Los astrónomos predicen una gigantesca colisión: la Vía Láctea y Andrómeda.

31 de mayo de 2012: Los astrónomos de la NASA dicen que ahora pueden predecir con certeza el próximo gran evento cósmico que afectará a nuestra galaxia, el Sol y el Sistema Solar: la gigantesca colisión de nuestra galaxia la Vía Láctea con la vecina galaxia de Andrómeda.

La Vía Láctea está destinada a conseguir un cambio de imagen importante durante el encuentro, que se prevé que suceda dentro de cuatro mil millones de años. Es probable que el Sol sea arrojado a nueva región de nuestra galaxia, pero nuestro Sistema Solar y la Tierra no están en peligro de ser destruidos.

“Después de casi un siglo de especulaciones sobre el destino futuro de Andrómeda y nuestra Vía Láctea, por fin tenemos una idea clara de cómo se desarrollarán los acontecimientos en los próximos miles de millones de años”, dice Sagmo Tony Sohn, del Space Telescope Science Institute (STScI) de Baltimore.

“Nuestros hallazgos son estadísticamente compatibles con un choque frontal entre la galaxia de Andrómeda y nuestra galaxia, la Vía Láctea”, añade Roeland van der Marel del STScI.

La Vía Láctea y Andrómeda se mueven una hacia la otra bajo la fuerza inexorable de la gravedad. También se muestra una galaxia más pequeña, el Triángulo, que puede ser parte de la colisión.

La solución llegó a través de meticulosas mediciones del Telescopio Espacial Hubble de la NASA del movimiento de Andrómeda, que también es conocida como M31. La galaxia está ahora a 2,5 millones de años luz, pero está cayendo inexorablemente hacia la Vía Láctea bajo la mutua fuerza de gravedad entre las dos galaxias y la materia oscura que rodea a ambas.



El escenario es como un bateador de béisbol que mira una bola rápida que se aproxima. A pesar de que Andrómeda se acerca a nosotros más de 2.000 veces más deprisa que una bola rápida, tendrán que pasar 4 mil millones de años antes del choque. Las simulaciones por ordenador derivadas de los datos del Hubble muestran que se necesitarán 2 mil millones de años más después del encuentro para que la interacción de las galaxias se fusionen completamente bajo el tirón de la gravedad y se forme de nuevo una única galaxia elíptica como las que frecuentemente vemos en el universo local.

A pesar de que ambas galaxias se abrirán, las estrellas que se encuentran en sus interiores están tan alejadas que no chocarán unas con otras durante el encuentro. Sin embargo, las estrellas serán lanzadas a órbitas distintas alrededor del nuevo centro galáctico. Las simulaciones muestran que nuestro Sistema Solar probablemente será enviado mucho más lejos del núcleo de la galaxia de lo que está hoy.



Ilustración de la secuencia de la colisión de la Vía Láctea y la Galaxia de Andrómeda.

En esta serie de ilustraciones fotográficas se muestra la fusión prevista entre la Vía Láctea y Andrómeda como se verá desde la Tierra. El primer fotograma es el día de hoy, la última imagen es de dentro de 7 mil millones de años.

Para hacer las cosas más complicadas, la pequeña compañera de M31, la Galaxia del Triángulo, M33, se unirá a la colisión y quizá más tarde se fusione con M31 y la Vía Láctea. Hay una pequeña posibilidad de que M33 llegue a la Vía Láctea en primer lugar.

Hace un siglo, los astrónomos no sabían que M31 era una galaxia independiente más allá de las estrellas de la Vía Láctea. Edwin Hubble midió la enorme distancia al descubrir una estrella variable que le sirvió como señal.

Hubble llegó a descubrir el universo en expansión, donde las galaxias se alejan de nosotros, pero desde hace tiempo se sabe que M31 se está moviendo hacia la Vía Láctea a unos 400.000 kilómetros por hora. Esa velocidad es lo suficientemente rápida como para viajar de aquí a la Luna en una hora. La medición se realizó usando el efecto Doppler, que es un cambio en la frecuencia y longitud de onda producidas por una fuente en movimiento relativo a un observador, para medir cómo la luz de la estrella de la galaxia ha sido comprimida por el movimiento de Andrómeda hacia nosotros.

Con anterioridad, no se sabía si el futuro encuentro se llegará a producir, si será un golpe de refilón o si será un choque frontal. Esto depende del movimiento tangencial de M31. Hasta ahora, los astrónomos no habían sido capaces de medir el movimiento lateral de M31 en el cielo, a pesar de los intentos durante más de un siglo. El equipo del Telescopio Espacial Hubble, dirigido por van der Marel, a llevado a cabo observaciones extraordinariamente precisas del movimiento lateral de M31 que eliminan cualquier duda de que está destinado a colisionar y fusionarse con la Vía Láctea.

“Ésto se logró observando repetidamente determinadas regiones de la galaxia durante un período de cinco a siete años”, dice Jay Anderson del STScl.

