Galaxia
Definición
Una galaxia es un sistema de estrellas gravitacionalmente unido, restos estelares, gas interestelar, polvo y materia oscura. La palabra galaxia se deriva de las galaxias griegas ( γαλαξίας ), literalmente "lechoso", una referencia a la Vía Láctea. Las galaxias varían en tamaño desde enanas con solo unos pocos cientos de millones (10) de estrellas hasta gigantes con cien billones (10) de estrellas, cada una en órbita alrededor del centro de masa de su galaxia.
Las galaxias se clasifican según su morfología visual como elíptica, espiral o irregular. Se cree que muchas galaxias tienen agujeros negros supermasivos en sus centros activos. El agujero negro central de la Vía Láctea, conocido como Sagittarius A *, tiene una masa cuatro millones de veces mayor que el Sol. A partir de marzo de 2016, GN-z11 es la galaxia más antigua y distante observada con una distancia comovida de 32 mil millones de años luz de la Tierra, y se observó como existió solo 400 millones de años después del Big Bang.
Las estimaciones recientes del número de galaxias en el universo observable van desde 200 mil millones ( 2 × 10 ) hasta 2 billones ( 2 × 10 ) o más, que contienen más estrellas que todos los granos de arena en el planeta Tierra. La mayoría de las galaxias tienen de 1,000 a 100,000 parsecs de diámetro (aproximadamente de 3000 a 300,000 años luz) y están separadas por distancias del orden de millones de parsecs (o megaparsecs). En comparación, la Vía Láctea tiene un diámetro de al menos 30,000 parsecs (100,000 LY) y está separada de la Galaxia Andrómeda, su vecino más cercano, por 780,000 parsecs (2,5 millones de LY).
El espacio entre las galaxias se llena con un gas tenue (el medio intergaláctico) que tiene 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 está dominado por ella y por la Galaxia de Andrómeda, y es parte del Supercluster de Virgo. En la escala más grande, estas asociaciones generalmente están dispuestas en láminas y filamentos rodeados de inmensos vacíos. La estructura más grande de galaxias reconocidas hasta ahora es un grupo de superclusters que se ha denominado Laniakea, que contiene el supercúmulo de Virgo.
Etimología
El origen de la palabra galaxia deriva del término griego para la Vía Láctea, galaxias ( γαλαξίας , "lechoso"), o kyklos galaktikos ("círculo lechoso") debido a su apariencia como una banda "lechosa" de luz en el cielo . En la mitología griega, Zeus coloca a su hijo nacido por una mujer mortal, el bebé Heracles, en el pecho de Hera mientras ella está dormida para que el bebé beba su leche divina y así se convertirá en inmortal. Hera se despierta mientras amamanta y luego se da cuenta de que está amamantando a un bebé desconocido: aleja al bebé, parte de su leche se derrama, y produce la tenue franja de luz conocida como la Vía Láctea.
En la literatura astronómica, la palabra en mayúsculas "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 :
Las galaxias se descubrieron inicialmente de forma telescópica y se las conocía como nebulosas espirales . La mayoría de los astrónomos de los siglos XVIII a XIX los consideraban como cúmulos estelares no resueltos o como nebulosas anagalácticas, y solo se los consideraba como parte de la Vía Láctea, pero su verdadera composición y naturaleza seguían siendo un misterio. Las observaciones con telescopios más grandes de algunas galaxias cercanas brillantes, como la galaxia Andrómeda, comenzaron a resolverlas en grandes conglomerados de estrellas, pero basándose simplemente en el aparente desmayo y la gran cantidad de estrellas, las verdaderas distancias de estos objetos las ubicaron mucho más allá de la lechosa Camino. Por esta razón, se les llamó popularmente universos isla , pero este término rápidamente cayó en desuso, ya que la palabra universo implicaba la totalidad de la existencia. En cambio, se hicieron conocidos simplemente como galaxias.
Nomenclatura
Decenas de miles de galaxias han sido catalogadas, pero solo algunas tienen nombres bien establecidos, como la Galaxia de Andrómeda, las Nubes de Magallanes, la Galaxia de Whirlpool y la Galaxia de Sombrero. Los astrónomos trabajan con números de ciertos catálogos, como el catálogo Messier, el NGC (Nuevo Catálogo General), el IC (Catálogo de Índices), el CGCG (Catálogo de Galaxias y de Cúmulos de Galaxias), el MCG (Catálogo Morfológico de Galaxias) y UGC (Catálogo General de Galaxias de Uppsala). Todas las galaxias conocidas aparecen en uno o más de estos catálogos, pero cada vez bajo un número diferente. Por ejemplo, Messier 109 es una galaxia espiral que tiene el número 109 en el catálogo de Messier, pero también códigos NGC3992, UGC6937, CGCG 269-023, MCG + 09-20-044 y PGC 37617.
