ESPECIALES

En este profundo y largo artículo el astrofísico profesional Nicolás Cardiel nos habla de primera mano y con rigurosidad científica de las galaxias elípticas, su tema de investigación de los últimos años. Este artículo puede ser toda una referencia para todos aquellos aficionados y no tan aficionados que estén interesados en este apasionante tema.

Galaxia NGC 4374. Foto: Sloan.

Las galaxias elípticas, también llamadas de primeros tipos por su posición en la clasificación morfológica clásica establecida por Edwin Hubble (ver Figura 1), constituyen un claro ejemplo de que uno no debe dejarse engañar por las apariencias. Su aspecto simple, sobre todo cuando se las compara con las muchas veces exuberantes galaxias espirales, induce a pensar que deben tratarse de galaxias sencillas, un simple conglomerado de estrellas orbitando en el pozo de potencial gravitatorio común. Sus estrellas constituyentes son rojizas y viejas, y clásicamente se las consideró galaxias desprovistas de gas y polvo. Por tanto, en ellas los procesos de formación de nuevas estrellas deben ser inexistentes. En este sentido, las galaxias elípticas fueron inicialmente consideradas como una versión a mayor escala de los cúmulos globulares de nuestra galaxia, sistemas estelares formados por estrellas con una misma edad y composición química. Por otra parte, las galaxias elípticas se presentan bajo una enorme variedad de tamaños y masas, desde galaxias elípticas enanas con masas del orden de 10 millones de veces la del Sol, hasta las gigantescas elípticas que habitan los centros de los cúmulos de galaxias, que llegan a superar los 10 billones de masas solares. Otro hecho a destacar es que las galaxias elípticas son más sociables que las espirales, ya que son más frecuentes en cúmulos de galaxias que fuera de ellos. De hecho las elípticas constituyen aproximadamente la mitad del censo de galaxias brillantes en cúmulos, mientras que son sólo el 15% si las buscamos fuera de las grandes asociaciones galácticas.

Figura 1: La clasificación morfológica presentada por Edwin Hubble en 1936 es una de las más populares y en ella las galaxias se segregan (de izquierda a derecha en este esquema) en elípticas (E, simples esferoides de estrellas), lenticulares (S0, en los que además del esferoide de estrellas se aprecia un disco, pero sin brazos espirales), espirales (S, que presentan un esferoide de estrellas central y rojizo, llamado bulbo, y un disco azulado en el que se despliegan los brazos espirales), e irregulares (I, de morfología muy variada pero irregular). Las elípticas se subdividen en una secuencia E0-E7 en función de la elipticidad aparente de las galaxias, pudiendo existir casos intermedios (como por ejemplo E2-3). Por otro lado, las espirales se subdividen en dos familias dependiendo de la presencia o no de una “barra” que cruce el bulbo de las galaxias (SB y S para galaxias con y sin barra, respectivamente). Así mismo, las espirales se subdividen aún más en subtipos a, b, c y d, en una secuencia que se mueve de objetos con un bulbo importante en comparación con el disco (SBa y Sa), hasta galaxias en las que el bulbo es muy poco importante (SBd y Sd). En esta figura se muestran, para varios subtipos de galaxias espirales, tres ejemplos con distintos grados de inclinación aparente. Al final de la secuencia de Hubble se ubican las galaxias irregulares. Conviene resaltar que la secuencia mostrada por las galaxias elípticas es, en gran parte, resultado de la diferente inclinación de las galaxias y el efecto de proyección en el plano del cielo, ya que las elípticas exhiben un rango de elipticidades intrínsecas más modesto. Por tanto, la secuencia E0-E7 es menos fundamental que la secuencia S0-Im. Por otro lado, a algunas galaxias elípticas también se les puede anteponer el prefijo “d” o “c” para precisar que se tratan de galaxias enanas (del inglés “dwarf elliptical”, dE) o compactas (del inglés “compact elliptical”, cE). Las imágenes aquí mostradas se han extraído del Sloan Digital Sky Survey y se han asumido las clasificaciones morfológicas publicadas en 1981 por A. Sandage y G. A. Tammann en el Revised Shapley-Ames Catalogue of Bright Galaxies. Esta imagen* con mayor resolución puede encontrarse en la web del autor.

