3. EL CORRIMIENTO AL ROJO DE LA NEBULOSA EXTRAGALÁCTICA.
RELACIÓN ENTRE DISTANCIA Y CORRIMIENTO AL ROJO

V. M. Slipher del observatorio en Flagstaff, Arizona, fue el primero en observar que algunas nebulosas muestran un desplazamiento de sus espectros, que corresponden a un efecto Doppler de hasta 1800 km/s. Sin embargo, Slipher no estableció ninguna relación entre el corrimiento al rojo y la distancia. Esta relación primero fue sospechada por G. Strömberg (1925, ApJ 61, 353-388) en su estudio de la velocidad del sol en relación con los objetos más y más distantes. Él encontró que la velocidad media del sol, con relación al sistema de nebulosas vecinas, es grande, del orden de 500 km/s y que el grupo de las nebulosas utilizado muestra una expansión que parece depender de la distancia de la nebulosa individual.

Dado que en el momento de la investigación de Strömberg no había ninguna determinación confiable de las distancias de la nebulosas conocidas, K. Lundmark intentó relacionar las altas velocidades observadas con la compactéz de las imágenes fotográficas de la nebulosa. Esto se ha demostrado más tarde como un intento en la dirección correcta. Sin embargo, el intento seguía sin éxito positivo, ya que se vio después que el diámetro aparente de las nebulosas a la misma distancia presentan grandes variaciones.

E. Hubble trabajó en Mt. Wilson en la misma dirección. Primero, él también intentó que se relacionara el corrimiento al rojo con la concentración aparente de la nebulosa. Aquí partió de la idea de que el desplazamiento al rojo correspondería al conocido efecto de Einstein. Sin embargo, resultó que no era posible descubrir relaciones sensatas de esta manera.

En consecuencia, E. Hubble intentó relacionar el corrimiento al rojo con la distancia de las diferentes nebulosas. Este intento, como es sabido, desde entonces ha sido de gran éxito. Las nebulosas que estaban disponibles inicialmente para una investigación tenían distancias desde uno hasta a 6 millones de años luz. La discusión de todos los datos reveló una relación lineal entre el desplazamiento al rojo y la distancia, con el resultado de que el corrimiento al rojo corresponde a una velocidad de recesión aparente de 500 km/s por cada millón parsec (1 parsec igual a aproximadamente 3.26 años luz). La dispersión era sin embargo relativamente grande, como por ejemplo la galaxia vecina de Andrómeda tiene un desplazamiento al violeta de aprox. 200 km/s, es decir, aparentemente o realmente se mueve hacia nosotros. A pesar de esto, fue encontrado más tarde que este corrimiento espectral, calculado aquí por primera vez, fue uno muy bueno. La mejor prueba del increíble cuidado del trabajo de Hubble es tal vez, que en base a la relación anterior hasta ahora podía predecir, dentro de pocos porcientos, el desplazamiento al rojo en cada caso, y de hecho para distancias hasta a treinta veces mayores que las [muestras de nebulosas] inicialmente usadas.

La dificultad de fotografiar los espectros de las nebulosas muy distantes consiste en la necesidad de tiempos de exposición extremadamente largos. De hecho era necesario exponer placas de hasta cincuenta horas y más y parecían casi imposible penetrar más en el espacio con este método. En épocas más recientes grandes avances han sido realizados mediante un espectrógrafo cuyo lente de cámara tiene una razón focal de f/0.6. Sin embargo, con ésto se tuvo que sacrificar mucho en la dispersión, y los espectros obtenidos son solamente cerca de 2 milímetros de largo. Mientras tanto, los tiempos de exposición podrían reducirse hasta unas horas. A pesar de esto, no parece posible penetrar más lejos en el espacio que unos 200 millones de años luz. La razón de esto radica en parte en la ubicación del telescopio de 100 pulgadas en las cercanías de la gran ciudad de Los Angeles, ya que la iluminación del cielo nocturno y la fuerte dispersión de la luz hacia el telescopio lamentablemente limita las observaciones astronómicas en el Mt. Wilson, a un nivel por debajo del rendimiento real del telescopio. Para el telescopio de 200 pulgadas, actualmente en construcción para el California Institute of Technology se deberá seleccionar una ubicación más adecuada.

Los corrimientos al rojo de varios grupos de nebulosas, expresados como velocidades de recesión Doppler aparentes, se presentan en la siguiente tabla 2.

De esta compilación se desprende que las nebulosas extragalácticas tienen velocidades que son proporcionales a su distancia. La velocidad específica, por millón de parsec, es

(1)

(véase E. Hubble y M.L.. Humason, ApJ 74, 43, 1931. En este trabajo se puede encontrar también la bibliografía más esencial.)