“En el peor de los casos de simulación de escenarios, M31 golpeará a la Vía Láctea de frente y las estrellas se dispersarán en órbitas distintas”, añade Gurtina Besla de la Universidad de Columbia en Nueva York, N.Y. “Las poblaciones estelares de ambas galaxias se empujarán y la Vía Láctea perderá su forma aplanada con la mayoría de las estrellas en órbitas casi circulares. Los núcleos de las galaxias se fusionarán y las estrellas se colocarán en órbitas aleatorias para crear una nueva galaxia elíptica”.

Las misiones del Transbordador Espacial para actualizar el Hubble con cámaras cada vez más potentes, han dado a los astrónomos una referencia de tiempo lo suficientemente largo como para realizar mediciones críticas necesarias para concretar el movimiento de M31. Las observaciones del Hubble y las consecuencias de la fusión se presentan en tres documentos que aparecerán en el próximo número de la Revista Astrophysical Journal.

http://science.nasa.gov/science-news/science-at-nasa/2012/31may_andromeda/

M3 = NGC 5272

Cúmulo globular.

Constelación: Canes Venatici.

Magnitud aparente: +6,2.

Tamaño aparente: 18,0 min de arco.

Distancia: 33.900 años luz.
Mejores meses para su observación: de febrero a agosto.

Fácil de encontrar con binoculares, justo a mitad de distancia entre alfa Boo (Arcturo) y alfa Canum Venaticorum (Cor Caroli). Puede buscarse por coordenadas celestes 34m al W y 9º al N de Arcturo.

La calificación que el almirante Smyth hizo de M3 como "uno de los objetos más nobles del cielo" es plenamente merecida. Todos los cúmulos globulares ofrecen, por alguna causa, una sensación de potencia y majestad; pero M3 supera a la mayoría de ellos: por su magnitud visual, ocupa el segundo puesto en el hemisferio N, apenas menos brillante que M13. Y por otra parte, es perfectamente circular, de brillo muy equilibrado, que va descendiendo del centro a los bordes, y de color dorado (espectro F7) muy característico. El campo es relativamente rico para la zona del cielo en que se encuentra, e incluye una estrella anaranjada de la 6,3 magnitud (SAO 82944), otras tres de 7,5, 8ª y 9ª, y un buen número a partir de la 10ª. El efecto es sumamente sugestivo. Hay ocasiones en que las estrellas de campo estorban el objeto en cuestión, otras en que aumentan la impresión visual del conjunto. Los observadores coinciden en que el caso de M3 se encuentra en este segundo apartado.

Si observamos más atentamente, descubriremos un núcleo casi uniforme de cerca de 3' de diámetro; a partir de aquí, el brillo comienza a descender hasta la periferia o corona, que se pierde poco a poco en el fondo del cielo, como ya observa Messier. La zona más exterior o halo sólo se advierte claramente con gran abertura. Un refractor de 10 cm alcanza a ver un diámetro de 7 a 8', que llegan a 11 ó 12 con reflector de 20 cm. En el primer caso percibimos un aspecto granuloso o, como suele decirse, de "bola de nieve". Con 12 cm, se individualizan estrellas en la zona periférica, y con 20 cm se resuelve parcial, pero satisfactoriamente en todo su conjunto. Hay un centenar de estrellas de la 13 magnitud, casi mil de la 14, y así sucesivamente hasta llegar a unas 300.000 entre la 21 y la 22.

Con abertura de 30 cm o más, se divisan muy claramente las "patas de araña", que alcanzan un ámbito de 17', que es el que los catálogos atribuyen al cúmulo. Por cierto que la mayoría de estas patas de araña, contra lo que sucede en otros globulares, tienden a doblarse en la misma dirección: esta circunstancia provocó fuertes polémicas en el siglo XIX pues Lord Rosse anunció "una estructura similar a las nebulosas en espiral"; pero las "nebulosas en espiral" se estimaban entonces como nubes gaseosas, mientras que M3 se resolvía claramente en estrellas. ¿Sería un sistema estelar naciente? La incógnita no quedó despejada hasta que en el siglo XX se identificó la naturaleza de las galaxias.

M3 es un cúmulo extremadamente rico. Sandage individualizó, en paciente análisis, 49.500 componentes: pero éste no es en absoluto el número total como equivocadamente enuncian algunos manuales. La masa, calculada también por Sandage, equivale a 245.000 masas solares, y como la magnitud absoluta, de -8,65, equivale "sólo" a la de 160.000 soles, se deduce que la masa media de las estrellas que componen el cúmulo no alcanza a 0,7 masas solares: en otras palabras que el número de esas estrellas es del orden de las 450.000. M3 no sólo es uno de los cúmulos globulares más brillantes, sino sobre todo uno de los más poblados. Del diagrama color-luminosidad, estudiado por Arp y Braun, dedice N.J. Wolf una edad de 10.000 millones de años.

