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Una buena parte la distribución de las estrellas más luminosas que encontramos en nuestro cielo encima o debajo de la Vía Láctea refleja la violenta historia, relativamente reciente, de nuestro entorno galáctico.
Pararse a identificar y reconocer la colosal dinámica que subyace a esos puntos luminosos que podemos observar es uno de los mayores placeres de la observación visual. Mi intención es dedicar cierto esfuerzo a este tema, ya que estoy descontento con la extendida y mecánica forma que tienen las guías del cielo de presentar siempre las estrellas clasificadas en constelaciones.
Uno de los ejemplos más colosales de esto es el Cinturón de Gould.
En el siglo XIX tanto Sir John Herschel como posteriormente Benjamin Gould mencionaron como entre las estrellas más brillantes, a simple vista, se destaca un grupo que se extiende aproximadamente a lo largo de una banda inclinada unos 20º respecto del plano galáctico.
Este fenómeno parece que se distingue mucho mejor en el hemisferio sur celeste, lo que explica lo relativamente tardío de su descubrimiento. La banda se extiende aproximadamente sobre un círculo máximo a lo largo de las constelaciones de Vela, la Popa, Can Mayor, Orión, Tauro, Perseo, Cassiopea, Cefeo, Lira, Ofiuco, Escorpio y Centauro, y recibe el nombre de Cinturón de Gould.
La edad del Cinturón de Gould se estima en 30 a 60 millones de años y en él se destacan claramente numerosas estrellas de tipos espectrales O y B, estrellas jóvenes, muy masivas y calientes y que se encuentran durante poco tiempo dentro de la secuencia principal en el diagrama de Hertzsprung-Russell. Sus características cinemáticas sugieren la expansión del anillo o Cinturón de Gould.
Sobre el orígen del Cinturón de Gould hay varias teorías, una de ellas lo atribuye al resultado de un evento explosivo, otra al resultado de una onda de choque que se generó cerca de la zona del firmamento que ahora ocupa la constelación de Perseo, seguramente producida por la colisión de alguna nube con el disco de la Vía Láctea hace unos 50 o 60 millones de años. La onda de choque fue expandiéndose y desestabilizando gravitacionalmente nubes moleculares que han dado lugar a las estrellas más visibles de nuestro cielo actual.
No sólo en el rango visual, sino también en el radio de 21 cm, el Cinturón de Gould es notable. Hacia 1966 Olof Lindblad estudió detalladamente la estructura galáctica en la dirección del anticentro galáctico mediante la línea de 21 cm. Lindblad mostró que había dos objetos locales que se distinguían por sus cinemáticas diferentes. Uno de ellos se conoce con el nombre de anillo de Lindblad, y, sobre él, Lindblad concluyó que estaba asociado al Cinturón de Gould. Además recientes observaciones con el ROSAT, COMPTON e Hipparcos han mostrado que el Cinturón de Gould es mucho más rico de lo inicialmente pensado y que contiene gran cantidad de fuentes de rayos-X y gamma.
Las dimensiones del Cinturón de Gould son de unos 800 pc dentro del plano galáctico con una masa entre 1 y 2 millones de masas solares entre estrellas y material interestelar. El Sol está inmerso en el Cinturón de Gould pero no pertenece a él.
La expansión del Cinturón de Gould pudo provocar uno o varios de los eventos de supernovas que se cree que dieron lugar a la burbuja local en la que se encuentra immerso el sol. Se trata de un entorno de baja densidad (unos 10^-3 átomos por centímetro cúbico) de forma alargada “vertical” respecto del plano galáctico, de unos 100 pc en dirección del plano galáctico y unos 200 pc perpendicular a él. El entorno está compuesto básicamente de hidrógeno ionizado a altas temperaturas (a menor densidad mayor temperatura en el medio interestelar, dada la hipótesis de equilibrio de presión - recordemos la ecuación de un gas ideal), lo que se denomina fase HIM (Hot Interstellar Medium) del medio interestelar.
