Relación Tully-Fisher: Aprende cómo la velocidad de rotación de una galaxia está relacionada con su masa y luminosidad en el universo.
Relación Tully-Fisher: Velocidad, Masa y Luminosidad de las Galaxias
La relación Tully-Fisher es una de las herramientas más importantes en la astrofísica moderna para estudiar las propiedades de las galaxias espirales. Esta relación empírica vincula la velocidad de rotación de una galaxia con su luminosidad y, por extensión, con su masa. Este vínculo proporciona una valiosa información sobre la evolución y las características estructurales de las galaxias. En este artículo, exploraremos las bases teóricas de la relación Tully-Fisher, las fórmulas involucradas y cómo se aplican estas ideas en la práctica.
Fundamentos de la Relación Tully-Fisher
La relación Tully-Fisher fue descubierta por los astrónomos R. Brent Tully y J. Richard Fisher en 1977. Mediante el estudio de un gran número de galaxias espirales, encontraron que la luminosidad de estas galaxias estaba estrechamente relacionada con su velocidad de rotación máxima. Esta observación permite a los astrónomos estimar la distancia a las galaxias y estudiar sus propiedades físicas.
Teoría Detrás de la Relación
Para entender la relación Tully-Fisher, es esencial comprender cómo se mide la velocidad de rotación de una galaxia y qué nos dice esta sobre su masa y luminosidad.
- Velocidad de Rotación: La velocidad de rotación de una galaxia espiral se mide a partir del ensanchamiento de las líneas espectrales de emisión, como la del hidrógeno neutro (\(21 \, \text{cm}\)) o la del oxígeno doblemente ionizado.
- Masa de la Galaxia: La velocidad de rotación se relaciona con la masa total de la galaxia a través de la ley de gravedad de Newton. Una mayor velocidad de rotación implica una mayor masa total.
- Luminosidad: La luminosidad de una galaxia se mide a través de la cantidad de luz visible que emite. A mayor masa estelar, mayor cantidad de luz emitida, lo que se relaciona directamente con la luminosidad.
Fórmula de la Relación Tully-Fisher
La relación Tully-Fisher se puede expresar matemáticamente de la forma:
\( L \propto v_{\text{rot}}^{\alpha} \)
donde \(L\) es la luminosidad de la galaxia, \(v_{\text{rot}}\) es la velocidad de rotación máxima y \(\alpha\) es un exponente empírico que varía dependiendo del modelo y datos observacionales, generalmente en el rango de 3 a 4. Reformulando esta expresión se tiene:
\( \log(L) = \alpha \log(v_{\text{rot}}) + \text{constante} \)
Importancia Astronómica
La relación Tully-Fisher es fundamental en la astronomía por varias razones:
- Estimación de Distancias: Una de las aplicaciones más significativas es la estimación de distancias a galaxias. Dado que la relación es empíricamente establecida, al conocer la velocidad de rotación, se puede inferir la luminosidad intrínseca de la galaxia y compararla con la luminosidad observada, obteniendo así la distancia.
- Estudios Evolutivos: Esta relación permite a los astrónomos estudiar la historia evolutiva de las galaxias, su formación y desarrollo.
- Distribución de la Materia Oscura: La aplicación de la relación Tully-Fisher proporciona insights sobre la distribución de la materia oscura en las galaxias, ya que la masa visible no puede explicar completamente las velocidades de rotación observadas.
Mediciones Prácticas
Para obtener datos precisos que alimenten la relación Tully-Fisher, se necesitan observaciones detalladas de la emisión de líneas de las galaxias. Los telescopios de radio, como el Very Large Array (VLA), juegan un papel crucial en la medición de la línea de 21 cm del hidrógeno neutro. Además, los telescopios ópticos, como el Hubble Space Telescope (HST), también son usados para medir la luminosidad de las galaxias en longitudes de onda visibles.
Las observaciones permiten trazar un perfil de velocidad de la galaxia, que muestra cómo la velocidad de rotación cambia con la distancia desde el centro de la galaxia. Desde estos perfiles, se puede derivar la velocidad de rotación máxima, que es la velocidad crítica utilizada en la relación Tully-Fisher.
Por otro lado, medir la luminosidad requiere observar las galaxias en diferentes bandas de luz y sumar la contribución de todas las estrellas individuales y otras fuentes de luz dentro de la galaxia. Esto proporciona una estimación precisa de la luminosidad total de la galaxia.
Variantes y Desviaciones
Las investigaciones recientes han mostrado que la relación Tully-Fisher puede presentar variaciones dependiendo de la naturaleza de las galaxias observadas. Por ejemplo, las galaxias que están en proceso de colisión o aquellas con fuertes influencias gravitacionales externas pueden no seguir perfectamente la relación. Estas desviaciones proporcionan información adicional sobre interacciones dinámicas y procesos de fusión, complementando así nuestro conocimiento.
Adicionalmente, se han propuesto variantes de la relación Tully-Fisher que incluyen parámetros adicionales como el brillo de la superficie y gas presente. Estas variantes ayudan a ajustar mejor la relación en diferentes tipos de galaxias y contextos observacionales.
- Relación Baryonic Tully-Fisher (BTFR): Esta relación incluye tanto la masa estelar como la masa de gas en la galaxia, ofreciendo una visión más completa.
- Relación de Tully-Fisher Infrarroja: Utiliza longitudes de onda infrarrojas para medir la luminosidad, lo que minimiza los efectos del oscurecimiento por polvo.
Estas variantes muestran la flexibilidad y amplitud de la relación Tully-Fisher, adaptándose a las necesidades y avances tecnológicos de la astronomía moderna.