Galaxia
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Una galaxia (de la raíz griega glakt-, "lacteo", una referencia a nuestra propia Vía Láctea) es un masivo sistema de estrellas, nubes de gas, planetas, polvo, materia oscura, y quizá energía oscura, unidos gravitacionalmente. La cantidad de estrellas que forman una galaxia es variable, desde las enanas, con 107, hasta las gigantes, con 1012 estrellas. 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, a galaxias pequeñas que carecen de una estructura coherente también se les puede llamar galaxias irregulares.
Se estima que existen más de cien mil millones (1011) 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 promedio 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 bien comprendida. Hay evidencias que sugieren la existencia de agujeros negros supermasivos en el núcleo de algunas galaxias. La Vía Láctea, que acoge a nuestro sistema solar, parece tener uno de estos objetos en su núcleo.
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[editar] 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 especuló (correctamente) en un tratado, basado en un trabajo previo de Thomas Wright, que la Galaxia podía considerarse como un cuerpo rotante compuesto por una gran cantidad de estrellas, mantenido por la acción de la gravedad. El sol sería una estrella más en este fastuoso concierto. El disco resultante sería observado como una cinta en el cielo, visto desde la perspectiva de formar parte de él. Kant también especuló sobre la posiblidad de que algunas de las nebulosas visibles en la noche podrían ser galaxias separadas.
Hacia el final del siglo XVIII, Charles Messier compiló un catálogo que contenía las 109 nebulosas más brillantes (objetos celestes de apariencia nebulosa), seguido más tarde por el catálogo, con quinientas nebulosas, elaborado por William Hershel. En 1845, Lord Rosse construyó un nuevo telescopio y éste le permitió distinguir la nebulosas elípticas de las circulares. Este telescopio también le permitió 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 nuestra galaxia. También argumentó el marcado corrimiento Doppler.
El tema fue zanjado de manera definitiva por Edwin Hubble en el año de 1923.[1] Usar un nuevo telescopio le permitió a 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 acabo 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 kiloparecs 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.
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 el telescopio espacial Hubble y otros telescopios espaciales, 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 treinta 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.
[editar] Tipos de galaxias
Las galaxias tienen tres configuraciones distintas: elípticas, 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.
[editar] 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.
[editar] Galaxias espirales
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-d): 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 "d" los más dispersos.
- Galaxias lenticulares (S0 y SB0): Forma de galaxia espiral sin brazos. E8 también se menciona como perteneciente a este tipo.
- Galaxias espirales barradas (SBa-d): Galaxia espiral con una banda central de estrellas. Las letras minúsculas tienen la misma interpretación que las galaxias espirales.
- Galaxias irregulares (Irr): Galaxia de forma espiral, pero que se encuentra deformada de algún modo.
[editar] Galaxias irregulares
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.
[editar] Galaxias vecinas
| Nombre | Distancia (años luz) |
|---|---|
| Nubes de Magallanes | 200.000 |
| Enana de Draco | 300.000 |
| Enana de la Osa Menor | 300.000 |
| Enana de Sculptor | 300.000 |
| Enana de Fornax | 400.000 |
| Leo I | 700.000 |
| NGC 6822 | 1.700.000 |
| NGC 221 | 2.100.000 |
| Galaxia de Andrómeda | 2.200.000 |
| Galaxia del Triángulo | 2.700.000 |
[editar] Véase también
[editar] Referencias
- ↑ . Sin embargo, el artículo salió publicado en 1925. E. P. Hubble, Cepheids in Spiral Nebulae, Publications of the American Astronomical Society, Vol. 5 (1925)
[editar] Enlaces externos
Wikimedia Commons alberga contenido multimedia sobre galaxias.- 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.