También es M3 uno de los globulares más ricos en estrellas variables. Se conocen más de 500, de las que la mayoría son RR Lyr. Valiéndose de la relación período-luminosidad, W. Lohmann ha calculado una distancia de 9,9 parsecs, o sea unos 31.000 años luz. A esa distancia, el Sol no pasaría de la 20 magnitud. Pero el número hace la fuerza, y a pesar de la enorme distancia, la presencia conjunta de casi medio millón de estrellas hace de M3 uno de los más soberbios espectáculos telescópicos del cielo.

M2 = NGC 7089

Cúmulo globular.

Constelación: Aquarius.

Magnitud aparente: +6,5.

Tamaño aparente: 16,0 min de arco

Distancia: 38.000 años luz.
Mejores meses para su observación: de junio a octubre.

Puede localizarse en la zona occidental de Acuario, con binoculares o un buen mapa del cielo, en zona pobre. Por coordenadas, son seguras estrellas de referencia delta Peg. (moverse 11 m O y 10º 40' S), o beta Aqr., al SO del conocido asterismo del "Jarro" (moverse sólo 2m E y 5º 15' N).

Por sí solo, M2 destaca sobre el fonde del cielo sin necesidad de mucha búsqueda; es un magnífico objeto, sin rival en varios grados a la redonda. Asequible a todos los instrumentos, admite un aumento de tipo medio. En ningún caso llegaremos a los 13' de diámetro que muestran las fotografías obtenidas por grandes telescopios. Por otra parte, el diámetro aparente de M2 varía mucho en función de la abertura que empleemos, puesto que, como todos los globulares de espectro "temprano" posee un fuerte grandiante luminoso, con un centro muy brillante, una periferia cada vez más difuusa y un extenso halo que puede confundirse con el fondo del cielo. Los aficionados suelen preferir cúmulos globulares de escaso gradiente, por su mejor definición; pero los de bordes difusos, como éste, se prestan a más interesantes estudios de distribución estelar, que ofrece en ocasiones muy notables irregularidades.

El citado gradiente queda bien de manifiesto en el estudio de líneas isofotas realizado por W. Lohmann: el minuto cuadrado que encuadra el centro de figura proporciona el 37% de la luminosidad total, mientras que si nos alejamos de ese centro, la luminosidad por minuto cuadrado es sólo en 0,02%. Por ese motivo, con una abertura de 10 cm es difícil pasar de un diámetro aparente de 6'.

Otra cosa ocurre con abertura de 20 cm, y mejor todavía si pasa de los 30. No es que el cuerpo del cúmulo crezca exageradamente: puede alcanzar, y no más, unos 9' de diámetro, pero se hacen visibles las estrellas del halo, que son, por circunstancias no del todo conocidas (pero que se dan más en los cúmulos de espectro F que en lo más típicos de espectro G), las más luminosas de todo el conjunto: de la 12 y 13 magnitud, mientras que las del cuerpo central oscilan entre la 15 y la 18. No supongamos por eso que M2 parece un cúmulo circundado por esas estrellas brillantes, sino que -puesto que el halo es esférico-, se muestra inmerso en ellas. En otras palabras, las estrellas más brillantes que podemos distinguir sobre el cuerpo son un efecto de proyección, y pertenecen en todo caso al halo.

Así, con buena abertura, M2 puede ofrecer un aspecto muy curioso, que ya Herschel advirtió al anotar "una bella nebulosa rodeada por estrellas que parecen finísimos granos de arena". Por cierto que una de esas estrellas es una de las pocas variables RV Tauri detectadas en un cúmulo globular: ésta, descubierta por A. Chévremont oscila entre las magnitudes 12,5 y 14, en un período medio de 67,09 días. En el máximo es justamente la estrella más brillante del conjunto, hasta el punto de que, en apunte de J. Hogg, "modifica sustancialmente el aspecto del cúmulo".

No pensemos que las estrellas débiles del cuerpo central son poco luminosas; como que nuestro Sol, trasladado a M2, aparecería de magnitud 21,5. Se trata por tanto, de un cúmulo muy potente y muy luminoso, que desafía orgullosamente una distancia mayor que la que nos separa del centro de la Galaxia.

Digamos por último que M2, como la mayoría de los "cúmulos blancos", presenta algunas notables irregularidades en su estructura; una de ellas, apreciable ya con abertura de 10 cm, es una especie de banda oscura que corta el borde NE, como una línea de llamativa discontinuidad. No se trata de un efecto óptico, puesto que aparece también en fotografías, sobre todo de no muy larga exposición. No debemos pensar en la presencia de alguna nube oscurecedora, sino en la un principio de desgajamiento, inducido tal vez en tiempos lejanos, por la acción gravitatoria de otro cuerpo masivo. Hoy M2 se encuentra más cerca del polo sur que del ecuador galáctico; pero hace 200 millones de años (y no por única vez) debió cruzar ese ecuador. Entonces pudo haberse producido cualquier accidente.