Galaxia

Para otros usos de este término, véase Galaxia (desambiguación).

NGC 4414, una típica galaxia espiral en la constelación Coma Berenices, cuyo diámetro es aproximadamente 17.000 parsecs y a una distancia aproximada de 20 millones de parsecs.

Una galaxia es un sistema masivo de nubes de gas, planetas, polvo cósmico, y quizá materia oscura, y energía oscura, unido gravitatoriamente. La cantidad de estrellas que forman una galaxia es contable, desde las enanas, con 10⁷, hasta las gigantes, con 10¹² estrellas (según datos de la NASA del último trimestre del 2009). Formando parte de una galaxia existen subestructuras como las nebulosas, los cúmulos estelares y los sistemas estelares múltiples.

Históricamente, las galaxias han sido clasificadas de acuerdo a su forma aparente (morfología visual, como se le suele nombrar). Una forma común es la de galaxia elíptica, que, como lo indica su nombre, tiene el perfil luminoso de una elipse. Las galaxias espirales tienen forma circular pero con estructura de brazos curvos envueltos en polvo. Galaxias con formas irregulares o inusuales se llaman galaxias irregulares, y son, típicamente, el resultado de perturbaciones provocadas por la atracción gravitacional de galaxias vecinas. Estas interacciones entre galaxias vecinas (que pueden provocar la fusión de galaxias) pueden inducir el intenso nacimiento de estrellas. Finalmente tenemos las galaxias pequeñas que carecen de una estructura coherente y a las que también se les llama galaxias irregulares.

Se estima que existen más de cien mil millones (100.000.000.000) de galaxias en el universo observable. La mayoría de las galaxias tienen un diámetro entre cien y cien mil parsecs y están usualmente separadas por distancias del orden de un millón de parsecs. El espacio intergaláctico está compuesto por un tenue gas, cuya densidad media no supera un átomo por metro cúbico. La mayoría de las galaxias están dispuestas en una jerarquía de agregados, llamados cúmulos, que a su vez pueden formar agregados más grandes, llamados supercúmulos. Estas estructuras mayores están dispuestas en hojas o en filamentos rodeados de inmensas zonas de vacío en el universo.

Se especula que la materia oscura constituye el 90% de la masa en la mayoría de las galaxias. La naturaleza de este componente no está demostrado que verdaderamente existe, ya que teóricamente es una materia extraña que no se puede encontrar nada más que en el universo.

Historia

En 1610, Galileo Galilei usó un telescopio para estudiar la cinta lechosa en el cielo nocturno, llamada Vía Láctea, y descubrió que está compuesta por una inmensa cantidad de pequeñas estrellas. En el año 1755, Immanuel Kant teorizó sobre la estructura y las agrupaciones de estrellas en el tratado Historia general de la naturaleza y teoría del cielo, basado en un trabajo previo de Thomas Wright. Kant afirmaba que la Vía Láctea era un sistema formado por miles de sistemas solares como el nuestro, agrupados en una estructura de orden superior, de características similares a las de los sistemas planetarios: sensiblemente plana, de forma elíptica, en movimiento de rotación alrededor de un centro y regidas por la misma mecánica celeste. También supuso que, por el punto de vista desde el que observamos la Vía Láctea y por la densidad de estrellas visibles que agrupa, nuestro sol se encuentra en su mismo plano y forma parte de ella.^[1] Desde un planteamiento completamente teórico, Kant afirmó que era lógico suponer la existencia de otros planetas y satélites orbitando alrededor de otras estrellas, y que debían existir otras Vías Lácteas separadas a distancias de un orden de magnitud comparable a su vasto tamaño. Según su razonamiento, estas galaxias, o universos isla, teóricas serían visibles desde la Tierra como nubes ovaladas de luz tenue, sin que fuera posible distinguir las estrellas individuales dentro de ellas. Kant las identifica con ciertos tipos de nebulosas, que Pierre Louis Maupertuis describió como pequeños lugares cuya luz es sólo un poco mayor que la oscuridad del espacio celestial, todas ellas con el aspecto de elipses más o menos abiertas, pero cuya luz es mucho más débil que cualquier otra que conozcamos en el cielo.^[2]

Galaxia de Andrómeda(M31), en la constelación de su mismo nombre.

Hacia el final del siglo XVIII, las galaxias no habían sido descubiertas. Charles Messier compiló un catálogo (Catálogo Messier) que contenía 103 objetos astronómicos que él denominó "Nebulosas y Cúmulos de Estrellas", seguido más tarde por el catálogo elaborado por William Herschel, con hasta 2.514 nuevos "objetos de espacio profundo". En 1845, Lord Rosse construyó un nuevo telescopio y éste le permitió distinguir las "nebulosas" elípticas de las circulares. Este telescopio permite ver de manera parcial para poder distinguir en algunas de estas "nebulosas" fuentes puntuales individuales de luz, confirmando de manera parcial las anteriores conjeturas de Kant.

