Galaxy - Galaxy

NGC 4414 , una típica galaxia espiral en la constelación de Coma Berenices , tiene unos 55.000 años  luz de diámetro y está aproximadamente a 60 millones de años luz de la Tierra.

Una galaxia es un sistema de estrellas ligado gravitacionalmente , remanentes estelares , gas interestelar , polvo y materia oscura . La palabra se deriva del griego galaxias ( γαλαξίας ), literalmente "lechoso", una referencia a la Vía Láctea . Las galaxias varían en tamaño desde enanas con solo unos pocos cientos de millones (10 8 ) de estrellas hasta gigantes con cien billones (10 14 ) de estrellas, cada una de las cuales orbita el centro de masa de su galaxia .

Las galaxias se clasifican según su morfología visual como elípticas , espirales o irregulares . Se cree que muchos tienen agujeros negros supermasivos en sus centros. El agujero negro central de la Vía Láctea, conocido como Sagitario A * , tiene una masa cuatro millones de veces mayor que la del Sol . En marzo de 2016, GN-z11 es la galaxia más antigua y distante observada. Tiene una distancia de comunicación de 32 mil millones de años luz de la Tierra , y se considera que existió solo 400 millones de años después del Big Bang .

En 2021, los datos de la sonda espacial New Horizons de la NASA se utilizaron para revisar la estimación anterior a aproximadamente 200 mil millones de galaxias (2 × 10 11 ), que siguió a una estimación de 2016 de que había dos billones (2 × 10 12 ) o más galaxias en el universo observable , en general, y tantas como se estima1 × 10 24 estrellas (más estrellas que todos los granos de arena en todas las playas del planeta Tierra ). La mayoría de las galaxias tienen entre 1.000 y 100.000 pársecs de diámetro (aproximadamente entre 3.000 y 300.000 años luz ) y están separadas por distancias del orden de millones de pársecs (o megaparsecs). A modo de comparación, la Vía Láctea tiene un diámetro de al menos 30.000 parsecs (100.000 ly) y está separada de la Galaxia de Andrómeda , su vecino grande más cercano, por 780.000 pársecs (2,5 millones ly).

El espacio entre las galaxias está lleno de un gas tenue (el medio intergaláctico ) con una densidad promedio de menos de un átomo por metro cúbico. La mayoría de las galaxias están organizadas gravitacionalmente en grupos , cúmulos y supercúmulos . La Vía Láctea es parte del Grupo Local , que domina junto con la Galaxia de Andrómeda . El grupo es parte del Supercluster Virgo . En la escala más grande , estas asociaciones generalmente se organizan en láminas y filamentos rodeados de inmensos vacíos . Tanto el grupo local como el supercúmulo de Virgo están contenidos en una estructura cósmica mucho más grande llamada Laniakea .

Etimología

La palabra galaxia se tomó prestada a través del latín francés y medieval del término griego para la Vía Láctea, galaxías (kúklos) γαλαξίας ( κύκλος ) 'lechoso (círculo)', llamado así por su aparición como una banda de luz lechosa en el cielo. En la mitología griega , Zeus coloca a su hijo nacido de una mujer mortal, el infante Heracles , sobre el pecho de Hera mientras duerme para que el bebé beba su leche divina y así se vuelva inmortal. Hera se despierta mientras amamanta y luego se da cuenta de que está amamantando a un bebé desconocido: empuja al bebé, parte de su leche se derrama y produce la banda de luz conocida como la Vía Láctea.

En la literatura astronómica, la palabra en mayúscula "Galaxy" se usa a menudo para referirse a nuestra galaxia, la Vía Láctea , para distinguirla de las otras galaxias de nuestro universo . El término inglés Milky Way se remonta a una historia de Chaucer c.  1380 :

Mira más allá, he aquí la Galaxia,
 que los hombres aprietan el Milky Wey ,
 porque el golpe es por qué.

-  Geoffrey Chaucer, La casa de la fama

Las galaxias se descubrieron inicialmente telescópicamente y se conocieron como nebulosas espirales . La mayoría de los astrónomos de los siglos XVIII al XIX los consideraban cúmulos estelares sin resolver o nebulosas anagalácticas , y se pensaba que eran parte de la Vía Láctea, pero su verdadera composición y naturaleza seguían siendo un misterio. Las observaciones que utilizaron telescopios más grandes de algunas galaxias brillantes cercanas, como la galaxia de Andrómeda , comenzaron a resolverlas en grandes conglomerados de estrellas, pero basándose simplemente en la aparente debilidad y la gran población de estrellas, las verdaderas distancias de estos objetos los colocaron mucho más allá de la lechosa. Camino. Por esta razón se les llamó popularmente universos insulares , pero este término rápidamente cayó en desuso, ya que la palabra universo implicaba la totalidad de la existencia. En cambio, se las conoció simplemente como galaxias.

Nomenclatura

Galaxy cluster SDSS J1152 + 3313 . SDSS significa Sloan Digital Sky Survey , J para época juliana y 1152 + 3313 para declinación y ascensión recta, respectivamente.

Se han catalogado decenas de miles de galaxias, pero solo unas pocas tienen nombres bien establecidos, como la Galaxia de Andrómeda , las Nubes de Magallanes , la Galaxia Whirlpool y la Galaxia Sombrero . Los astrónomos trabajan con números de ciertos catálogos, como el catálogo Messier , el NGC ( Nuevo Catálogo General ), el IC ( Catálogo Índice ), el CGCG ( Catálogo de Galaxias y de Cúmulos de Galaxias ), el MCG ( Catálogo Morfológico de Galaxias ) , el UGC ( Catálogo General de Galaxias de Uppsala ) y el PGC ( Catálogo de Galaxias Principales , también conocido como LEDA). Todas las galaxias conocidas aparecen en uno o más de estos catálogos, pero cada vez con un número diferente. Por ejemplo, Messier 109 (o "M109") es una galaxia espiral que tiene el número 109 en el catálogo de Messier. También tiene las designaciones NGC 3992, UGC 6937, CGCG 269-023, MCG + 09-20-044 y PGC 37617 (o LEDA 37617). Millones de galaxias más débiles se conocen por sus identificadores en estudios del cielo como el Sloan Digital Sky Survey , en el que M109 está catalogado como SDSS J115735.97 + 532228.9.

