Martes 23 de diciembre de 2014
Dos ejemplos a escalas muy distintas sirven para ilustrar la importancia que tiene para los astrónomos el ser capaces de “medir” las masas de los objetos que estudiamos.
El Sol y el resto de estrellas -a diferencia de, por ejemplo, Júpiter y los planetas- brillan con luz propia gracias a que sus temperaturas centrales son lo suficientemente altas para permitir la fusión nuclear. La razón es que cualquier objeto por debajo de unas 80 veces la masa de Júpiter no logra que su propia gravedad comprima la materia lo suficiente para que sus núcleos alcancen dichas temperaturas.
Pasando a escalas bastante mayores, el número de estrellas que eventualmente albergará una galaxia en formación –y, por lo tanto, qué tan luminosa llegará a ser– dependerá de la cantidad total de materia oscura que precisamente da origen a la galaxia. Mucha materia oscura dará lugar a una galaxia como la Vía Láctea, mientras que bastante menos dará lugar a galaxias enanas, como las Nubes de Magallanes.
Así, claramente la evolución de estrellas y galaxias está fundamentalmente determinada por su masa total.
Notemos que el énfasis en la palabra "medir" no es casual, ya que no es lo mismo poner a un recién nacido en una balanza, que estimar su peso a partir de fotografías de la madre al entrar y salir del hospital. La analogía no es antojadiza, pues la investigación astronómica de frontera está llena de casos en los que se necesita conocer el peso del bebé (una estrella especial, un cometa a visitar, el universo entero), pero resulta que la naturaleza no ofrece la balanza adecuada y hay que recurrir a ingeniosas maneras de hacerse de esas dos valiosas fotografías de la mamá.
Entonces, ¿de qué balanzas cósmicas disponemos en astronomía? Hay dos fundamentales, y ambas dependen de una sola cosa: nuestro entendimiento de la gravedad.
Así, para medir masas recurrimos al mismo método que usó Isaac Newton hacia finales del siglo XVII para determinar la masa del Sol: medimos el movimiento de algo (la Tierra, en el caso de Newton) que responda a la atracción gravitatoria ejercida por la masa del objeto de interés, para entonces deducir dicha masa usando la ley de gravitación universal que él dedujo. Así, las estrellas cuyas masas podemos medir son aquellas que forman parte de sistemas de dos cuerpos (como el sistema Sol-Tierra). De manera muy similar, medimos la masa del agujero negro en el centro de la Vía Láctea siguiendo las órbitas de las estrellas que giran alrededor de él; o la cantidad de materia oscura en las galaxias por el movimiento de sus estrellas o el gas que las componen.
La segunda balanza fundamental utiliza un resultado de la relatividad general de Albert Einstein y mide masas aprovechando la deflexión de la luz en presencia de objetos muy masivos, fenómeno conocido como lentes gravitacionales. Este efecto espectacular nos ha permitido medir las masas de galaxias, de cúmulos de galaxias, del universo mismo, y, más recientemente, de estrellas individuales y planetas extrasolares en la Vía Láctea.
Por último, existen galaxias y cúmulos de galaxias pesados con ambas balanzas, encontrándose en todos los casos que ambos métodos coinciden. En estos objetos, la masa total que podemos ver –en forma de estrellas y gas– es una pequeña fracción de la indicada por ambas balanzas, por lo que esta concordancia nos da razones importantes para pensar que aquello que llamamos materia oscura no es un artefacto proveniente de un mal entendimiento de cómo funciona la gravedad, sino algo que probablemente está ahí.
No obstante este éxito, sería un error dormirse en los laureles, por lo cual hay astrónomos constantemente buscando objetos que pudieran indicar discrepancias entre ambas balanzas, así como otros elaborando explicaciones alternativas para ese déficit de materia visible.