Historia de observación
La constatación de que vivimos en una galaxia que es una entre muchas galaxias, es paralela a los principales descubrimientos que se hicieron sobre la Vía Láctea y otras nebulosas.
Vía láctea
El filósofo griego Demócrito (450-370 aC) propuso que la banda brillante en el cielo nocturno conocida como la Vía Láctea podría consistir en estrellas distantes. Aristóteles (384-322 a. C.), sin embargo, creía que la Vía Láctea era causada por "la ignición de la exhalación ardiente de algunas estrellas que eran grandes, numerosas y muy juntas" y que la "ignición tiene lugar en la parte superior del atmósfera, en la región del mundo que es continua con los movimientos celestiales ". El filósofo neoplatónico Olimpiodoro el Joven ( c. 495 -570 dC) fue crítico de este punto de vista, argumentando que si la Vía Láctea es sublunar (situado entre la Tierra y la Luna) que debe aparecer de forma diferente en distintos momentos y lugares de la Tierra, y que debería tener paralaje, que no es así. En su opinión,
Según Mohani Mohamed, el astrónomo árabe Alhazen (965-1037) hizo el primer intento de observar y medir la paralaje de la Vía Láctea, y así "determinó que debido a que la Vía Láctea no tenía paralaje, debía estar lejos de la Tierra, no perteneciente a la atmósfera ". El astrónomo persa al-Bīrūnī (973-1048) propuso que la Vía Láctea fuera "una colección de innumerables fragmentos de la naturaleza de las estrellas nebulosas". El astrónomo andalusí Ibn Bâjjah ("Avempace", d. 1138) propusieron que la Vía Láctea está formada por muchas estrellas que casi se tocan entre sí y parecen ser una imagen continua debido al efecto de la refracción del material sublunar, citando su observación de la conjunción de Júpiter y Marte como evidencia de que esto ocurre cuando dos objetos están cerca. En el siglo XIV, Ibn Qayyim, nacido en Siria, propuso que la Vía Láctea fuera "una miríada de pequeñas estrellas agrupadas en la esfera de las estrellas fijas".
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 estudiar la Vía Láctea y descubrió que se compone de un gran número de estrellas débiles. En 1750, el astrónomo inglés Thomas Wright, en su teoría original o nueva hipótesis del Universo , especuló (correctamente) que la galaxia podría ser un cuerpo giratorio de un gran número de estrellas unidas por fuerzas gravitacionales, similares al Sistema Solar, pero en una escala mucho más grande. El disco de estrellas resultante se puede ver como una banda en el cielo desde nuestra perspectiva dentro del disco. En un tratado en 1755, Immanuel Kant elaboró sobre 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 galaxia elipsoide pequeña (diámetro unos 15 kiloparsecs) 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 la luz por el polvo interestelar presente en el plano galáctico,
Distinción de otras nebulosas
Algunas galaxias fuera de la Vía Láctea son visibles en el cielo nocturno a simple vista, como la Galaxia Andrómeda, la Gran Nube de Magallanes y la Pequeña Nube de Magallanes. Durante el siglo 10, el astrónomo persa Al-Sufi hizo la identificación registrada más antigua de la Galaxia de Andrómeda, describiéndola como una "pequeña nube" en su Libro de estrellas fijas.. En 964, Al-Sufi también probablemente menciona la Gran Nube de Magallanes, refiriéndose a ella como "Al Bakr de los árabes del sur", sin embargo, como el objeto se coloca en la declinación de -70 ° sur, no era visible desde su latitud . La Gran Nube de Magallanes, que ahora se llama comúnmente, no era muy conocida por los europeos hasta el viaje de Magallanes en el siglo XVI. La Galaxia de Andrómeda fue notada independientemente por Simon Marius en 1612. En 1734, el filósofo Emanuel Swedenborg en su Principia especuló que puede haber galaxias fuera de la nuestra que se hayan formado en cúmulos galácticos que son partes minúsculas del universo que se extienden mucho más allá de lo que podemos ver. Estas vistas "son notablemente cercanas a las vistas actuales del cosmos". En 1750, Thomas Wright especuló (correctamente) que la Vía Láctea es un disco aplanado de estrellas, y que algunas de las nebulosas visibles en el cielo nocturno podrían ser Vías Lácteas separadas. En 1755, Immanuel Kant usó el término "universo de la isla" para describir estas nebulosas distantes.