Historial de observación

La comprensión de que vivimos en una galaxia que es una entre muchas, es paralela a los principales descubrimientos sobre la Vía Láctea y otras nebulosas .

vía Láctea

El filósofo griego Demócrito (450-370 a. C.) propuso que la banda brillante en el cielo nocturno conocida como Vía Láctea podría consistir en estrellas distantes. Aristóteles (384–322 a. C.), sin embargo, creía que la Vía Láctea fue causada por "la ignición de la ardiente exhalación de algunas estrellas que eran grandes, numerosas y muy juntas" y que "la ignición tiene lugar en la parte superior de la atmósfera , en la región del mundo que es continua con los movimientos celestiales ". El filósofo neoplatónico Olimpiodoro el Joven ( c.  495 -570 d. C.) fue crítico con este punto de vista, argumentando que si la Vía Láctea era sublunar (situada entre la Tierra y la Luna) debería aparecer diferente en diferentes momentos y lugares de la Tierra, y que debería tener paralaje , que no fue así. En su opinión, la Vía Láctea era celestial.

Según Mohani Mohamed, el astrónomo árabe Alhazen (965-1037) hizo el primer intento de observar y medir el paralaje de la Vía Láctea, y así "determinó que debido a que la Vía Láctea no tenía paralaje, debe estar alejada de la Tierra, no pertenecer a la atmósfera ". El astrónomo persa al-Bīrūnī (973-1048) propuso que la Vía Láctea era "una colección de incontables fragmentos de la naturaleza de las estrellas nebulosas". El astrónomo andaluz Ibn Bâjjah ("Avempace", muerto en 1138) propuso que estaba compuesto por muchas estrellas que casi se tocaban entre sí, y parecía ser una imagen continua debido al efecto de refracción del material sublunar, citando su observación de la conjunción de Júpiter y Marte como evidencia de que esto ocurre cuando dos objetos estaban cerca. En el siglo XIV, Ibn Qayyim, nacido en Siria, propuso que la Vía Láctea era "una miríada de estrellas diminutas agrupadas en la esfera de las estrellas fijas".

La forma de la Vía Láctea estimada a partir del recuento de estrellas por William Herschel en 1785; se suponía que el Sistema Solar estaba cerca del centro.

La prueba real de la Vía Láctea que consta de muchas estrellas llegó en 1610 cuando el astrónomo italiano Galileo Galilei usó un telescopio para estudiarla y descubrió que estaba compuesta por una gran cantidad de estrellas débiles. En 1750, el astrónomo inglés Thomas Wright , en su An Original Theory o New Hypothesis of the Universe , especuló correctamente que podría ser un cuerpo giratorio de una gran cantidad de estrellas unidas por fuerzas gravitacionales , similar al Sistema Solar pero en un grado mucho mayor. a mayor escala, y que el disco de estrellas resultante podría verse como una banda en el cielo desde nuestra perspectiva dentro de él. En su tratado de 1755, Immanuel Kant elaboró ​​la idea de Wright sobre la estructura de la Vía Láctea.

El primer proyecto para describir la forma de la Vía Láctea y la posición del Sol fue realizado por William Herschel en 1785 contando el número de estrellas en diferentes regiones del cielo. Produjo un diagrama de la forma de la galaxia con el Sistema Solar cerca del centro . Utilizando un enfoque refinado, Kapteyn en 1920 llegó a la imagen de una pequeña galaxia elipsoide (de unos 15 kiloparsecs de diámetro) con el Sol cerca del centro. Un método diferente de Harlow Shapley basado en la catalogación de cúmulos globulares condujo a una imagen radicalmente diferente: un disco plano con un diámetro de aproximadamente 70 kiloparsecs y el Sol lejos del centro. Ambos análisis no tuvieron en cuenta la absorción de luz por el polvo interestelar presente en el plano galáctico ; pero después de que Robert Julius Trumpler cuantificara este efecto en 1930 mediante el estudio de cúmulos abiertos , surgió la imagen actual de nuestra galaxia anfitriona.

Distinción de otras nebulosas

Algunas galaxias fuera de la Vía Láctea son visibles a simple vista en una noche oscura , incluida la Galaxia de Andrómeda , la Gran Nube de Magallanes , la Pequeña Nube de Magallanes y la Galaxia del Triángulo . En el siglo X, el astrónomo persa Al-Sufi hizo la primera identificación registrada de la Galaxia de Andrómeda, describiéndola como una "pequeña nube". En 964, probablemente mencionó la Gran Nube de Magallanes en su Libro de Estrellas Fijas (refiriéndose a "Al Bakr de los árabes del sur", ya que en una declinación de unos 70 ° sur no era visible donde vivía); no era muy conocido por los europeos hasta el viaje de Magallanes en el siglo XVI. La galaxia de Andrómeda fue anotada más tarde de forma independiente por Simon Marius en 1612. En 1734, el filósofo Emanuel Swedenborg en sus Principia especuló que podría haber galaxias fuera de la nuestra que se formaron en cúmulos galácticos que eran partes minúsculas del universo que se extendían mucho más allá de lo que nosotros. podía ver. Estos puntos de vista "se acercan notablemente a los puntos de vista actuales del cosmos". En 1745, Pierre Louis Maupertuis conjeturó que algunos objetos similares a nebulosas eran colecciones de estrellas con propiedades únicas, incluido un brillo que excedía la luz que sus estrellas producían por sí mismas, y repitió la opinión de Johannes Hevelius de que los puntos brillantes eran masivos y aplanados debido a a su rotación. En 1750, Thomas Wright especuló correctamente que la Vía Láctea era un disco de estrellas aplanado y que algunas de las nebulosas visibles en el cielo nocturno podrían ser Vías Lácteas separadas.

Fotografía de la "Gran Nebulosa de Andrómeda" por Isaac Roberts , 1899, posteriormente identificada como la Galaxia de Andrómeda

Hacia finales del siglo XVIII, Charles Messier compiló un catálogo que contenía los 109 objetos celestes más brillantes que tenían apariencia nebulosa. Posteriormente, William Herschel reunió un catálogo de 5.000 nebulosas. En 1845, Lord Rosse construyó un nuevo telescopio y pudo distinguir entre nebulosas elípticas y espirales. También logró distinguir fuentes puntuales individuales en algunas de estas nebulosas, dando crédito a la conjetura anterior de Kant.

