decrece sistemáticamente a escalas cada vez mayores. Específicamente, cuando se contrastan con respecto a la densidad inicial, la cual variaría a escalas galáctica del orden de M ^–1/3 y M ^–2/3 a escalas mayores, donde M es la masa total que comporta una longitud de escala dada. Pero, no obstante lo anterior, la materia oscura fría, en una notabilidad, da lugar, con exactitud, a los requerimientos de las formas deseadas para las correlaciones que son medibles en la distribución de las galaxias. Inicialmente el universo, a las escalas de los cúmulos de galaxias, era muy poco grumoso, casi plano, pero progresivamente, a escalas más pequeñas, va presentando inhomogeneidades que se van acentuando cada vez más. En la medida que el universo se va expandiendo y desacoplándose, en un corrimiento al rojo de z = < 7, las fluctuaciones en la escala de los cúmulos de galaxias debió haber sido del orden de 0,1 por ciento. En principio, esas fluctuaciones son medibles explorando sobre las variaciones de temperatura de las microondas de la radiación cósmica de fondo, lo que implica indagar sobre el momento en que se inicia la era de desacoplamiento, cuando los fotones de la microonda fluyen libremente hacia nosotros. Ahora, si extrapolamos lo que inferimos de la fluctuación espectral sobre escalas de masas con dimensiones decrecientes, ello nos infiere aglomeraciones cumulares con masas del orden de 100 millones de Masas solares que se habrían condensado un poco tiempo después de el desacoplamiento. Algunos físicos cosmólogos, han argumentado que estos aglomerados fueron los precursores de las galaxias. Para ellos, podrían ser el resultado de fluctuaciones isotérmicas primordiales que se colapsaron y formaron cúmulos de estrellas o compactas galaxias en un corrimiento al rojo z = > 7. Esas fluctuaciones serían del orden las 100.000 Masas solares o más. Esos primeros objetos que colapsarían, posteriormente, se fusionarían con otros y, emergerían como galaxias.

Por su parte, la teoría de la materia oscura fría es más específica en sus predicciones. En su formulación, perfila con muchas especificaciones la distribución que pudieron haber alcanzado las fluctuaciones de la densidad, e infiere que los primeros objetos no lineales pudrían haber colapsado en un corrimiento al rojo cerca de z = 20. Empezándose, a continuación, a formarse las agrupaciones jerárquicas, constituyéndose a través de agregados de aglomerados cada vez mayores, siendo posteriormente, arrastradas por la expansión del universo lejos de los lugares cósmicos donde se iniciaron los colapsos. Dado que esas agrupaciones se desplazaron, casi al mismo tiempo, desde el lugar donde se formaron, se combinaron por efectos gravitacionales, unas con otras. En un proceso de esa naturaleza, las nubes de gas y de materia oscura se pueden fusionar con facilidad, debido a que mucha de la relativa energía cinética que se da en los encuentros, es absorbida por los movimientos internos, y por el espiral producido por las inevitables colisiones de las propias nubes. Simulaciones computacionales han revelado que casi todos los rastros de la subestructura son borrados por tales fusiones gravitacionales. Pero además, esas simulaciones describen que en ese escenario de fusiones se desarrollan sistemas jerárquicos, a través de combinaciones de galaxias que van constituyendo, cada vez, una más grande, hasta lograr una envergadura másica galáctica como las que conocemos hoy. . Pero ¿Cuáles eran las clases iniciales de fluctuaciones de la densidad que debieron haber estado presente en el temprano universo que predice esta teoría?