Y es precisamente su aparente simplicidad una de las razones que explican por qué las galaxias de primeros tipos comenzaron a ser objeto de interés de la comunidad científica astronómica. Cabe esperar que los procesos de formación y evolución de este tipo de sencillas galaxias sean fácilmente comprensibles, y que de esta forma puedan ser utilizadas como un primer paso en el largo camino de conocer por un lado el origen de galaxias más complejas (a nadie se le escapa la gran similitud aparente entre una galaxia elíptica y el bulbo de una galaxia espiral), y por otra parte descubrir los mecanismos que han gobernado la formación de los cúmulos y supercúmulos de galaxias, auténticos trazadores de la estructura a gran escala del Universo.

Sin embargo, como no debería sorprendernos, la realidad es algo más compleja, aunque a la vez también más interesante.

¿Cómo son las elípticas reales?

Aprovechando los apagones que durante la segunda guerra mundial se produjeron en Los Ángeles, y utilizando el telescopio de 2.5 m de Monte Wilson, Walter Baade estableció uno de los paradigmas en el estudio de la composición estelar de las galaxias. Con aquel telescopio, que permitía resolver estrellas individuales en galaxias cercanas, Baade comparó los brillos y colores de las estrellas más brillantes en el bulbo y disco de varias galaxias espirales y de una pareja de galaxias elípticas. Y encontró que en los bulbos de espirales y en las elípticas dichas estrellas eran gigantes rojas, al contrario que en los discos de espirales, cuyas estrellas más luminosas eran supergigantes azules. Y por ello clasificó a ambas poblaciones estelares, y sus entornos, en dos categorías: la población I, asociada a regiones con estrellas jóvenes azules, con abundante presencia de gas y polvo, y la población II, dominada por estrellas rojas luminosas en entornos desprovistos de dicho gas y polvo.

Hasta mediados de la década de los 70, los astrónomos consideraban las galaxias elípticas como esferoides constituidos por estrellas de la población II, y que su forma era achatada debido a la rotación de las estrellas. Sin embargo, las medidas detalladas de las velocidades de rotación de las estrellas, deducidas a partir de los espectros de absorción, han mostrado fehacientemente que, al menos en las galaxias brillantes, las estrellas no poseen un movimiento de rotación ordenado, sino que sus trayectorias presentan disposiciones aleatorias. Por tanto, la forma de las galaxias elípticas viene dada por la anisotropía de dichos movimientos, es decir, por el grado en que las órbitas aleatorias se distribuyen en las distintas direcciones. De hecho se piensa que este tipo de galaxias son objetos triaxiales (elipsoides con tres ejes diferentes) en lenta rotación.

El sencillo retrato inicial de las galaxias elípticas se ha ido haciendo más complejo con la detección de gas frío y polvo, aunque en pequeñas cantidades. No obstante el medio interestelar dentro de numerosas elípticas está dominado por un gas caliente, poco denso, que es fácilmente detectable en rayos X. Algunas poseen pequeños discos gaseosos en rotación en sus centros, posiblemente restos de la colisión con otras galaxias ricas en gas, incluso espirales. Otra importante evidencia de que las colisiones con sistemas estelares no es un proceso inusual, es la detección, en algunos casos, de núcleos contrarrotantes, aquellos en los que cohabitan estrellas orbitando en sentidos opuestos (aunque ello no implica que se produzcan colisiones entre estrellas, dadas las inmensas distancias que separan unas de otras en comparación con sus tamaños, incluso en las densas regiones centrales).

Uno de los resultados observacionales más interesantes ha sido la constatación de la presencia de un agujero negro supermasivo en los centros de las galaxias elípticas y en los bulbos de las espirales. Estos agujeros negros, al contrario que sus hermanos estelares procedentes de la evolución de las estrellas más masivas y que sólo poseen una masa equivalente a unas pocas veces la masa del Sol, son auténticos monstruos con masas que oscilan entre un millón y mil millones de veces la masa de nuestra estrella. Su existencia fue postulada en los años 60 para explicar la increíble emisión de un nuevo tipo de objeto extragaláctico, los cuásares, cuya extraordinaria luminosidad no podía justificarse de otra manera. La presencia de dichos agujeros negros supermasivos ha sido ahora confirmada a través de las alteraciones que su presencia produce en el movimiento de las estrellas que orbitan en sus proximidades (ver Figura 2). A medida que el número y características de dichos monstruosos agujeros negros se ha ido incrementado, ha sido posible comprobar que la masa de dichos objetos se escala con la masa de la galaxia que los alberga, encontrándose los agujeros negros más supermasivos en los centros de las galaxias más masivas y luminosas (ver Figura 3). Esto ha conducido a diversos investigadores a postular la existencia de una conexión entre el proceso de formación de dichos agujeros negros y el de las propias galaxias. Conocer cuál es exactamente esta conexión es uno de los problemas en los que se centra gran parte del interés de los científicos que trabajan en el estudio de la formación de las galaxias elípticas.