En 1912, Vesto Slipher realizó estudios espectrográficos de las nebulosas espirales más brillantes para determinar su composición. Slipher descubrió que las nebulosas espirales tienen altos desplazamientos Doppler , lo que indica que se mueven a una velocidad que excede la velocidad de las estrellas que había medido. Descubrió que la mayoría de estas nebulosas se están alejando de nosotros.

En 1917, Heber Curtis observó la nova S Andromedae dentro de la "Gran Nebulosa de Andrómeda " (como se conocía entonces a la Galaxia de Andrómeda, objeto Messier M31 ). Buscando en el registro fotográfico, encontró 11 novas más . Curtis notó que estas novas eran, en promedio, 10 magnitudes más débiles que las que ocurrieron dentro de nuestra galaxia. Como resultado, pudo llegar a una distancia estimada de 150.000  parsecs . Se convirtió en un defensor de la hipótesis de los llamados "universos insulares", que sostiene que las nebulosas espirales son en realidad galaxias independientes.

En 1920 tuvo lugar un debate entre Harlow Shapley y Heber Curtis (el Gran Debate ), sobre la naturaleza de la Vía Láctea, las nebulosas espirales y las dimensiones del universo. Para respaldar su afirmación de que la Gran Nebulosa de Andrómeda es una galaxia externa, Curtis notó la aparición de líneas oscuras que se asemejan a las nubes de polvo en la Vía Láctea, así como el significativo cambio Doppler.

En 1922, el astrónomo estonio Ernst Öpik dio una determinación de la distancia que apoyaba la teoría de que la Nebulosa de Andrómeda es de hecho un objeto extragaláctico distante. Usando el nuevo telescopio Mt. Wilson de 100 pulgadas , Edwin Hubble pudo resolver las partes externas de algunas nebulosas espirales como colecciones de estrellas individuales e identificó algunas variables cefeidas , lo que le permitió estimar la distancia a las nebulosas: estaban demasiado distantes para formar parte de la Vía Láctea. En 1936, Hubble produjo una clasificación de la morfología galáctica que se utiliza hasta el día de hoy.

Investigación moderna

Curva de rotación de una galaxia espiral típica: predicha basada en la materia visible (A) y observada (B). La distancia es del núcleo galáctico .

En 1944, Hendrik van de Hulst predijo que la radiación de microondas con una longitud de onda de 21 cm sería detectable a partir del gas de hidrógeno atómico interestelar ; y en 1951 se observó. Esta radiación no se ve afectada por la absorción de polvo, por lo que su desplazamiento Doppler se puede utilizar para mapear el movimiento del gas en nuestra galaxia. Estas observaciones llevaron a la hipótesis de una estructura de barra giratoria en el centro de nuestra galaxia. Con radiotelescopios mejorados , el gas hidrógeno también podría rastrearse en otras galaxias. En la década de 1970, Vera Rubin descubrió una discrepancia entre la velocidad de rotación galáctica observada y la predicha por la masa visible de estrellas y gas. Hoy en día, se cree que el problema de la rotación de galaxias se explica por la presencia de grandes cantidades de materia oscura invisible .

Los científicos utilizaron las galaxias visibles en el estudio GOODS para volver a calcular el número total de galaxias.

A partir de la década de 1990, el telescopio espacial Hubble produjo observaciones mejoradas. Entre otras cosas, sus datos ayudaron a establecer que la materia oscura que faltaba en nuestra galaxia no podía consistir únicamente en estrellas inherentemente débiles y pequeñas. El campo profundo del Hubble , una exposición extremadamente larga de una parte relativamente vacía del cielo, proporcionó evidencia de que hay alrededor de 125 mil millones (1,25 × 10 11 ) galaxias en el universo observable. La tecnología mejorada para detectar los espectros invisibles para los humanos (radiotelescopios, cámaras infrarrojas y telescopios de rayos X ) permite la detección de otras galaxias que el Hubble no detecta. En particular, los estudios en la Zona de Evitación (la región del cielo bloqueada en longitudes de onda de luz visible por la Vía Láctea) han revelado una serie de nuevas galaxias.

Un estudio de 2016 publicado en The Astrophysical Journal , dirigido por Christopher Conselice de la Universidad de Nottingham , utilizó 20 años de imágenes del Hubble para estimar que el universo observable contenía al menos dos billones (2 × 10 12 ) galaxias. Sin embargo, observaciones posteriores con la sonda espacial New Horizons desde fuera de la luz zodiacal redujeron esto a aproximadamente 200 mil millones (2 × 10 11 ).

Tipos y morfología

Tipos de galaxias según el esquema de clasificación de Hubble: una E indica un tipo de galaxia elíptica; una S es una espiral; y SB es una galaxia en espiral barrada.

Las galaxias son de tres tipos principales: elípticas, espirales e irregulares. La secuencia de Hubble ofrece una descripción un poco más extensa de los tipos de galaxias en función de su apariencia . Dado que la secuencia de Hubble se basa completamente en el tipo (forma) morfológica visual, puede pasar por alto ciertas características importantes de las galaxias, como la velocidad de formación de estrellas en las galaxias con explosión estelar y la actividad en los núcleos de las galaxias activas .

Elípticas

El sistema de clasificación de Hubble clasifica las galaxias elípticas sobre la base de su elipticidad, que van desde E0, que es casi esférica, hasta E7, que es muy alargada. Estas galaxias tienen un perfil elipsoidal , lo que les da una apariencia elíptica independientemente del ángulo de visión. Su apariencia muestra poca estructura y por lo general tienen relativamente poca materia interestelar . En consecuencia, estas galaxias también tienen una pequeña porción de cúmulos abiertos y una tasa reducida de formación de nuevas estrellas. En cambio, están dominados por estrellas generalmente más antiguas y más evolucionadas que orbitan el centro de gravedad común en direcciones aleatorias. Las estrellas contienen poca abundancia de elementos pesados ​​porque la formación de estrellas cesa después del estallido inicial. En este sentido, tienen cierta similitud con los cúmulos globulares mucho más pequeños .

Las galaxias más grandes son elípticas gigantes. Se cree que muchas galaxias elípticas se forman debido a la interacción de galaxias , lo que resulta en una colisión y fusión. Pueden crecer hasta tamaños enormes (en comparación con las galaxias espirales, por ejemplo), y las galaxias elípticas gigantes a menudo se encuentran cerca del núcleo de grandes cúmulos de galaxias.