Hacia el final del 18vo siglo, Charles Messier compiló un catálogo que contiene los 109 objetos celestes más brillantes que tienen aspecto nebuloso. 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 credibilidad 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 están moviendo a un ritmo 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 la galaxia de Andrómeda, el 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 estimación de distancia de 150,000 parsecs. Se convirtió en un defensor de la llamada hipótesis de los "universos de la isla", 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 apoyar su afirmación de que la Gran Nebulosa de Andrómeda es una galaxia externa, Curtis notó la aparición de carriles oscuros 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 a distancia que apoyaba la teoría de que la Nebulosa de Andrómeda es de hecho un objeto extragaláctico distante. Usando el nuevo Mt de 100 pulgadas El telescopio Wilson, 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
En 1944, Hendrik van de Hulst predijo que la radiación de microondas con una longitud de onda de 21 cm sería detectable a partir de gas 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 de 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 piensa que el problema de rotación de la galaxia se explica por la presencia de grandes cantidades de materia oscura invisible. Un concepto conocido como la curva de rotación universal de espirales, además,
A partir de la década de 1990, el Telescopio Espacial Hubble arrojó observaciones mejoradas. Entre otras cosas, los datos de Hubble ayudaron a establecer que la materia oscura que falta en nuestra galaxia no puede 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 ) de galaxias en el universo observable. La tecnología mejorada para detectar los espectros invisibles para los seres humanos (radiotelescopios, cámaras infrarrojas y telescopios de rayos X) permite la detección de otras galaxias que el Hubble no detecta. Particularmente, los estudios de galaxias en la Zona de Evitación (la región del cielo bloqueada en longitudes de onda de luz visible por la Vía Láctea) han revelado varias galaxias nuevas.
En 2016, un estudio publicado en The Astrophysical Journal y dirigido por Christopher Conselice de la Universidad de Nottingham utilizando el modelado 3D de imágenes recopiladas durante 20 años por el Telescopio Espacial Hubble concluyó que hay más de 2 billones ( 2 × 10 ) de galaxias observables universo.
Tipos y morfología
Las galaxias vienen en tres tipos principales: elípticas, espirales e irregulares. Una descripción ligeramente más extensa de los tipos de galaxias en función de su apariencia viene dada por la secuencia de Hubble. Dado que la secuencia de Hubble se basa totalmente en el tipo morfológico visual (forma), puede pasar por alto ciertas características importantes de las galaxias, como la velocidad de formación de estrellas en galaxias estelares 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, siendo casi esféricas, hasta E7, que es muy alargada. Estas galaxias tienen un perfil elipsoidal, dándoles una apariencia elíptica independientemente del ángulo de visión. Su apariencia muestra poca estructura y típicamente tienen relativamente poca materia interestelar. En consecuencia, estas galaxias también tienen una baja porción de clústeres abiertos y una tasa reducida de formación de nuevas estrellas. En cambio, están dominados por estrellas generalmente más antiguas y más evolucionadas que orbitan alrededor del centro de gravedad común en direcciones aleatorias. Las estrellas contienen poca abundancia de elementos pesados porque la formación de estrellas cesa después de la explosión inicial. En este sentido, tienen cierta similitud con los cúmulos globulares mucho más pequeños.
Las galaxias más grandes son elípticas gigantes. Se cree que se forman muchas galaxias elípticas debido a la interacción de las galaxias, lo que provoca una colisión y una fusión. Pueden crecer a tamaños enormes (en comparación con las galaxias espirales, por ejemplo), y las galaxias elípticas gigantes a menudo se encuentran cerca del núcleo de los grandes cúmulos de galaxias.
Las galaxias Starburst son el resultado de una colisión galáctica que puede resultar en la formación de una galaxia elíptica.