El corrimiento al rojo de cada nebulosa individual en promedio se basa en los corrimientos de al menos tres de las líneas espectrales. éstos son generalmente las líneas H y K, la banda G (4303 A) y de vez en cuando una de las líneas Hδ (4101 A), Hγ (4340 A), Fe (4384 A) y Hβ (4861 A). La incertidumbre en el corrimiento al rojo del grupo de nebulosas en Leo resultan de esta manera por ejemplo, en

Las distintas líneas de absorción sufren el mismo desplazamiento relativo, así como se espera para el efecto Doppler. Así que tenemos para una cierta nebulosa:

(2)

independientemente de la longitud de onda λ, y el corrimiento puede expresarse convenientemente, como lo hemos hecho, en unidades de velocidad. El mismo valor de K por lo tanto también se aplica al corrimiento máximo del espectro continuo de emisión.

Figure 2.

Hay que tener en cuenta que la figura 1 muestra la media de la velocidad Doppler de los grupos de las nebulosas. Esta velocidad es el promedio de los valores de varias nebulosas individuales (de 2 a 9) en cada grupo. Es de gran importancia para la teoría de los efectos discutidos aquí, que las velocidades de los miembros individuales de un grupo pueden diferir de la media. En el cúmulo de Coma, por ejemplo, que hasta ahora es el mejor investigado, se han medido los siguientes valores individuales.

Es posible que el último valor de 5100 km/s corresponde a una nebulosa de campo que no pertenece al sistema de Coma, pero sólo se proyecta sobre él. La probabilidad de esta hipótesis sin embargo no es muy grande (1/16). Incluso si nosotros omitimos la nebulosa, las variaciones en el sistema de Coma siguen siendo muy grandes. En este contexto resulta de interés, para recordar al lector que la densidad media en el cúmulo de Coma es la más grande hasta ahora observada.

Una vez que la relación entre la distancia y el corrimiento al rojo es conocida, podemos utilizar a la relación para deducir las distancias de las nebulosas individuales, si sus corrimientos al rojo se han nedido espectroscópicamente. También, podemos usarlo como un control independiente de la fiabilidad de los métodos mencionados anteriormente para la determinación de distancia. Para hacer esto, de hecho sólo tenemos que determinar la distribución de luminosidad de todas las nebulosas individuales con el mismo corrimiento al rojo. Esta nueva curva de distribución debe coincidir con la de la figura 1, si nuestra determinación de distancia original fuera correcta. Esto es, de hecho, muy aproximadamente el caso.

Como se mencionó anteriormente, el corrimiento al rojo significa un desplazamiento de todo el espectro de emisión de la nebulosa. Además de la disminución de la aparente magnitud fotográfica en dependencia de la distancia geométrica, hay todavía otro efecto de atenuación causado por el corrimiento al rojo. El problema de la distribución espacial de las nebulosas a distancias grandes no está tan sólo estrechamente vinculada con la curvatura y la absorción del espacio, sino también con el corrimiento al rojo que complica toda la situación mucho.

Al final hay que destacar algunos resultados de van Maanen, que parecen estar en contradicción con la determinación de distancias de Hubble. Durante un período de cerca de veinte años, van Maanen ha medido los movimientos aparentes (en unidades angulares) de nebulosas en la esfera celeste. Puesto que las velocidades angulares correspondientes de las nebulosas más cercana asciende a sólo 0.01 segundos de arco por año, sólo las nebulosas bien definidas, como con núcleos estelares, son útiles para este propósito, ya que la definición de coordenadas de la nebulosa es más difícil debido a la borrosidad de su imagen fotográfica. Si uno combina velocidades angulares de van Maanen con distancias de Hubble, se obtiene velocidades muy altas. Para NGC 4051, que según Hubble se encuentra a una distancia de 4 millones de años-luz, y tiene una velocidad radial aparente de 650 km/s, van Maanen mide una velocidad angular de 0.015" por año, que se traduce en una velocidad verdadera de 94000 km/s. Esto constituye un gran problema. Una solución trivial que en principio no parece ser imposible, puede ser que los movimientos observados por van Maanen no se originan en la nebulosa, pero pueden ser atribuidos al sistema de referencia utilizado para el fondo estelar. Hay que destacar sin embargo que van Maanen ha encontrado discrepancias similares para 13 nebulosas. Otro resultado fue que estas nebulosas parecen alejarse del polo de la Vía Láctea, que parece difícil de explicar con un movimiento del sistema de referencia.

Igualmente importante es la determinación de van Maanen de la rotación de nebulosas espirales extragalácticas. Messier 33, según Hubble a una distancia de 900000 años-luz, van Maanen observa, sobrepuesto al movimiento transversal mencionado, una rotación de la nebulosa entera, cuyos componentes para objetos individuales son del orden de 0.012" hasta 0.024" por año. Con la distancia mencionada, resulta una velocidad de rotación de aproximadamente 33000 km/s, mientras que por ejemplo, para NGC 4594 F.G. Pease ha medido, en base al efecto Doppler en ambos extremos de su diámetro, una rotación de sólo 800 km/s. [Para Messier 33 las observaciones no se ha completado. Sin embargo, las velocidades de rotación son sólo cerca de 50 km/s.]

Si uno no atribuye los resultados de van Maanen a errores observacionales, pero toma a estos como característica de la nebulosa en sí misma y uno no está preparado para abandonar las determinaciones de la distancia de Hubble, uno se enfrenta a un grave problema.