Galaxia de concha

Galaxia de caparazón elíptico NGC 3923 (fotografía del Hubble)

Una galaxia de capa es un tipo de galaxia elíptica donde las estrellas en su halo están dispuestas en capas concéntricas. Aproximadamente una décima parte de las galaxias elípticas tienen una estructura similar a una concha, que nunca se ha observado en galaxias espirales. Se cree que estas estructuras se desarrollan cuando una galaxia más grande absorbe una galaxia compañera más pequeña, que cuando los dos centros de la galaxia se acercan, comienzan a oscilar alrededor de un punto central, y la oscilación crea ondas gravitacionales que forman las capas de las estrellas, similares a las ondas que se extienden sobre agua. Por ejemplo, la galaxia NGC 3923 tiene más de 20 caparazones.

Espirales

Las galaxias espirales se asemejan a molinetes en espiral . Aunque las estrellas y otro material visible contenido en dicha galaxia se encuentran principalmente en un plano, la mayoría de la masa en las galaxias espirales existe en un halo aproximadamente esférico de materia oscura que se extiende más allá del componente visible, como lo demuestra el concepto de curva de rotación universal.

Las galaxias espirales consisten en un disco giratorio de estrellas y medio interestelar, junto con un abultamiento central de estrellas generalmente más viejas. Extendiéndose hacia afuera desde el bulto hay brazos relativamente brillantes. En el esquema de clasificación de Hubble, las galaxias espirales se enumeran como tipo S , seguido por una letra ( a , b , o c ), que indica el grado de apriete de los brazos espirales y el tamaño de la protuberancia central. Una galaxia Sa tiene brazos estrechamente enrollados, mal definidos y posee una región central relativamente grande. En el otro extremo, una galaxia Sc tiene brazos abiertos y bien definidos y una pequeña región central. Una galaxia con brazos mal definidos a veces se denomina galaxia espiral floculante ; en contraste con la galaxia espiral de gran diseño que tiene brazos espirales prominentes y bien definidos. Se cree que la velocidad a la que gira una galaxia se correlaciona con la planitud del disco, ya que algunas galaxias espirales tienen protuberancias gruesas, mientras que otras son delgadas y densas.

En las galaxias espirales, los brazos espirales tienen la forma de espirales logarítmicas aproximadas , un patrón que se puede demostrar teóricamente que resulta de una perturbación en una masa de estrellas en rotación uniforme. Como las estrellas, los brazos espirales giran alrededor del centro, pero lo hacen con velocidad angular constante . Se cree que los brazos espirales son áreas de materia de alta densidad u " ondas de densidad ". A medida que las estrellas se mueven a través de un brazo, la velocidad espacial de cada sistema estelar se modifica por la fuerza gravitacional de la densidad más alta. (La velocidad vuelve a la normalidad después de que las estrellas parten del otro lado del brazo.) Este efecto es similar a una "ola" de desaceleraciones que se mueve a lo largo de una carretera llena de automóviles en movimiento. Los brazos son visibles porque la alta densidad facilita la formación de estrellas y, por lo tanto, albergan muchas estrellas jóvenes y brillantes.

Objeto de Hoag , un ejemplo de una galaxia anular

Galaxia espiral barrada

La mayoría de las galaxias espirales, incluida nuestra propia galaxia, la Vía Láctea , tienen una banda de estrellas lineal en forma de barra que se extiende hacia afuera a ambos lados del núcleo y luego se fusiona con la estructura del brazo espiral. En el esquema de clasificación de Hubble, estos se designan por un SB , seguido por una letra minúscula ( a , b o c ), que indica la forma de los brazos espirales (en la misma manera que la categorización de las galaxias espirales normales). Se cree que las barras son estructuras temporales que pueden ocurrir como resultado de una onda de densidad que irradia hacia afuera desde el núcleo, o bien debido a una interacción de marea con otra galaxia. Muchas galaxias espirales barradas están activas, posiblemente como resultado del gas que se canaliza hacia el núcleo a lo largo de los brazos.

Nuestra propia galaxia, la Vía Láctea , es una gran galaxia espiral barrada en forma de disco de unos 30 kiloparsecs de diámetro y un kiloparsec de espesor. Contiene alrededor de doscientos mil millones (2 × 10 11 ) de estrellas y tiene una masa total de alrededor de seiscientos mil millones (6 × 10 11 ) veces la masa del Sol.

Espiral super luminosa

Recientemente, los investigadores describieron galaxias llamadas espirales superluminosas. Son muy grandes con un diámetro ascendente de 437.000 años luz (en comparación con los 100.000 años luz de diámetro de la Vía Láctea). Con una masa de 340 mil millones de masas solares, generan una cantidad significativa de luz ultravioleta e infrarroja media. Se cree que tienen una tasa de formación de estrellas aumentada alrededor de 30 veces más rápida que la Vía Láctea.

Otras morfologías

  • Las galaxias peculiares son formaciones galácticas que desarrollan propiedades inusuales debido a las interacciones de las mareas con otras galaxias.
    • Una galaxia anular tiene una estructura anular de estrellas y un medio interestelar que rodea un núcleo desnudo. Se cree que ocurre una galaxia en anillo cuando una galaxia más pequeña pasa a través del núcleo de una galaxia espiral. Tal evento puede haber afectado a la galaxia de Andrómeda , ya que muestra una estructura similar a un anillo múltiple cuando se ve con radiación infrarroja .
  • Una galaxia lenticular es una forma intermedia que tiene propiedades tanto de galaxias elípticas como espirales. Estos se clasifican como tipo Hubble S0, y poseen brazos espirales mal definidos con un halo elíptico de estrellas (las galaxias lenticulares barradas reciben la clasificación SB0 del Hubble).
  • Las galaxias irregulares son galaxias que no se pueden clasificar fácilmente en una morfología elíptica o espiral.
    • Una galaxia Irr-I tiene cierta estructura, pero no se alinea claramente con el esquema de clasificación de Hubble.
    • Las galaxias Irr-II no poseen ninguna estructura que se parezca a una clasificación de Hubble y pueden haber sido interrumpidas. Ejemplos cercanos de galaxias irregulares (enanas) incluyen las Nubes de Magallanes .
  • Una galaxia ultra difusa (UDG) es una galaxia de densidad extremadamente baja. Puede ser del mismo tamaño que la Vía Láctea, pero tiene un recuento de estrellas visibles solo el uno por ciento de las de la Vía Láctea. Su falta de luminosidad se debe a la falta de gas de formación de estrellas, lo que resulta en poblaciones estelares antiguas.