Antes que se formaran las galaxia, en las primeras etapas de la evolución del universo, las fluctuaciones de densidad que lo impregnaban estaban aleatoriamente distribuidas y se asemejaban a una de las características físicas de las formas de ruidos. Por lo general, se utiliza el concepto de ruido para definir al sonido, pero también es una manera conveniente de caracterizar cualquier distribución de las fluctuaciones. Hay muchas variedades posibles de ruido sinusoide, entre ellos, los no aleatorios. Si el espectro del ruido que describe las fluctuaciones en el universo primigenio es totalmente aleatorio y no ruido de fondo o blanco, es debido a ello no ha sido definitivamente resuelto. De acuerdo con estudios computacionales sobre agrupaciones de galaxias, existiría una ligera tendencia a favorecer un modelo en el cual el ruido se correlaciona sistemáticamente hacia escalas más grandes, en cuyo caso el espectro de la fluctuación de la densidad inicial variará más o menos como está previsto por la hipótesis de la materia oscura fría. Por su parte, el ruido de fondo o blanco, en un escenario computacional, se asemeja a un radio estático y parece tener la misma intensidad en todas las frecuencias, lo cual no otorga una buena correspondencia con las correlaciones de las galaxias observadas. Si el ruido es cada vez más correlacionado en escalas más grandes, puede tender a aumentar en intensidad en bajas frecuencias, o más longitudes de onda. En ese caso, el universo aparece conteniendo inicialmente correlaciones en lugar de ruidos aleatorios.

Como hemos visto, la fuente de ruidos cósmicos, en términos de efectos gravitacionales en el universo temprano, sigue siendo un tema de especulación. La cosmología inflacionaria predice que las pequeñas fluctuaciones cuánticas se asemejan a una forma de correlación del ruido. Algo de esa naturaleza puede ser considerado a tomar en cuenta en cuanto con respecto al origen y la distribución de las galaxias en el espacio. Ahora, si el espectro se extiende a escalas de masas pequeñas como del orden de un millón de Masas solares (que corresponden a las fluctuaciones primordiales en la materia oscura fría o de las isotérmicas primigenias) o si sólo van desde una escala de 1.000 millones de Masas solares a mayores (que corresponden a las fluctuaciones adiabáticas primordiales en bariones o repercusiones de la materia oscura caliente) es una cuestión que todavía se debate con energía, aunque la primera hipótesis se ve favorecidas.

En términos numéricos, las simulaciones computacionales apoyan la hipótesis de la materia oscura fría, aunque todavía hay cuestiones sin resolver, en particular aquellas relacionadas con la estructura a gran escala. En cuanto a la hipótesis de la materia oscura caliente, ésta aparece bastante cuestionada por lo que vamos a describir a continuación. Una evolución formulada partiendo de un proceso que va desde arriba hacia abajo, estaría implicando que la formación de las galaxias sería un fenómeno de reciente data, ya que éstas sólo se habrían gestado después de los colapsos cumulares. Si nos ceñimos a lo observado, ello aparecería como una contradicción, dado que se han detectado evidencias en que aparecen formándose estructuras a una temprana edad del universo, al verse galaxias en corrimiento al rojo de z = < 7, como son los casos de IOK-1 y A1689-zD1, u otros débiles objetos detectados radiando hidrógeno neutro en la línea de Lyman alfa en un corrimiento al rojo de z = < 7,5. De lo anterior, se desprende que la hipótesis de la materia oscura caliente o de la fragmentación gaseosa cumular, estaría en serias dificultades. Más aún, esas evidencias fortalecerían la distribución de la correlación de las galaxias a favor del modelo de agrupación jerárquica, en el cual primero se forman pequeñas galaxias.

No obstante lo expuesto en el párrafo precedente, un escenario con variaciones sobre la hipótesis de la fragmentación cumular gaseosa podría todavía ser viable. Asumiendo una de las ideas descritas anteriormente, podrían haberse dado, durante los primeros procesos evolutivos del universo, gigantescas explosiones a escala de toda una galaxia, las cuales habrían barrido grandes aglomerados de gas intergaláctico, los que se habrían fragmentado dando origen a una nueva generación de galaxia que, a su vez, se podrían haber liberado, desde los inicios de sus vidas, de la explosiva energía. Este mecanismo de amplificación explosiva que daría como resultado galaxias formadas por la fragmentación de aglomerados gaseosos, no requeriría de muchas semillas para iniciar el proceso y, a su vez, podría dar lugar a los enormes vacíos de materia no luminosa.