En general, en el marco del modelo de McKee-Ostriker, el HIM es calentado básicamente debido a ondas de choque de supernovas y vientos estelares hasta una temperatura de un millón de grados y emite en el ultravioleta extremo (EUV) y parte de rayos-X. De acuerdo con esto, la burbuja local fue formada hace unos 10 millones de años muy probablemente debido a la explosión de supernovas cercanas, concretamente de la asociación OB de Escorpio-Centauro (Sco-Cen). Tanto la asociación de Orión (Ori OB1) como la de Scorpio Centauro (Sco-Cen) se aceptan inequívocamente pertenecientes al cinturón de Gould (*).
Gran parte de las supernovas se originan en asociaciones OB, cúmulos de 10 a 100 estrellas de tipos O y B. La asociación Sco-Cen se encuentra relativamente cerca del sol y debió haberse encontrado más cerca en el pasado.
La imagen de abajo proporciona un disgrama sobre el Cinturón de Gould.
En las imágenes de abajo he intentado marcar en el mapa celeste cielo del Cinturón de Gould (línea roja). Hay que tener en cuenta que no todas las estrellas de las constelaciones en la banda del cinturón (o las constelaciones que cruzan la línea) pertenecen al cinturón. La asignación de pertenencia de una determinada estrella al Cinturón de Gould es más bien de naturaleza estadística. Los estudios estadísticos se hacen sobre la hipótesis de dos poblaciones mezcladas entre sí en la zona local de la Galaxia: una es la "población galáctica normal", la otra es la "población del Cinturón de Gould" (*). Esta última presenta ciertas particularidades como las posición en la banda del cielo mencionada, pero también la edad (no mayor que unos 60 millones de años) y su cinemática. Una clasificación de las estrellas más luminosas en esta banda es un proyecto que me gustaría abordar.
Más información en castellano sobre el Cinturón de Gould en:
ENIGMAS EN LA ZONA LOCAL DE LA GALAXIA: EL BRAZO LOCAL Y EL CINTURON DE GOULD. http://www.iar.unlp.edu.ar/ES/proyecto7.htm
(*) Gracias a Wolfgang Pöppel por aclaramte estos aspectos.
Hola, deseo hacer llegar mis mas cordiales saludos a todos los visitantes de este weblog y mi agradecimiento a Alshain por haberme invitado a participar. Próximamente estaré publicando aquí algunas reflexiones personales de caracter no técnico acerca de temas que nos apasionan a todos los amantes de la Física y la Cosmología.
Hasta pronto,
Max
Después de mas de un año de vida tengo el placer de comunicaros con ilusión que este weblog va a pasar de ser una cosa personal mía a algo compartido. El weblog ha adquirido un nuevo miembro, Max. Bienvenido. La temática del blog no va a cambiar, pero estoy seguro que cobrará un nuevo interés y será más dinámico.
El límite del universo observable es el lugar en el que se encuentra hoy un imaginario fotón lanzado desde nuestra posición el t = 0. Usualmente no se suele tomar t = 0, sino t = 300.000 años, la época de la recombinación. En cualquier caso, el universo observable se va haciendo cada vez más grande, como es de esperar, ya que ese imaginario fotón cada vez se aleja más, ayudado, además, por la expansión del espacio. Hoy el límite del universo observable está a unos 45 Gly (45 mil millones de años luz), que corresponden a los 13.7 Gly viajados por la luz más el resto de expansión entre ese imaginario fotón y nosotros, durante el tiempo de viaje.
Nuestro universo observable se hace, por tanto, cada vez más grande en volumen. Volumen propio, que es la definición usual de volumen que estamos acostumbrados a considerar. La pregunta, no obstante, es si la cantidad de objetos contenidos en nuestro universo observable aumenta o disminuye. Es decir, si mientras que nuestro universo observable aumenta de volumen propio, va además alcanzando a objetos que van entrando en él, o si, acaso, la expansión del espacio que transporta los objetos es tan fuerte hace que éstos se escapen del avance constante de los límites del universo observable.