Figura 2: En el núcleo de la galaxia elíptica M84, ubicada en el cúmulo de Virgo, las observaciones espectroscópicas realizadas con el instrumento STIS del Telescopio Espacial Hubble mostraron que las estrellas y el gas se mueven a enormes velocidades (cerca de 400 kilómetros por segundo) a una distancia de 26 años luz del centro de la galaxia. La única forma razonable de explicar estos movimientos es asumir la existencia de un agujero negro supermasivo con una masa equivalente a 300 millones de veces la masa del Sol. El recuadro insertado en la parte inferior derecha muestra los desplazamientos espectrales hacia el azul y hacia el rojo correspondientes a gas y estrellas que se mueven hacia nosotros y alejándose, respectivamente [imagen cortesía NASA]. En el recuadro superior derecho se muestra la emisión en rayos X (escala de grises) y la emisión en radio (contornos), la cual muestra dos lóbulos ubicados hacia el norte y el sur del núcleo de la galaxia [datos presentados por A. Finoguenov y C. Jones (2001); fuente de la imagen de fondo SDSS]. La emisión radio es originada por plasma muy energético que es emitido en dos haces colimados por el agujero negro central. Cuando este plasma colisiona con el medio interestelar, su colimación se destruye y se forman los lóbulos que podemos observar. Esta imagen con mayor resolución puede encontrarse en la web del autor.

Por si fuera poco, las galaxias elípticas se han convertido también recientemente en fuente de una interesante controversia con implicaciones cosmológicas. Actualmente se admite que una fracción importante del contenido material del Universo se encuentra en forma de un tipo de “materia oscura” cuya naturaleza es desconocida, pero cuya presencia es detectable a través de su influencia gravitatoria. De hecho se supone que todas las galaxias se encuentran embebidas en halos formados por dicha materia oscura, cuyo colapso en épocas tempranas del Universo fue el que facilitó la formación de las propias galaxias, y de hecho constituye el tejido sobre el que se construye la estructura a gran escala del Universo. Sin embargo la observación de estrellas en las regiones exteriores de algunas galaxias elípticas con una velocidad aleatoria muy baja condujo a varios investigadores a plantear que tan bajas velocidades no requerían la presencia de halos de materia oscura en dichas galaxias, poniendo por tanto en entredicho uno de los pilares de los modelos cosmológicos modernos. Se ha llegado incluso a plantear la necesidad de modificar la forma clásica en la que se supone que actúa la gravedad, introduciendo una versión modificada de la mecánica newtoniana (MOND, del inglés MOdified Newtonian Dynamics). Una puerta de escape a este problema ha sido propuesta hace unos pocos meses, cuando un grupo de investigadores ha mostrado que la formación de galaxias elípticas a partir de la fusión de galaxias con disco embebidas en halos de materia oscura puede provocar que las órbitas resultantes de las estrellas en las regiones exteriores sean muy excéntricas, lo que podría explicar las bajas velocidades observadas. Sin duda es éste un debate que dará todavía mucho que hablar en un futuro inmediato.

Figura 3: Ejemplos de características de agujeros negros supermasivos encontrados en los centros de galaxias de diferente masa. Para las cuatro galaxias presentadas se muestran las imágenes correspondientes a observaciones desde observatorios terrestres (en blanco y negro) y la ampliación de las regiones centrales tal y como se observan en las imágenes obtenidas con la cámara de gran campo (WFPC2) del Telescopio Espacial Hubble. Sobre estas últimas imágenes se representan los tamaños relativos de los agujeros negros supermasivos, tomando para ello la esfera que define su horizonte de sucesos. Dicho horizonte marca la frontera más allá de la cual cualquier objeto que se aproxime más a un agujero negro es atrapado por el mismo y no tiene opción de escapar de su atracción gravitatoria. El telescopio espacial no puede detectar dichos horizontes de sucesos porque sus tamaños son varias decenas de millones de veces más pequeños que las imágenes mostradas. En el panel superior izquierdo se presenta la relación que existe entre la masa de los agujeros negros supermasivos (eje vertical, en unidades de la masa del Sol y escala logarítmica) y la magnitud absoluta en la banda B (una estimación de su luminosidad) de los esferoides de estrellas que los albergan (ya sean galaxias elípticas o bulbos de espirales). Cuanto más luminosa es la galaxia, más masivos son los agujeros negros. [Esta imagen es una adaptación de la publicada por NASA y K. Gebhardt (Lick Observatory), con la inclusión de la relación presentada en un resumen de J. Kormendy y K. Gebhardt en el año 2001]. Esta imagen con mayor resolución puede encontrarse en la web del autor.