Enanos

A pesar de la prominencia de las grandes galaxias elípticas y espirales, la mayoría de las galaxias son galaxias enanas. Son relativamente pequeñas en comparación con otras formaciones galácticas, siendo aproximadamente una centésima parte del tamaño de la Vía Láctea, con solo unos pocos miles de millones de estrellas. Recientemente se han descubierto galaxias enanas ultracompactas que tienen solo 100 parsecs de ancho.

Muchas galaxias enanas pueden orbitar una sola galaxia más grande; la Vía Láctea tiene al menos una docena de satélites de este tipo, con un estimado de 300 a 500 aún por descubrir. Las galaxias enanas también pueden clasificarse como elípticas , espirales o irregulares . Dado que las pequeñas elípticas enanas se parecen poco a las grandes, a menudo se las llama galaxias esferoidales enanas .

Un estudio de 27 vecinos de la Vía Láctea encontró que en todas las galaxias enanas, la masa central es de aproximadamente 10 millones de masas solares , independientemente de si tiene miles o millones de estrellas. Esto sugiere que las galaxias están formadas en gran parte por materia oscura , y que el tamaño mínimo puede indicar una forma de materia oscura cálida incapaz de coalescencia gravitacional a menor escala.

Otros tipos de galaxias

Interactuar

Las Antenas Galaxias están sufriendo una colisión que resultará en su eventual fusión.

Las interacciones entre galaxias son relativamente frecuentes y pueden desempeñar un papel importante en la evolución galáctica . Los cuasi accidentes entre galaxias dan como resultado distorsiones de deformación debido a las interacciones de las mareas y pueden causar cierto intercambio de gas y polvo. Las colisiones ocurren cuando dos galaxias pasan directamente una a través de la otra y tienen suficiente momento relativo para no fusionarse. Las estrellas de las galaxias que interactúan generalmente no chocan, pero el gas y el polvo dentro de las dos formas interactúan, lo que a veces desencadena la formación de estrellas. Una colisión puede distorsionar severamente las formas de las galaxias, formando barras, anillos o estructuras en forma de cola.

En el extremo de las interacciones se encuentran las fusiones galácticas, donde los momentos relativos de las galaxias son insuficientes para permitir que se atraviesen entre sí. En cambio, se fusionan gradualmente para formar una única galaxia más grande. Las fusiones pueden resultar en cambios significativos en la morfología original de las galaxias. Si una de las galaxias es mucho más masiva que la otra, el resultado se conoce como canibalismo , donde la galaxia más grande más masiva permanece relativamente inalterada y la más pequeña se desgarra. La Vía Láctea está actualmente en el proceso de canibalizar la Galaxia Elíptica Enana de Sagitario y la Galaxia Enana de Canis Major .

Starburst

M82 , una galaxia de explosión estelar que tiene diez veces la formación estelar de una galaxia "normal"

Las estrellas se crean dentro de las galaxias a partir de una reserva de gas frío que forma nubes moleculares gigantes . Se ha observado que algunas galaxias forman estrellas a un ritmo excepcional, lo que se conoce como explosión estelar . Si continúan haciéndolo, consumirían su reserva de gas en un lapso de tiempo menor que la vida útil de la galaxia. Por lo tanto, la actividad de estallido estelar suele durar solo unos diez millones de años, un período relativamente breve en la historia de una galaxia. Las galaxias Starburst fueron más comunes durante la historia temprana del universo, pero aún contribuyen con un estimado del 15% a la producción total de estrellas.

Las galaxias Starburst se caracterizan por concentraciones polvorientas de gas y la aparición de estrellas recién formadas, incluidas estrellas masivas que ionizan las nubes circundantes para crear regiones H II . Estas estrellas producen explosiones de supernovas , creando remanentes en expansión que interactúan poderosamente con el gas circundante. Estos estallidos desencadenan una reacción en cadena de formación de estrellas que se extiende por toda la región gaseosa. Solo cuando el gas disponible está casi consumido o disperso, la actividad finaliza.

Los estallidos de estrellas se asocian a menudo con la fusión o la interacción de galaxias. El ejemplo prototipo de una interacción de formación estelar de este tipo es M82 , que experimentó un encuentro cercano con el M81 más grande . Las galaxias irregulares a menudo exhiben nudos espaciados de actividad estelar.

Galaxia activa

Se está emitiendo un chorro de partículas desde el núcleo de la radiogalaxia elíptica M87 .

Algunas galaxias observables se clasifican como "activas" si contienen un núcleo galáctico activo (AGN). Una parte significativa de la producción total de energía de la galaxia es emitida por el núcleo activo en lugar de sus estrellas, polvo y medio interestelar . Existen múltiples esquemas de clasificación y denominación para las AGN, pero las que se encuentran en los rangos más bajos de luminosidad se denominan galaxias Seyfert , mientras que las que tienen una luminosidad mucho mayor que la de la galaxia anfitriona se conocen como objetos cuasi estelares o cuásares . Los AGN emiten radiación en todo el espectro electromagnético, desde longitudes de onda de radio hasta rayos X, aunque parte de ella puede ser absorbida por el polvo o el gas asociado con el propio AGN o con la galaxia anfitriona.

El modelo estándar para un núcleo galáctico activo se basa en un disco de acreción que se forma alrededor de un agujero negro supermasivo (SMBH) en la región central de la galaxia. La radiación de un núcleo galáctico activo es el resultado de la energía gravitacional de la materia cuando cae hacia el agujero negro desde el disco. La luminosidad del AGN depende de la masa del SMBH y de la velocidad a la que la materia cae sobre él. En aproximadamente el 10% de estas galaxias, un par de chorros energéticos diametralmente opuestos expulsa partículas del núcleo de la galaxia a velocidades cercanas a la velocidad de la luz . El mecanismo para producir estos chorros no se conoce bien.

Blazars

Se cree que los blazares son galaxias activas con un chorro relativista apuntando en dirección a la Tierra. Una radiogalaxia emite radiofrecuencias de chorros relativistas. Un modelo unificado de este tipo de galaxias activas explica sus diferencias en función de la posición del observador.