Pero, por otro lado, el modelo de la fragmentación cumular gaseosa no ha tenido todavía un desarrollo que permita contar con un marco de referencia para evaluar su posible viabilidad en sus predicciones con respecto a la generación de las correlaciones entre las galaxias. En su formulación, no queda claro si las galaxias se formaron antes o al mismo tiempo que los cúmulos, y cuál es el proceso dominante entre la agrupación jerárquica y la fragmentación cumular gaseosa, lo cual, todo ello, deja una serie de cuestiones sin resolver y, además, abierta una brecha para la controversia.

Señalamos anteriormente que los pasos de la complicada transformación desde una gran explosión a un universo de estrellas y galaxias, no se conocen con precisión. Pero recientemente, se ha adelantado un paso significativo para ir avanzando en nuestros conocimientos sobre cómo pudo haber empezado a estructurarse la evolución del universo para llegar a ser el que actualmente observamos. Un grupo de astrónomos, usando para sus observaciones el Very Large Telescope (VLT), recientemente descubrió docenas de objetos débiles y discretos, ubicados a una distancia aproximada de unos 11.700 millones de años luz, que emiten radiación de hidrógeno neutro en la llamada línea Lyman alfa, un sello fundamental de las protogalaxias.

Una gran mayoría de científicos orientados al estudio del universo, piensan que éste, en sus primeras etapas de vida, acogía una tenue y casi uniforme masa de gas. Una popular teoría de formación de galaxias predice que el gas experimentó un proceso de acreción mediante el cual se formaron galaxias más pequeñas que las normales de hoy, colisionando después unas con otras y fusionándose para convertirse en las galaxias masivas que vemos ahora. El nuevo descubrimiento brinda un fuerte apoyo a esta teoría.

Durante la década de los ‘90, creció la cantidad de evidencias a favor de este modelo de agrupación jerárquica en la evolución galáctica, incluyendo mediciones de cuásares distantes, que mostraron cómo coinciden las características de las nubes de gas cósmico (el depósito de materia para la formación de galaxias) dentro de ese esquema teórico.

Esas nubes de gas, por lo general, son oscuras y visibles sólo como objetos en primer plano, al hacer algo de «sombra» contra un quásar brillante en el fondo. Las sombras de una clase concreta, percibidas cuando esos pequeños bloques de construcción protogalácticos se interpusieron en la línea de visión de algún quásar, fueron durante muchos años las únicas pistas que se tenían de que en el pasado lejano existieron numerosas poblaciones de galaxias tempranas.

Hasta ahora, esa posibilidad no podía ser puesta a prueba porque tales protogalaxias, con sus bajas masas y minúsculas poblaciones estelares, eran demasiado débiles para las observaciones. La débil señal lumínica de estos objetos detectada ahora por el equipo de la investigación implica bajos índices de formación de estrellas y un grado aún pequeño de enriquecimiento químico, tal como se espera de las galaxias jóvenes. Los objetos son alrededor de 20 veces más comunes que todas las galaxias distantes vistas anteriormente en las observaciones efectuadas desde la superficie de la Tierra, un descubrimiento que concuerda con las características de esas desconcertantes sombras y con la abundancia de protogalaxias tempranas de baja masa propugnada en el modelo de la agrupación jerárquica para la evolución galáctica.

Pero al margen de este importante descubrimiento, nuevos estudios sobre la evolución de las galaxias, llevan a pensar que éstas nacen siendo pequeñas espirales con una muy activa formación de estrellas para, luego, envejecer como grandes elípticas con una mediatizada o ninguna gestación estelar. En esto, ha sido importantísimo lo que ha venido observando el satélite de la NASA Galaxy Evolution Explorer (GALEX) desde que fue puesto en el espacio, en el año 2003.

Desde su lanzamiento, el GALEX ha venido observando decenas de miles de galaxias en luz ultravioleta, lo que ha permitido poder entender mejor su evolución en el tiempo. De análisis realizados sobre sus observaciones, se han obtenido evidencias que avalan lo sostenido por la teoría sobre la evolución galáctica denominada como «nurture», la cual sostiene que las elegantes galaxias espirales y las elípticas están enlazadas en su evolución.