En 1917, Hebert Curtis había observado la nova S Andromedae, en la "nebulosa" de Messier M31. Buscando en los registros fotográficos, encontró otras 11 novas y observó que, en promedio, estas novas eran 10 órdenes de magnitud más débiles que las ocurridas en nuestra galaxia. Como resultado de esta observación pudo predecir que dichas novas se debían encontrar a una distancia de 150.000 parsecs. Hebert se convirtió en un célebre defensor de la hipótesis de "universos isla", que sostenía que las "nebulosas espirales" eran realmente galaxias independientes.

En 1920 ocurrió el Gran Debate entre Harlow Shapley y Heber Curtis, en torno a la naturaleza de nuestra galaxia, las "nebulosas espirales" y la dimensión del universo. Para defender la afirmación de que M31 era una galaxia externa, Curtis argumentaba que las líneas obscuras observadas en dicha "nebulosa" eran similares a las nubes de polvo que se observan en la nuestra, Vol. 5 (1925). Usar un nuevo telescopio le permitió a Edwin Hubble resolver las partes exteriores de algunas "nebulosas espirales" como colecciones de estrellas individuales. Más aún, Hubble pudo identificar en esas estrellas algunas variables cefeidas y éstas le permitieron estimar la distancia a dichas "nebulosas": estaban demasiado alejadas para ser parte de la Vía Láctea. En 1936, Hubble organizó un sistema de clasificación de galaxias, que todavía es usado en nuestros días: la Secuencia de Hubble.

El primer intento de describir la forma que tiene la Vía Láctea fue llevado a cabo por William Herschel en 1785, contando cuidadosamente el número de estrellas en distintas regiones del cielo. En 1920 Kapteyn, usando un refinamiento de la técnica empleada por Herschel, sugirió la imagen de una pequeña galaxia elipsoidal (15 kiloparsecs de diámetro), con el Sol cerca del centro. Con un método diferente, basado en la distribución de cúmulos globulares, realizado por Harlow Shapley, emergió una imagen radicalmente distinta: un disco plano con un diámetro aproximado de 70 kiloparsecs y con un Sol alejado de su centro. Ninguno de los dos análisis tomó en cuenta la absorción de la luz y el polvo interestelar presentes en el plano galáctico. Robert Julius Trumpler tomó en cuenta estos efectos en 1930, estudiando cúmulos abiertos y produciendo la imagen que actualmente se acepta de nuestra galaxia: la Vía Láctea es una galaxia espiral con un diámetro aproximado de 30 kiloparsecs.

Velocidad de rotación: A observada, B predicha.

En 1944 Hendrick van de Hulst predijo que, debido a la presencia de hidrógeno interestelar, podría detectarse la emisión de microondas de 21 cm de longitud por parte de este gas. Esta radiación, detectada en 1951, ha permitido realizar mejoras en el estudio de la dinámica de galaxias, en tanto que no es bloqueada por la presencia de polvo. El efecto Doppler puede usarse para estudiar el movimiento de este gas en la galaxia. Con la mejora de los radio telescopios se han podido trazar nubes de Tgas de hidrógeno en otras galaxias.

En 1970, Vera Rubin hizo un estudio sobre la velocidad de rotación de las galaxias. El resultado de éste y otros estudios es que la masa conjunta de las estrellas, polvo y gases detectados en una galaxia es insuficiente para sostener la velocidad de rotación la misma. Para explicar esta discrepancia se ha postulado la existencia de materia obscura, inobservable, pero cuya masa contribuya con la gravedad necesaria para mantener las velocidades de rotación observadas.

A partir de 1990, con el telescopio espacial Hubble y otros telescopios espaciales, que cuentan con cámaras sensibles al infrarrojo, ultravioleta, rayos X y rayos gamma, el estudio de galaxias ha mejorado sustancialmente.

Nuestra galaxia, la Vía Láctea, pertenece a un Grupo Local de unas cuarenta y seis galaxias dominadas por la Vía Láctea y la Galaxia de Andrómeda. Este cúmulo se encuentra en el límite de un súper conglomerado, que comprende casi cinco mil galaxias. El súper cúmulo, a su vez, pertenece a otra enorme concentración de galaxias reunidas en masas compactas.

Tipos de galaxias

Véase también: Secuencia de Hubble

Tipos de galaxias de acuerdo al esquema de clasificación de Hubble.