REVESTIMIENTOS

Posiblemente relacionadas con los núcleos galácticos activos (así como con las regiones de explosión estelar ) son las regiones de líneas de emisión nuclear de baja ionización (LINER). La emisión de galaxias de tipo LINER está dominada por elementos débilmente ionizados . Las fuentes de excitación para las líneas débilmente ionizadas incluyen estrellas post- AGB , AGN y choques. Aproximadamente un tercio de las galaxias cercanas se clasifican como que contienen núcleos LINER.

Galaxia Seyfert

Las galaxias Seyfert son uno de los dos grupos más grandes de galaxias activas, junto con los cuásares. Tienen núcleos en forma de cuásar (fuentes de radiación electromagnética muy luminosas, distantes y brillantes) con un brillo superficial muy alto; pero a diferencia de los cuásares, sus galaxias anfitrionas son claramente detectables. Las galaxias Seyfert representan aproximadamente el 10% de todas las galaxias. Vista en luz visible, la mayoría parece galaxias espirales normales; pero cuando se estudia bajo otras longitudes de onda, la luminosidad de sus núcleos es equivalente a la luminosidad de galaxias enteras del tamaño de la Vía Láctea.

Quásar

Los cuásares (/ ˈkweɪzɑr /) o fuentes de radio cuasi-estelares, son los miembros más enérgicos y distantes de los núcleos galácticos activos. Extremadamente luminosas, se identificaron por primera vez como fuentes de energía electromagnética de alto corrimiento al rojo, incluidas las ondas de radio y la luz visible, que parecían más similares a las estrellas que a fuentes extendidas similares a las galaxias. Su luminosidad puede ser 100 veces mayor que la de la Vía Láctea.

Galaxia infrarroja luminosa

Las galaxias infrarrojas luminosas (LIRG) son galaxias con luminosidades (la medida de la producción de energía electromagnética) por encima de 10 11 L☉ (luminosidades solares). En la mayoría de los casos, la mayor parte de su energía proviene de un gran número de estrellas jóvenes que calientan el polvo circundante, que vuelve a irradiar la energía en el infrarrojo. La luminosidad lo suficientemente alta como para ser un LIRG requiere una tasa de formación de estrellas de al menos 18 M☉ año -1 . Las galaxias infrarrojas ultraluminosas (ULIRG) son al menos diez veces más luminosas todavía y forman estrellas a velocidades> 180 M☉ año -1 . Muchos LIRG también emiten radiación de un AGN. Las galaxias infrarrojas emiten más energía en el infrarrojo que todas las demás longitudes de onda combinadas, con un pico de emisión típicamente en longitudes de onda de 60 a 100 micrones. Los LIRG son poco comunes en el universo local, pero eran mucho más comunes cuando el universo era más joven.

Propiedades

Campos magnéticos

Las galaxias tienen sus propios campos magnéticos . Son lo suficientemente fuertes como para ser dinámicamente importantes, ya que:

  • Impulsar el flujo de masa hacia los centros de las galaxias.
  • Modificar la formación de brazos espirales.
  • Puede afectar la rotación del gas en las regiones exteriores de las galaxias.
  • Proporcionar el transporte del momento angular necesario para el colapso de las nubes de gas y, por lo tanto, la formación de nuevas estrellas.

La fuerza de equipartición promedio típica para las galaxias espirales es de aproximadamente 10 μG ( microGauss ) o 1  nT ( nanoTesla ). En comparación, el campo magnético de la Tierra tiene una fuerza promedio de alrededor de 0.3 G (Gauss o 30 μT ( microTesla ). Las galaxias radio-débiles como M 31 y M33 , vecinas de nuestra Vía Láctea , tienen campos más débiles (alrededor de 5  μG), mientras que las galaxias ricas en gas con altas tasas de formación de estrellas, como M 51, M 83 y NGC 6946, tienen un promedio de 15 μG. En brazos espirales prominentes, la fuerza de campo puede ser de hasta 25 μG, en regiones donde el gas y el polvo fríos Los campos de equipartición totales más fuertes (50-100 μG) se encontraron en las galaxias con estallido estelar , por ejemplo, en M 82 y las Antenas , y en regiones con estallido estelar nuclear, como los centros de NGC 1097 y otras galaxias barradas .

Formación y evolución

La formación y evolución galáctica es un área activa de investigación en astrofísica .

Formación

Impresión artística de un protoglúster que se formó en el universo temprano.

Los modelos cosmológicos actuales del universo temprano se basan en la teoría del Big Bang . Aproximadamente 300.000 años después de este evento, los átomos de hidrógeno y helio comenzaron a formarse, en un evento llamado recombinación . Casi todo el hidrógeno era neutro (no ionizado) y absorbía fácilmente la luz, y aún no se habían formado estrellas. Como resultado, este período se ha denominado la " edad oscura ". Fue a partir de las fluctuaciones de densidad (o irregularidades anisotrópicas ) en esta materia primordial que comenzaron a aparecer estructuras más grandes . Como resultado, masas de materia bariónica comenzaron a condensarse dentro de halos de materia oscura fría . Estas estructuras primordiales eventualmente se convirtieron en las galaxias que vemos hoy.

Impresión artística de una galaxia joven que acumula material

Formación temprana de galaxias

La evidencia de la aparición de galaxias muy temprano en la historia del Universo se encontró en 2006, cuando se descubrió que la galaxia IOK-1 tiene un corrimiento al rojo inusualmente alto de 6,96, correspondiente a solo 750 millones de años después del Big Bang y lo que la convierte en la más alta galaxia distante y más temprana en formarse vista en ese momento. Si bien algunos científicos han afirmado que otros objetos (como Abell 1835 IR1916 ) tienen mayores desplazamientos al rojo (y, por lo tanto, se ven en una etapa anterior de la evolución del universo), la edad y composición de IOK-1 se han establecido de manera más confiable. En diciembre de 2012, los astrónomos informaron que UDFj-39546284 es el objeto más distante conocido y tiene un valor de corrimiento al rojo de 11,9. El objeto, que se estima que existió alrededor de 380 millones de años después del Big Bang (que fue hace unos 13,8 mil millones de años), se encuentra a unos 13,42 mil millones de años de distancia de viaje de luz . La existencia de galaxias tan pronto después del Big Bang sugiere que las protogalaxias deben haber crecido en las llamadas "edades oscuras". Al 5 de mayo de 2015, la galaxia EGS-zs8-1 es la galaxia más distante y más antigua medida, formándose 670 millones de años después del Big Bang . La luz de EGS-zs8-1 ha tardado 13 mil millones de años en llegar a la Tierra, y ahora está a 30 mil millones de años luz de distancia, debido a la expansión del universo durante 13 mil millones de años.