Galaxia de concha
Una galaxia de caparazón es un tipo de galaxia elíptica donde las estrellas en el halo de la galaxia están dispuestas en capas concéntricas. Aproximadamente una décima parte de las galaxias elípticas tienen una estructura tipo concha, que nunca se ha observado en galaxias espirales. Se cree que las estructuras tipo concha se desarrollan cuando una galaxia más grande absorbe una galaxia compañera más pequeña. A medida que los dos centros de galaxias se acercan, los centros comienzan a oscilar alrededor de un punto central, la oscilación crea ondas gravitacionales que forman las conchas de las estrellas, similares a las ondas que se extienden sobre el agua. Por ejemplo, la galaxia NGC 3923 tiene más de veinte proyectiles.
Espirales
Las galaxias espirales se asemejan a molinetes en espiral. Aunque las estrellas y otros materiales visibles contenidos en dicha galaxia se encuentran principalmente en un plano, la mayoría de la masa en 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 bulbo central de estrellas generalmente más viejas. Extendiéndose hacia afuera del abultamiento se encuentran brazos relativamente brillantes. En el esquema de clasificación de Hubble, las galaxias espirales se enumeran como tipo S , seguidas por una letra ( a , b , o c ) que indica el grado de hermeticidad de los brazos espirales y el tamaño del abultamiento central. Una galaxia Sa tiene una herida apretada, brazos mal definidos y posee una región central relativamente grande. En el otro extremo, un Sc galaxy tiene brazos bien definidos y una pequeña región central. Una galaxia con brazos mal definidos a veces se denomina galaxia espiral floculenta; en contraste con la galaxia espiral de gran diseño que tiene brazos espirales prominentes y bien definidos. Se cree que la velocidad con 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 uniformemente rotativa de estrellas. Al igual que las estrellas, los brazos espirales giran alrededor del centro, pero lo hacen con una 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 salen del otro lado del brazo). Este efecto es similar a una "ola" de ralentizaciones que se mueve a lo largo de una carretera llena de autos 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.
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 cada lado del núcleo y luego se funde en 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 se irradia hacia afuera desde el núcleo, o bien debido a una interacción de marea con otra galaxia. Muchas galaxias espirales bloqueadas están activas, posiblemente como resultado de que el gas se canaliza hacia el núcleo a lo largo de los brazos.
Nuestra propia galaxia, la Vía Láctea, es una gran galaxia con forma de disco y espiral en forma de disco de unos 30 kilopásecs de diámetro y un grosor de kiloparsec. Contiene alrededor de doscientos mil millones de estrellas (2 × 10) y tiene una masa total de alrededor de seiscientos mil millones (6 × 10) veces la masa del sol.
Espiral super luminoso
Recientemente, los investigadores describieron galaxias llamadas espirales super-luminosas. Son muy grandes con un diámetro ascendente de 437,000 años luz (en comparación con el diámetro de 100,000 años luz 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 mayor tasa de formación de estrellas alrededor de 30 veces más rápido 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 en anillo tiene una estructura en forma de anillo de estrellas y un medio interestelar que rodea un núcleo desnudo. Se cree que una galaxia en anillo ocurre cuando una galaxia más pequeña pasa a través del núcleo de una galaxia espiral. Tal evento puede haber afectado a la galaxia Andrómeda, ya que muestra una estructura similar a un anillo múltiple cuando se ve en la radiación infrarroja.
- Una galaxia lenticular es una forma intermedia que tiene propiedades de galaxias tanto elípticas como espirales. Estos se clasifican como Hubble tipo S0, y poseen brazos espirales mal definidos con un halo elíptico de estrellas (las galaxias lenticulares barradas reciben la clasificación SB0 de Hubble).
- Las galaxias irregulares son galaxias que no pueden clasificarse fácilmente en una morfología espiral o elíptica.
- Una galaxia Irr-I tiene cierta estructura pero no se alinea limpiamente con el esquema de clasificación de Hubble.
- Las galaxias Irr-II no poseen ninguna estructura que se asemeje a una clasificación de Hubble, y pueden haber sido interrumpidas. Los ejemplos cercanos de galaxias irregulares (enanas) incluyen las Nubes de Magallanes.
- Una galaxia ultradifusa (UDG) es una galaxia de densidad extremadamente baja. La galaxia puede tener el mismo tamaño que la Vía Láctea, pero tiene un recuento de estrellas visibles de solo el 1% de la Vía Láctea. La falta de luminosidad se debe a la falta de gas formador de estrellas en la galaxia, lo que da como resultado antiguas poblaciones estelares.