Las galaxias tienen cuatro configuraciones distintas: elípticas, lenticulares, espirales e irregulares. Una descripción algo más detallada, basada en su apariencia, es la provista por la secuencia de Hubble, propuesta en el año 1936. Este esquema, que sólo descansa en la apariencia visual, no toma en cuenta otros aspectos, tales como la tasa de formación de estrellas o la actividad del núcleo galáctico.

Galaxias elípticas

(E0-7): Galaxia con forma de elipse. Pueden ser nombradas desde E0 hasta E7, donde el número significa cuán ovalada es la elipse; así, E0 sería una forma de esfera y E7 de plato o disco. También se puede decir que el número indica su excentricidad multiplicada por 10.

Su apariencia muestra escasa estructura y, típicamente, tienen relativamente poca materia interestelar. En consecuencia, estas galaxias también tienen un escaso número de cúmulos abiertos, y la tasa de formación de estrellas es baja. Por el contrario, estas galaxias están dominadas por estrellas viejas, de larga evolución, que orbitan en torno al núcleo en direcciones aleatorias. En este sentido, tienen cierto parecido a los cúmulos globulares.

Las galaxias más grandes son gigantes elípticas. Se cree que la mayoría de las galaxias elípticas son el resultado de la coalición y fusión de galaxias. Éstas pueden alcanzar tamaños enormes y con frecuencia se las encuentra en conglomerados mayores de galaxias, cerca del núcleo.

Galaxias espirales

La Galaxia Espiral M88.

Las galaxias espirales son discos rotantes de estrellas y materia interestelar, con una protuberancia central compuesta principalmente por estrellas más viejas. A partir de esta protuberancia se extienden unos brazos en forma espiral, de brillo variable.

• (Sa-c): Galaxia de forma espiral con brazos de formación estelar. Las letras minúsculas indican cuán sueltos se encuentran los brazos, siendo "a" los brazos más apretados y "c" los más dispersos.
• Galaxias lenticulares (SO): Forma de galaxia espiral sin brazos. E8 también se menciona como perteneciente a este tipo.
• Galaxias espirales barradas (SBa-c): Galaxia espiral con una banda central de estrellas. Las letras minúsculas tienen la misma interpretación que las galaxias espirales.
• Galaxias Espirales Intermedias (SABa-c): Una galaxia que, de acuerdo a su forma, se clasifica entre una galaxia espiral barrada y una galaxia espiral sin barra..

Galaxias irregulares

Artículo principal: Galaxia irregular

Una galaxia irregular es una galaxia que no encaja en ninguna clasificación de galaxias de la secuencia de Hubble. Son galaxias sin forma espiral ni elíptica.

Hay dos tipos de galaxias irregulares. Una galaxia Irr-I (Irr I) es una galaxia irregular que muestra alguna estructura pero no lo suficiente para encuadrarla claramente en la clasificación de las secuencia de Hubble. Una galaxia Irr-II (Irr II) es una galaxia irregular que no muestra ninguna estructura que pueda encuadrarla en la secuencia de Hubble.

Las galaxias enanas irregulares suelen etiquetarse como dI. Algunas galaxias irregulares son pequeñas galaxias espirales distorsionadas por la gravedad de un vecino mucho mayor.

Apenas un 5% de las galaxias brillantes reciben el nombre de galaxia irregular.

Los dos ejemplos más claros de galaxias irregulares son las Nubes de Magallanes (solo visibles desde el hemisferio Sur). Se denominan así en homenaje al explorador portugués Hernando de Magallanes, quien en su expedición alrededor del mundo, en el año 1522 tomo nota de su presencia. Las mismas tienen el aspecto de dos trozos "desgajados" de la Vía Láctea; sin embargo, son dos galaxias irregulares independientes entre sí.

Hasta el descubrimiento en 1994 de la galaxia Enana Elíptica de Sagitario, eran las dos galaxias conocidas más cercanas a la nuestra.

Véase también

• Vía Láctea
• Galaxia activa
• Galaxia Seyfert
• Blazar
• Quásar
• Objeto astronómico
• Grupo Local

Referencias

1. ↑ Kant, Inmannuel (1755). «Parte uno». Historia general de la naturaleza y teoría del cielo. traducido al inglés por Ian Johnston. 
2. ↑ Kant. op. cit.. «There are small places whose light is somewhat more than the darkness of empty celestial space, which all are alike in the fact that they display more or less open ellipses, but their light is much weaker than any other that we are aware of in the heavens (M. de Maupertuis)» 

Enlaces externos

• Wikimedia Commons alberga contenido multimedia sobre galaxias. Commons
• Proyecto Celestia Las Galaxias y más allá. Actividad educativa: El Universo.
• Astronoo Las Galaxias y montón.
• Galaxy Zoo Proyecto voluntario para clasificar las galaxias conocidas.