Diferentes componentes de la luz de fondo del infrarrojo cercano detectados por el telescopio espacial Hubble en estudios de cielo profundo

El proceso detallado por el cual se formaron las primeras galaxias es una cuestión abierta en astrofísica. Las teorías se pueden dividir en dos categorías: de arriba hacia abajo y de abajo hacia arriba. En las correlaciones de arriba hacia abajo (como el modelo Eggen-Lynden-Bell-Sandage [ELS]), las protogalaxias se forman en un colapso simultáneo a gran escala que dura alrededor de cien millones de años. En las teorías de abajo hacia arriba (como el modelo de Searle-Zinn [SZ]), las estructuras pequeñas como los cúmulos globulares se forman primero y luego varios de esos cuerpos se acumulan para formar una galaxia más grande. Una vez que las protogalaxias comenzaron a formarse y contraerse, aparecieron dentro de ellas las primeras estrellas de halo (llamadas estrellas de Población III ). Estos estaban compuestos casi en su totalidad por hidrógeno y helio y pueden haber sido más masivos que 100 veces la masa del Sol. Si es así, estas enormes estrellas habrían consumido rápidamente su suministro de combustible y se habrían convertido en supernovas , liberando elementos pesados ​​en el medio interestelar . Esta primera generación de estrellas reionizó el hidrógeno neutro circundante, creando burbujas de espacio en expansión a través de las cuales la luz podría viajar fácilmente.

En junio de 2015, los astrónomos informaron evidencia de estrellas de Población III en la galaxia Cosmos Redshift 7 en z = 6.60 . Es probable que tales estrellas hayan existido en el universo temprano (es decir, con un alto corrimiento al rojo) y pueden haber comenzado la producción de elementos químicos más pesados ​​que el hidrógeno que son necesarios para la formación posterior de planetas y la vida tal como la conocemos.

Evolución

Dentro de mil millones de años de la formación de una galaxia, comienzan a aparecer estructuras clave. Se forman cúmulos globulares , el agujero negro supermasivo central y una protuberancia galáctica de estrellas de Población II pobres en metales . La creación de un agujero negro supermasivo parece jugar un papel clave en la regulación activa del crecimiento de las galaxias al limitar la cantidad total de materia adicional agregada. Durante esta época temprana, las galaxias experimentan un gran estallido de formación estelar.

Durante los siguientes dos mil millones de años, la materia acumulada se asienta en un disco galáctico . Una galaxia continuará absorbiendo material que cae de las nubes de alta velocidad y las galaxias enanas a lo largo de su vida. Esta materia es principalmente hidrógeno y helio. El ciclo de nacimiento y muerte estelar aumenta lentamente la abundancia de elementos pesados, permitiendo eventualmente la formación de planetas .

Campo de visión XDF comparado con el tamaño angular de la Luna . Varios miles de galaxias, cada una compuesta por miles de millones de estrellas , se encuentran en esta pequeña vista.
Vista de XDF (2012): cada mancha de luz es una galaxia, algunas de las cuales tienen una antigüedad de 13,2 mil millones de años;se estima que el universo observable contiene entre 200 mil millones y dos billones de galaxias.
La imagen XDF muestra (desde la izquierda) galaxias completamente maduras, galaxias casi maduras (de cinco a nueve mil millones de años) y protogalaxias , brillando con estrellas jóvenes (más allá de nueve mil millones de años).

La evolución de las galaxias puede verse afectada significativamente por interacciones y colisiones. Las fusiones de galaxias fueron comunes durante la época temprana, y la mayoría de las galaxias tenían una morfología peculiar. Dadas las distancias entre las estrellas, la gran mayoría de los sistemas estelares de las galaxias en colisión no se verán afectados. Sin embargo, la extracción gravitacional del gas y el polvo interestelar que forman los brazos espirales produce un largo tren de estrellas conocido como colas de marea. Se pueden ver ejemplos de estas formaciones en NGC 4676 o en Antennae Galaxies .

La Vía Láctea y la cercana Galaxia de Andrómeda se mueven una hacia la otra a unos 130  km / s y, dependiendo de los movimientos laterales, las dos podrían colisionar en unos cinco o seis mil millones de años. Aunque la Vía Láctea nunca antes había chocado con una galaxia tan grande como Andrómeda, la evidencia de colisiones pasadas de la Vía Láctea con galaxias enanas más pequeñas está aumentando.

Estas interacciones a gran escala son raras. A medida que pasa el tiempo, las fusiones de dos sistemas de igual tamaño se vuelven menos comunes. La mayoría de las galaxias brillantes se han mantenido fundamentalmente sin cambios durante los últimos miles de millones de años, y la tasa neta de formación de estrellas probablemente también alcanzó su punto máximo hace unos diez mil millones de años.

Futuras tendencias

Las galaxias espirales, como la Vía Láctea, producen nuevas generaciones de estrellas siempre que tengan densas nubes moleculares de hidrógeno interestelar en sus brazos espirales. Las galaxias elípticas carecen en gran medida de este gas y, por lo tanto, forman pocas estrellas nuevas. El suministro de material formador de estrellas es finito; Una vez que las estrellas hayan convertido el suministro disponible de hidrógeno en elementos más pesados, la formación de nuevas estrellas llegará a su fin.

Se espera que la actual era de la formación de estrellas a seguir para un máximo de cien mil millones de años, y luego la "era estelar" va a relajarse después de unos diez trillón a cien billón años (10 13 -10 14  años), como el más pequeño, Las estrellas más longevas de nuestro universo, diminutas enanas rojas , comienzan a desvanecerse. Al final de la era estelar, las galaxias estarán compuestas por objetos compactos : enanas marrones , enanas blancas que se están enfriando o frías (" enanas negras "), estrellas de neutrones y agujeros negros . Eventualmente, como resultado de la relajación gravitacional , todas las estrellas caerán en agujeros negros supermasivos centrales o serán arrojadas al espacio intergaláctico como resultado de las colisiones.