Enanos
A pesar de la prominencia de las grandes galaxias elípticas y espirales, la mayoría de las galaxias en el Universo son galaxias enanas. Estas galaxias son relativamente pequeñas cuando se comparan con otras formaciones galácticas, ya que son aproximadamente una centésima del tamaño de la Vía Láctea y contienen solo unos pocos miles de millones de estrellas. Recientemente se descubrieron galaxias enanas ultracompactas de solo 100 parsecs de diámetro.
Muchas galaxias enanas pueden orbitar una sola galaxia mayor; la Vía Láctea tiene al menos una docena de tales satélites, con un estimado de 300-500 aún por descubrir. Las galaxias enanas también pueden clasificarse como elípticas, en espiral o irregulares. Dado que las elípticas enanas pequeñas se parecen poco a las elípticas grandes, a menudo se llaman 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 la galaxia tiene miles o millones de estrellas. Esto ha llevado a la sugerencia de que las galaxias están formadas en gran medida por la materia oscura, y que el tamaño mínimo puede indicar una forma de materia oscura cálida incapaz de coalescencia gravitacional en una escala menor.
Otros tipos de galaxias
Interactuando
Las interacciones entre galaxias son relativamente frecuentes y pueden jugar un papel importante en la evolución galáctica. Las fallas cercanas entre las galaxias resultan en distorsiones de deformación debido a las interacciones de las mareas, y pueden causar algún intercambio de gas y polvo. Las colisiones ocurren cuando dos galaxias pasan directamente entre sí y tienen suficiente impulso relativo para no fusionarse. Las estrellas de las galaxias que interactúan generalmente no colisionarán, pero el gas y el polvo dentro de las dos formas interactuarán, a veces desencadenando la formación de estrellas. Una colisión puede distorsionar gravemente la forma de las galaxias, formando barras, anillos o estructuras similares a la cola.
En el extremo de las interacciones hay fusiones galácticas. En este caso, el momento relativo de las dos galaxias es insuficiente para permitir que las galaxias se atraviesen. En cambio, se fusionan gradualmente para formar una galaxia única y más grande. Las fusiones pueden dar lugar a cambios significativos en la morfología, en comparación con las galaxias originales. Si una de las galaxias fusionadas es mucho más masiva que la otra galaxia fusionada, el resultado se conoce como canibalismo. La galaxia más grande y más grande permanecerá relativamente inalterada por la fusión, mientras que la galaxia más pequeña se desgarrará. La galaxia de la Vía Láctea está actualmente en el proceso de canibalizar la Galaxia Elíptica enana de Sagitario y la Galaxia enana Mayor de Canis.
Starburst
Las estrellas se crean dentro de las galaxias a partir de una reserva de gas frío que se forma en nubes moleculares gigantes. Se ha observado que algunas galaxias forman estrellas a un ritmo excepcional, lo que se conoce como un estallido estelar. Si continúan haciéndolo, consumirían su reserva de gas en un lapso de tiempo inferior a la duración de la vida de la galaxia. Por lo tanto, la actividad de estallido estelar dura 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 y, en la actualidad, todavía contribuyen con un estimado del 15% a la tasa total de producción 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 masivas producen explosiones de supernova, lo que resulta en la expansión de restos que interactúan poderosamente con el gas circundante. Estos estallidos desencadenan una reacción en cadena de construcción de estrellas que se extiende por toda la región gaseosa. Solo cuando el gas disponible casi se consume o se dispersa, termina la actividad de estallido estelar.
Starbursts a menudo se asocian con la fusión o la interacción de galaxias. El ejemplo prototipo de dicha interacción de formación de estrellas es M82, que experimentó un encuentro cercano con el M81 más grande. Las galaxias irregulares a menudo muestran nudos espaciados de actividad de estallido estelar.
Galaxia activa
Una porción de las galaxias observables se clasifican como galaxias activas si la galaxia contiene un núcleo galáctico activo (AGN). Una porción significativa de la producción de energía total de la galaxia es emitida por el núcleo galáctico activo, en lugar de las estrellas, el polvo y el medio interestelar de la galaxia.
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 del disco. En aproximadamente el 10% de estas galaxias, un par diametralmente opuesto de chorros energéticos expulsa partículas del núcleo de la galaxia a velocidades cercanas a la velocidad de la luz. El mecanismo para producir estos chorros no se entiende bien.
- Las galaxias Seyfert o cuásares, se clasifican según la luminosidad, son galaxias activas que emiten radiación de alta energía en forma de rayos X.