Unos límites, los cuales además de avanzar por la expansión del espacio, avanzan debido al movimiento de ese imaginario fotón a la velocidad de la luz. Puesto así parece que la respuesta ha de ser que siempre ha de haber objetos que sean alcanzados por esos límites, pero nuestra intuición nos juega aquí una mala pasada.
Está claro que en un universo estático, en el cual asumimos una distribución homogenea de objetos en el espacio, el límite del universo observable aumenta constantemente y la cantidad de objetos que entran en él lo hacen de forma proporcional al aumento de volumen del universo observable. Sin embargo, en un espacio dinámico las cosas son algo distintas.
En general, en la mayoría de los modelos cosmológicos los objetos del universo sí van entrando en los límites del universo observable tal y como nos dicta nuestra intuición. No obstante, para modelos de expansión exponencialmente acelerada (modelos de-Sitter) no hay objetos que puedan entrar en el límite del universo observable. Intuitivamente es sin duda difícil de imaginar, pero la razón se puede explicar de forma relativamente sencilla en términos del volumen comóvil.
El concepto de volumen (o distancia) comóvil es el de un volumen (o distancia) invariante frente a la expansión del espacio. Consideremos, por ejemplo, un volumen dado V en un tiempo cosmológico To. Tras el paso del tiempo y tras haberse expandido el universo más, en T1, el volúmen comóvil considerado ha quedado constante.
Es el volumen propio el que varía con el tiempo y la expansión. Un volumen propio, delimitado por un area determinada, aumenta con la expansión del espacio, ya que las distancias en el volúmen dentro de ese área aumentan con el tiempo. Por otro lado, el volumen comóvil se mantiene constante (mientras el propio aumenta) ya que la definición de distancia comóvil es la de una distancia que no varía con la expansión.
Esto puede parecer un lío, pero no hay que dejarse confundir ya que no hay nada físico aquí, sino que sólo es cuestión de definiciones. En un caso tomamos un sistema de referencia para el cual el espacio expande y en otro caso un sistema de referencia para el cual no hay expansión del espacio.
Pues bien, el volúmen comóvil sirve para el caso, porque es sencillo calcular que el volúmen comóvil del universo observable en un modelo de-Sitter se mantiene siempre constante. Aquellos objetos que no tienen una velocidad peculiar en el espacio (y a grandes distancias como la del límite del universo observable todas las velocidades peculiares son despreciables) mantienen siempre sus distancias comóviles constantes respecto de nosotros (hemos visto que la expansión no la influye). De esto se sigue que nunca habrá objetos nuevos que entren en el universo observable en un modelo de-Sitter, porque el límite del universo observable en el modelo de-Sitter está a una distancia comóvil constante y no variable.
Vayamos con las matemáticas, que lo aclaran todo. El límite del universo observable en un tiempo infinitamente alejado en el futuro es, en distancia comóvil X (la distancia comóvil se relaciona con la propia tal que D = a X):
X = ∫ dt / a
Siendo a el factor de escala. La integral va desde cero hasta infinito. Esta es la definición de horizonte de partículas (o universo observable). La integral debería ir desde cero hasta t si sólo estuvieramos interesados en el límite del universo observable para un tiempo dado t, pero queremos saber el valor máximo, si es que hay uno, del universo observable. En un modelo de-Sitter el factor de escala varía exponencialmente con el tiempo (H es el parámetro de Hubble, que se mantiene constante en el tiempo en ese modelo):
a ~ exp(H t)
Por tanto:
X = ∫ dt exp(-H t) = 1 / H
El límite del universo observable está siempre a una distancia comóvil constante. Como los objetos comóviles con la expansión (sin velocidades peculiares) nunca varían sus distancias comóviles entre sí o respecto de un orígen (nosotros), resulta que en un modelo de-Sitter no hay objetos nuevos que puedan entrar en el universo observable.
Nuestro universo, en el modelo cosmológico estándar, está condenado a acabar como un modelo de-Sitter, por lo que nos limita la cantidad de objetos que podemos ver y descubrir...
Y no podemos hacer nada para remediarlo... ni siquiera estar una eternidad observando...