Estructuras de mayor escala

El sexteto de Seyfert es un ejemplo de un grupo de galaxias compacto.

Los estudios de cielo profundo muestran que las galaxias a menudo se encuentran en grupos y cúmulos . Las galaxias solitarias que no han interactuado significativamente con otras galaxias de masa comparable en los últimos mil millones de años son relativamente escasas. Se ha encontrado que sólo alrededor del 5% de las galaxias estudiadas están verdaderamente aisladas; sin embargo, es posible que hayan interactuado e incluso se hayan fusionado con otras galaxias en el pasado, y aún pueden estar en órbita alrededor de galaxias satélites más pequeñas. Las galaxias aisladas pueden producir estrellas a un ritmo más alto de lo normal, ya que su gas no está siendo despojado por otras galaxias cercanas.

En la escala más grande, el universo se expande continuamente, lo que resulta en un aumento promedio en la separación entre galaxias individuales (ver la ley de Hubble ). Las asociaciones de galaxias pueden superar esta expansión a escala local a través de su atracción gravitacional mutua. Estas asociaciones se formaron temprano, cuando grupos de materia oscura unieron sus respectivas galaxias. Más tarde, los grupos cercanos se fusionaron para formar grupos a mayor escala. Este proceso de fusión en curso (así como la entrada de gas que cae) calienta el gas intergaláctico en un grupo a temperaturas muy altas de 30 a 100 megakelvins . Aproximadamente el 70-80% de la masa de un cúmulo está en forma de materia oscura, con un 10-30% compuesto por este gas calentado y el pequeño porcentaje restante en forma de galaxias.

La mayoría de las galaxias están unidas gravitacionalmente a otras galaxias. Éstos forman una distribución jerárquica similar a un fractal de estructuras agrupadas, y las asociaciones más pequeñas se denominan grupos. Un grupo de galaxias es el tipo más común de cúmulo galáctico; estas formaciones contienen la mayoría de las galaxias (así como la mayor parte de la masa bariónica ) del universo. Para permanecer gravitacionalmente unido a tal grupo, cada miembro de la galaxia debe tener una velocidad suficientemente baja para evitar que escape (ver el teorema de Virial ). Sin embargo, si no hay suficiente energía cinética , el grupo puede evolucionar hacia un número menor de galaxias a través de fusiones.

Problema sin resolver en física :

Las estructuras más grandes del universo son más grandes de lo esperado. ¿Son estas estructuras reales o fluctuaciones de densidad aleatorias?

Los cúmulos de galaxias consisten en cientos o miles de galaxias unidas por gravedad. Los cúmulos de galaxias a menudo están dominados por una sola galaxia elíptica gigante, conocida como la galaxia cúmulo más brillante , que, con el tiempo, destruye mareamente sus galaxias satélites y agrega su masa a la suya.

Los supercúmulos contienen decenas de miles de galaxias, que se encuentran en cúmulos, grupos y, a veces, individualmente. En la escala de supercúmulos , las galaxias están dispuestas en láminas y filamentos que rodean grandes vacíos. Por encima de esta escala, el universo parece ser el mismo en todas las direcciones ( isotrópico y homogéneo ), aunque esta noción ha sido cuestionada en los últimos años por numerosos hallazgos de estructuras a gran escala que parecen exceder esta escala. La Gran Muralla Hércules-Corona Borealis , actualmente la estructura más grande del universo encontrada hasta ahora, tiene 10 mil millones de años luz (tres gigaparsecs) de longitud.

La galaxia Vía Láctea es miembro de una asociación llamada Local Group , un grupo relativamente pequeño de galaxias que tiene un diámetro de aproximadamente un megaparsec. La Vía Láctea y la Galaxia de Andrómeda son las dos galaxias más brillantes del grupo; muchas de las otras galaxias miembros son compañeras enanas de estas dos. El propio grupo local es parte de una estructura similar a una nube dentro del supercúmulo de Virgo , una estructura grande y extendida de grupos y cúmulos de galaxias centrados en el cúmulo de Virgo . Y el supercúmulo de Virgo en sí es parte del complejo de supercúmulo Piscis-Cetus , un filamento de galaxias gigante .

Hubble Legacy Field (video de 50 segundos)
Plano sur de la Vía Láctea desde longitudes de onda submilimétricas

Observación de múltiples longitudes de onda

Esta imagen ultravioleta de Andrómeda muestra regiones azules que contienen estrellas jóvenes y masivas.

La radiación máxima de la mayoría de las estrellas se encuentra en el espectro visible , por lo que la observación de las estrellas que forman galaxias ha sido un componente importante de la astronomía óptica . También es una parte favorable del espectro para observar regiones de H II ionizadas y para examinar la distribución de brazos polvorientos.

El polvo presente en el medio interestelar es opaco a la luz visual. Es más transparente al infrarrojo lejano , que se puede utilizar para observar las regiones interiores de nubes moleculares gigantes y núcleos galácticos con gran detalle. El infrarrojo también se utiliza para observar galaxias distantes desplazadas al rojo que se formaron mucho antes. El vapor de agua y el dióxido de carbono absorben una serie de porciones útiles del espectro infrarrojo, por lo que los telescopios espaciales o de gran altitud se utilizan para la astronomía infrarroja .

El primer estudio no visual de galaxias, particularmente galaxias activas, se realizó utilizando radiofrecuencias . La atmósfera de la Tierra es casi transparente a la radio entre 5  MHz y 30 GHz. (La ionosfera bloquea las señales por debajo de este rango). Se han utilizado radiointerferómetros grandes para mapear los chorros activos emitidos por los núcleos activos. Los radiotelescopios también se pueden usar para observar hidrógeno neutro (a través de una radiación de 21 cm ), incluida, potencialmente, la materia no ionizada en el universo temprano que luego colapsó para formar galaxias.

Los telescopios ultravioleta y de rayos X pueden observar fenómenos galácticos de gran energía. Las erupciones ultravioleta a veces se observan cuando una estrella en una galaxia distante se separa de las fuerzas de marea de un agujero negro cercano. La distribución de gas caliente en los cúmulos galácticos se puede mapear mediante rayos X. La existencia de agujeros negros supermasivos en los núcleos de las galaxias se confirmó mediante la astronomía de rayos X.

Galería

Ver también

Notas

Referencias

Fuentes

Bibliografía

enlaces externos