De acuerdo con lo que formula la teoría nurture, una típica joven galaxia comienza su vida como una espiral muy activa en cuanto a la generación de estrellas. A través del tiempo, la espiral se fusionaría con otra de las mismas características o con una irregular. Al ir envejeciéndose, la galaxia espiral, eventualmente, iría disminuyendo su producción estelar hasta transformarse en una espiral.

Por lo que se ha logrado confirmar en los estudios realizados, todas las galaxias comienzan su vida formando estrellas. Luego, a través de una combinación de fusiones, agotamiento del combustible y quizás la activa participación de un agujero negro, eventualmente las galaxias dejan de producir nuevas estrellas.

Por lo general, los científicos que se dedican, hoy día, al estudio de las galaxias, cuando hablan de ellas tienden, en general, a referirse al color que tienen, ya sea azul o rojo, en vez de a la forma que comportan. La mayoría de las galaxias azules son pequeñas espirales o irregulares y la mayoría de las rojas son grandes elípticas, aunque hay excepciones.

Como lo hemos estudiado, el color que presenta las galaxias a la vista del observador indica cuán activamente están produciendo nuevas estrellas. Las estrellas jóvenes brillan en ultravioleta o luz azul, por lo cual esas galaxias presentan una visión azul que representa una alta fertilidad estelar. Por su parte, las estrellas más viejas emiten luz infrarroja o roja, lo cual, al observarse así, está indicando que en ellas ya no hay casi formación de nuevas estrellas. Casi la mitad de las galaxias son azules y la otra mitad rojas.

Los científicos han postulado que las galaxias azules crecen hasta hacerse rojas. Proponían que algo ocurría a las galaxias azules que causaba la detención de la formación de estrellas y las hacía madurar hacia pasivas galaxias rojas. Para que esta teoría evolutiva fuera cierta, debería haber una población de «infantiles» galaxias en el proceso de transición de azules a rojas o de jóvenes a viejas. Pero semejante transformación cósmica debería tardar miles de millones de años. ¿Cómo podrían los astrónomos estudiar un proceso tan largo?

Una solución es mirar grandes cantidades de galaxias. Imagine un hipotético extraterrestre tratando de entender la evolución humana con sólo un puñado de fotos de gente de distintas edades. Los extraterrestres podrían asumir que los chicos crecen y se hacen grandes, pero podrían entender mejor la vida típica de un humano si miraran en muchísimos álbumes de fotos.

La misión del GALEX ha venido proveyendo a los astrónomos de un portfolio semejante de galaxias. Sus datos, ha permitido a los científicos encontrar un número significativo de galaxias «infantiles» y así probar que las jóvenes espirales o azules crecerán hacia más viejas galaxias elípticas o rojas.

Hemos recorrido un largo camino desde la visión de las galaxias como los universos-isla aislados de Hubble. La teoría galáctica y la observación están trazando una nueva visión de la evolución de las estrellas. Así como las estrellas forman grupos dentro de una galaxia creando un rico entorno, las galaxias tienden a agruparse en cúmulos y proporcionan dentro del universo un entorno que interactúa de forma compleja. Las galaxias elípticas abundan más en las zonas muy densas de los cúmulos galácticos, mientras que las espirales se hallan relativamente aisladas o en las zonas menos densas de los cúmulos. Como lo hemos visto, hay cada día más pruebas de que las galaxias próximas al centro de los cúmulos fueron en tiempos espirales que se desprendieron por alguna razón de su gas, por lo que se paralizó en ellas el proceso de formación estelar. El entorno galáctico tiene, pues, una gran importancia para determinar la estructura, la forma y la evolución de una galaxia.

Las estrellas evolucionan, las galaxias evolucionan y los cúmulos de galaxias evolucionan también. No hemos hecho más que empezar a descifrar los mecanismos de esta evolución. Nos enfrentamos a obstáculos enormes. Ni siquiera podemos saber cuáles son los elementos materiales primarios del universo. Pueden tener gran importancia para comprender tales procesos las formas invisibles de materia (los agujeros negros, a nivel macroscópico, las nuevas partículas cuánticas al microscópico).