Vera Rubin y las galaxias que giran demasiado rápido

Piensa en el Sistema Solar. Mercurio, el planeta más cercano al Sol, recorre su órbita a unos 47 km/s; Neptuno, el más lejano, a solo 5 km/s. Cuanto más lejos del centro de atracción, más despacio se orbita: es lo que dicen las leyes de Kepler y la gravitación de Newton. Una galaxia espiral debería comportarse igual: casi toda su luz (y, se suponía, casi toda su masa) está concentrada en el centro, así que las estrellas de las afueras deberían moverse cada vez más despacio. Vera Rubin midió esas velocidades y encontró que no bajan. Se mantienen. Y eso solo tiene dos salidas: o la gravedad funciona de otra manera, o hay muchísima materia que no vemos.

Una astrónoma que eligió el problema tranquilo

Vera Cooper Rubin (1928–2016) tuvo que abrirse paso en una profesión que no esperaba mujeres. Princeton no admitía mujeres en su posgrado de astronomía cuando ella quiso entrar; hizo su doctorado en Georgetown en 1954. En los años sesenta, en el Departamento de Magnetismo Terrestre de la Carnegie Institution, en Washington, formó equipo con Kent Ford, un físico que había construido un espectrógrafo con un tubo intensificador de imagen, mucho más sensible que los anteriores. Con él se podía medir la velocidad de regiones débiles en las afueras de las galaxias, algo que antes exigía noches enteras de exposición.

Rubin contaba que eligió estudiar la rotación de galaxias porque era un tema tranquilo, poco competido, en el que nadie le discutiría el tiempo de telescopio. Resultó ser uno de los problemas más importantes de la física del siglo.

Andrómeda, y luego 21 galaxias

En 1970, Rubin y Ford publicaron la rotación de la galaxia de Andrómeda medida en 67 regiones de hidrógeno ionizado, desde el centro hasta 24 000 pársecs. La velocidad subía rápidamente cerca del núcleo y luego, en vez de caer, se quedaba casi constante en unos 250 km/s hasta el último punto medido.

Podía ser una rareza de Andrómeda. Así que en los años siguientes repitieron la medida en más galaxias. El artículo clave, con Norbert Thonnard, apareció en 1980: 21 galaxias espirales, desde una pequeña de 4 000 pársecs de radio hasta la gigantesca UGC 2885, de 122 000. En todas, la curva de rotación (la gráfica de velocidad frente a distancia al centro) sube y luego se aplana. Ninguna baja. Las estrellas de las afueras giran tan rápido como las del interior.

La ecuación clave

Para una estrella que orbita a distancia $r$ del centro de su galaxia, Newton dice que

donde $v$ es la velocidad orbital, $G$ la constante de gravitación y $M(r)$ la masa contenida dentro del radio $r$. Léelo así: la velocidad al cuadrado es la masa interior dividida entre la distancia. Si al alejarnos ya no hay más masa (porque la luz se acaba), $M(r)$ deja de crecer y $v$ tiene que bajar como $1/\sqrt{r}$, igual que los planetas. Pero si $v$ se mantiene constante, la única manera de cumplir la ecuación es que $M(r)$ siga creciendo en proporción a $r$: cada vez que doblas el radio, doblas la masa. Hay masa donde no hay luz, y mucha: en las galaxias de Rubin, la materia invisible supera a la visible varias veces.

Pruébalo tú: en el simulador elige «Solo materia visible» y mira cómo cae la velocidad lejos del centro. Después elige «Vía Láctea con halo»: la curva se queda casi plana, como la midió Rubin.

¿Cómo lo sabemos?

Rubin no fue la primera en sospechar. Fritz Zwicky había calculado en 1933 que las galaxias del cúmulo de Coma se movían demasiado rápido para la masa visible, y había hablado de «materia oscura». Pero sus datos eran escasos y el resultado se ignoró durante décadas. Lo que cambió con Rubin y Ford fue la calidad y la cantidad: decenas de galaxias, cientos de puntos, errores pequeños y una tendencia que no admitía excusas. Al mismo tiempo, los radioastrónomos holandeses (Albert Bosma, en 1978, entre otros) medían el gas de hidrógeno neutro, que se extiende mucho más allá de las estrellas, y encontraban lo mismo: las curvas siguen planas hasta donde hay gas.

Desde entonces la evidencia se ha acumulado por caminos independientes: el modo en que los cúmulos de galaxias desvían la luz (lentes gravitacionales), la temperatura del gas caliente que los llena, y las pequeñas irregularidades del fondo cósmico de microondas, cuyo análisis por el satélite Planck indica que la materia oscura es alrededor del 27 % del contenido del universo, frente a apenas un 5 % de materia ordinaria. Qué es la materia oscura sigue sin saberse: ningún experimento la ha detectado directamente.

Rubin nunca recibió el Nobel. Pero en 2019 el Congreso de Estados Unidos puso su nombre al observatorio más ambicioso en construcción: el Observatorio Vera C. Rubin, en Cerro Pachón, en los Andes chilenos, con un espejo de 8.4 m y la cámara digital más grande jamás construida. Publicó sus primeras imágenes el 23 de junio de 2025 y a finales de junio de 2026 comenzó su cartografiado de diez años, el LSST, que fotografiará todo el cielo del sur cada pocas noches. Uno de sus objetivos principales es, precisamente, medir cómo la materia oscura distorsiona la luz de miles de millones de galaxias.

Para llevar

• En una galaxia, las estrellas de las afueras deberían girar más despacio que las del interior, como los planetas lejanos.
• Rubin, Ford y Thonnard midieron 21 galaxias (1980) y vieron que la velocidad no baja: las curvas de rotación son planas.
• Según $v^2 = GM/r$, eso exige que la masa siga creciendo hacia fuera: materia oscura, varias veces más abundante que la visible.
• El Observatorio Rubin, en Chile, lleva su nombre y acaba de empezar a mapear el cielo para estudiarla.

La gravitación y las órbitas que hay detrás de la ecuación clave están en Gravitación y satélites; el papel de la materia oscura en la expansión del universo, en la lección universitaria Ecuaciones de Friedmann.