¿Cómo se forma una galaxia elíptica?

Antes de que la existencia de los halos de materia oscura fuera aceptada de forma generalizada, se suponía que las galaxias elípticas se formaron mediante un rápido colapso “monolítico” de una gran nube de gas, produciéndose la formación de todas las estrellas de manera simultánea, sin tiempo para que la disipación del gas produjera la caída del mismo hacia un disco en rotación. El colapso de la nube original no debería ser muy grande para explicar así la baja velocidad de rotación de estas galaxias. De este modo, las elevadas densidades centrales que se observan en las galaxias elípticas serían un reflejo de la densidad de materia existente en la temprana época de su formación. Por el contrario, las galaxias espirales serían el resultado de un proceso de colapso mucho mayor, en el que la formación estelar no se produciría básicamente hasta que el gas hubiera tenido tiempo de disiparse y colapsar en un disco en rotación.

La existencia de halos de materia oscura modifica de forma significativa este escenario. Son dichos halos los primeros en comenzar el colapso gravitatorio durante la expansión del Universo, y su posterior fusión determina el ritmo al cual el gas ordinario puede enfriarse y colapsar para dar lugar a la aparición de galaxias en el seno de dichos halos. Sin embargo la diferencia en el colapso del gas primordial en el momento del nacimiento de las galaxias no es el único mecanismo responsable del aspecto que éstas presentan en el universo local. Dado que el tamaño de las galaxias no es despreciable en comparación con las distancias típicas que separan unas de otras, la probabilidad de que se produzcan colisiones no es en absoluto despreciable. Este hecho es cada vez más aceptado, gracias por un lado al gran número de evidencias observacionales que sugieren que los encuentros y fusiones entre galaxias han podido ser habituales, y por otro a las predicciones realizadas mediante simulaciones numéricas por ordenador. Estas últimas muestran, por ejemplo, que durante la colisión de dos galaxias espirales sus discos estelares quedan completamente destruidos, sus estrellas adquieren órbitas aleatorias y el resultado final de la fusión es un objeto con aspecto de galaxia elíptica. Y lo que resulta más interesante de esta historia es que la importancia de las fusiones entre galaxias depende muy sensiblemente del modelo cosmológico asumido. En concreto, si vivimos en un Universo con una constante cosmológica no nula (como parece desprenderse de las recientes observaciones de supernovas lejanas), el número de fusiones a lo largo de la vida del Universo es mucho menor que si lo estamos haciendo en un Universo sin dicha constante cosmológica.

Galaxia elíptica NGC 4365. Foto: Sloan.

La forma de poder contrastar las predicciones con la realidad pasa por realizar estudios sistemáticos con alta resolución espacial de galaxias elípticas a diferentes distancias y, por tanto, en diferentes épocas del Universo. Y esto sólo ha comenzado a ser posible con la existencia del Telescopio Espacial Hubble. Los primeros trabajos han puesto de manifiesto la existencia de galaxias elípticas lejanas con núcleos azules (sintomáticos de la presencia de estrellas jóvenes) cuando éstas no se encuentran en asociaciones importantes de galaxias, mientras que en cúmulos de galaxias más densos o ricos este tipo de objetos es mucho menos frecuente. Esto parece razonable dado que los cúmulos de galaxias se formaron en regiones de mayor densidad en el universo primitivo, por lo que el proceso de ensamblaje galáctico procedió con mayor rapidez. Así mismo, el exceso de galaxias irregulares azules que se observa al obtener imágenes profundas (y que no se observa en el universo local) parece indicar que una importante fracción de dichas galaxias pudo sufrir procesos de fusión que hayan contribuido al censo de galaxias elípticas actuales.

Sea como fuere, parece claro que tampoco puede desligarse la evolución de las galaxias del entorno en el que éstas se han formado y vivido. Los cúmulos ricos de galaxias, por ejemplo, son grandes asociaciones en las que es fácil encontrar galaxias elípticas. Pero los cúmulos contienen mucha más materia de la que podemos ver en las imágenes en el óptico. Los observatorios desde satélites han mostrado que constituyen fuentes muy brillantes en rayos X, lo cual indica la presencia de una enorme cantidad de gas que rellena todo el volumen del cúmulo. Ese gas contiene elementos químicos producidos en las estrellas de las galaxias que lo habitan, y parte de ese gas puede también retornar a las galaxias para dar lugar a nuevas generaciones de estrellas. Así mismo, la presencia de este gas en el medio intracumular tiene importantes consecuencias en la evolución tanto de las galaxias que habitan en los cúmulos, como en aquellas que son capturadas y que pasan a formar parte de los objetos ligados gravitatoriamente a los mismos.

¿Cómo se estudian las galaxias elípticas?

Considerando que el constituyente luminoso básico de las galaxias elípticas son las estrellas, y dado que actualmente poseemos un buen conocimiento de la estructura y evolución estelares, en principio debería ser posible enfrentarse al estudio detallado de este tipo de galaxias. Sin embargo, salvo para las galaxias muy cercanas, la distancia nos impide resolver las estrellas individuales que forman estos objetos y estamos condenados a realizar observaciones de la luz integrada de sus estrellas. Al obtener espectros de las diferentes regiones de una de estas galaxias, estamos observando el espectro combinado de miles de millones de estrellas, que además pueden tener distintas edades. Este espectro, por tanto, no se corresponde con el de un tipo particular de estrella. La tarea del astrónomo se convierte entonces en encontrar la mezcla adecuada de espectros estelares que reproduce el espectro observado. Este problema “inverso” típicamente está muy degenerado y normalmente se encuentran múltiples combinaciones de estrellas que reproducen un espectro real (dentro de los inevitables errores de medida), y no siempre es posible saber cuáles de las posibles soluciones es la correcta.

Por otro lado, al observar la luz combinada de tantas estrellas, cada una con una velocidad particular, el espectro observado muestra absorciones espectrales (las típicas “líneas” oscuras de los espectros) más ensanchadas que las que se obtienen al observar espectros de estrellas individuales. Este efecto emborrona ligeramente la información, haciendo el problema un poco más complicado (ver Figura 4).

Figura 4: Distintos ejemplos de espectros de galaxias elípticas. NGC4415 es una galaxia elíptica enana dE1, NGC5846 es una elíptica gigante E0-1, y NGC5846A es una elíptica compacta cE2-3 satélite de la anterior. Las imágenes (extraídas del SDSS) muestran las galaxias a una misma escala (corregida de la distancia relativa). NGC4415 es una galaxia poco masiva y en su centro las estrellas tienen velocidades aleatorias (dispersión de velocidades) no demasiado elevadas (43 kilómetros/segundo). Por ello las líneas de su espectro no aparecen muy ensanchadas. Lo contrario ocurre con NGC5846. Dado que es una galaxia mucho más masiva y luminosa, sus estrellas muestran velocidades típicas en el centro del orden de 250 km/s. Por último, aunque NGC5846A tiene el aspecto de una galaxia elíptica enana, en realidad es un objeto compacto y sus estrellas en el centro también presentan unas velocidades aleatorias grandes (200 km/s). A medida que la dispersión en las velocidades de las estrellas aumenta, las líneas en los espectros integrados de las galaxias aparecen más ensanchadas y diluidas, por lo que resulta más difícil conocer cuáles son los elementos químicos responsables de las diferentes líneas. Por ejemplo, las tres absorciones más intensas ligeramente por debajo de 5200 Å, producidas por la presencia de magnesio en las atmósferas de las estrellas, y que son fácilmente visibles en el caso de NGC4415, dejan de resolverse individualmente en los espectros de las otras dos galaxias. [Los espectros pertenecen a la tesis doctoral de S. Pedraz y fueron observados con el Telescopio Isaac Newton del Observatorio del Roque de los Muchachos (La Palma)]. Esta imagen con mayor resolución puede encontrarse en la web del autor.

Por si fuera poco, aunque ha sido posible obtener espectros de una increíble variedad de estrellas cercanas, que posteriormente podemos ir “mezclando” para crear modelos de galaxias por ordenador, es muy probable que una fracción importante del contenido estelar de muchas elípticas esté formado por estrellas que no existen ni en la vecindad solar ni en las galaxias más próximas (las únicas para las cuales podemos obtener espectros individuales con los medios instrumentales actuales). Ello nos obliga a utilizar también espectros artificiales para completar las “bibliotecas” de espectros estelares con las que construimos los espectros integrados de las galaxias sintéticas. Al llegar a este punto, estamos añadiendo incertidumbres a las ya inciertas asunciones que hay que asumir a la hora de generar una galaxia artificial.

Figura 5: La espectroscopía con unidades de campo integrado (IFUs), se basa en la idea de obtener un espectro de cada elemento de una imagen (píxel), de tal forma que en lugar de una imagen bidimensional lo que se tiene es un cubo de datos [panel (a)], con dos dimensiones espaciales (x,y), y una tercera dimensión que se corresponde con la dirección espectral (λ, escala en longitud de onda). Para ello, la imagen puede, por ejemplo, ser captada por una matriz de fibras ópticas que a continuación son realineadas, formando una secuencia lineal que “imita” a las rendijas clásicas de los espectrógrafos [panel (b)]). Como ejemplo ilustrativo se muestra la disposición de las fibras ópticas en el instrumento PMAS (modo PPAK) [paneles (c) y (d)], un IFU que se encuentra instalado en el telescopio de 3.5 m del Observatorio de Calar Alto. La matriz de fibras tiene un tamaño físico muy pequeño [panel (d)], y las fibras que forman dicha matriz son reordenadas [panel (e)] para simular una rendija. La luz que sale de esta pseudo-rendija es la que entra en un espectrógrafo ordinario, lo que permite obtener un espectro de cada fibra óptica (o lo que es lo mismo, de cada píxel de la imagen). [Fuente de las imágenes: equipo de PMAS/PPAK]. Como ejemplo de utilización de un IFU, mostramos la reconstrucción espacial del cúmulo de galaxias Abell 2218 (panel [f]), observado por S. Sánchez y N. Cardiel con PMAS (modo PPAK). La última imagen [panel (g)] es una composición en color generada a partir de imágenes de la Cámara de Gran Campo (WFPC2) del Telescopio Espacial Hubble [imagen cortesía NASA y STScI]. La comparación muestra que la unidad de campo integrado es capaz de recuperar, de una forma muy razonable, la información espacial. Pero además el IFU nos proporciona muchísima más información (¡el espectro en cada píxel!), con la cual esperamos encontrar pistas que nos permitan conocer mejor los mecanismos de formación y evolución de las galaxias en cúmulos como éste, en el que, paradójicamente, el número de galaxias elípticas no es tan elevado como se esperaría en un cúmulo de estas características. Esta imagen con mayor resolución puede encontrarse en la web del autor.

Los esfuerzos de los astrónomos al estudiar entonces estos objetos se encaminan en dos direcciones distintas pero complementarias. Por un lado se trata de obtener la información espectroscópica que abarque el intervalo espectral más grande posible, intentando que dicha información proceda del mayor número de regiones posibles de cada galaxia. En este sentido, el uso de los recientes espectrógrafos de campo integrado o IFUs (del inglés Integral Field Unit) ha comenzado a revolucionar las observaciones de estos objetos, con la introducción de lo que se ha dado en llamar espectroscopía 3D (ver Figura 5). Esta técnica permite obtener espectros simultáneamente de muchos puntos de cada objeto en una sola exposición. Por otra parte, los astrónomos también tratan de mejorar las herramientas teóricas (modelos sintéticos de galaxias) y los ingredientes correspondientes (bibliotecas de espectros estelares), con los cuales generar predicciones de los espectros integrados de las galaxias lo más realistas posibles. Es la comparación entre los modelos y las observaciones la única manera de garantizar que nuestro conocimiento sobre la formación y evolución de las galaxias elípticas avance en el camino correcto.

*Nota del editor: Puede que al acceder a esta imagén (única en su clase) su navegador muestre un espacio en blanco al verse sólo una parte de la misma. Debido a su gran tamaño deberá de utilizar los cursores o descargarla en su ordenador.

Este artículo aquí reproducido constituye la primera parte de un artículo más amplio publicado en Astronomía (numeros 81 y 82) y firmado por Nicolás Cardiel y Santos Pedraz.

Nicolás Cardiel es doctor en Ciencias Físicas, fue postdoc en la Universidad de California en Santa Cruz y ha trabajado en el Observatorio hispano-alemán de Calar Alto. Es un gran divulgador de la temática astrofísica, colabora regularmente con el Planetario de Madrid y en medios de comunicación. En la actualidad es profesor en el Departamento de Astrofísica de la Universidad Complutense de Madrid.