Blazars
Se cree que los Blazars son una galaxia activa con un jet relativista que apunta en dirección a la Tierra. Una radio galaxia emite frecuencias de radio de chorros relativistas. Un modelo unificado de estos tipos de galaxias activas explica sus diferencias en función del ángulo de visión del observador.
LINERS
Posiblemente relacionados con los núcleos galácticos activos (así como también con las regiones de destello estelar) son regiones de línea de emisión nuclear de baja ionización (LINER). La emisión de galaxias 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 parecidos al quasar (fuentes muy luminosas, lejanas y brillantes de radiación electromagnética) con muy altos brillos superficiales, pero a diferencia de los cuásares, sus galaxias anfitrionas son claramente detectables. Las galaxias Seyfert representan aproximadamente el 10% de todas las galaxias. Vistas en luz visible, la mayoría de las galaxias de Seyfert parecen galaxias espirales normales, pero cuando se estudian 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
Quasars (/ kweɪzɑr /) o fuentes de radio casi estelares son los miembros más activos y distantes de una clase de objetos llamados núcleos galácticos activos (AGN). Los cuásares son extremadamente luminosos y fueron identificados por primera vez como fuentes de energía electromagnética de alto desplazamiento al rojo, incluidas las ondas de radio y la luz visible, que parecían ser similares a las estrellas, en lugar de 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 o LIRG son galaxias con luminosidades, la medida de brillo, por encima de 10 L☉. Los LIRG son más abundantes que las galaxias Starburst, las galaxias Seyfert y los objetos cuasi estelares a una luminosidad total comparable. Las galaxias infrarrojas emiten más energía en el infrarrojo que en todas las otras longitudes de onda combinadas. La luminosidad de un LIRG es 100 mil millones más que la de nuestro Sol.
Propiedades
Campos magnéticos
Las galaxias tienen campos magnéticos propios. Son lo suficientemente fuertes como para ser dinámicamente importantes: conducen la afluencia masiva hacia los centros de las galaxias, modifican la formación de los brazos espirales y pueden afectar la rotación del gas en las regiones exteriores de las galaxias. Los campos magnéticos proporcionan el transporte del momento angular requerido 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). Para comparación, el campo magnético de la Tierra tiene una fuerza promedio de aproximadamente 0.3 G (Gauss o 30 μT (microTesla). Las galaxias débiles como M 31 y M 33, los vecinos de nuestra Vía Láctea, tienen campos más débiles (alrededor de 5 μG), mientras que las galaxias ricas en gas con altas tasas de formación estelar, como M 51, M 83 y NGC 6946, tienen 15 μG de promedio. En los brazos espirales prominentes, la intensidad del campo puede ser de hasta 25 μG, en regiones donde también se encuentran el gas frío y el polvo Los campos de equipartición total más fuertes (50-100 μG) se encontraron en galaxias de estallido estelar, por ejemplo en M 82 y antenas, y en regiones nucleares de explosión estelar, por ejemplo en los centros de NGC 1097 y de otras galaxias barradas.
Formación y evolución
La formación y evolución galáctica es un área activa de investigación en astrofísica.
Formación
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 se absorbía fácilmente por la luz, y aún no se habían formado estrellas. Como resultado, este período ha sido llamado 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 convertirían en las galaxias que vemos hoy.
Galaxias tempranas
La evidencia de la aparición temprana de galaxias se encontró en 2006, cuando se descubrió que la galaxia IOK-1 tiene un corrimiento al rojo inusualmente alto de 6,96, que corresponde a solo 750 millones de años después del Big Bang y lo convierte en la galaxia más distante y primordial hasta ahora visto. Mientras que algunos científicos han afirmado que otros objetos (como Abell 1835 IR1916) tienen desplazamientos al rojo más altos (y por lo tanto se ven en una etapa anterior de la evolución del Universo), la edad y la 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 desplazamiento 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 13.800 millones de años), está a unos 13.420 millones de años luz de distancia de viaje. La existencia de tales protogalaxias tempranas sugiere que deben haber crecido en las llamadas "edades oscuras". A partir del 5 de mayo de 2015, la galaxia EGS-zs8-1 es la galaxia más distante y más temprana medida, formando 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.
Formación galaxia temprana
El proceso detallado por el cual se formaron las primeras galaxias es una pregunta abierta en astrofísica. Las teorías se pueden dividir en dos categorías: de arriba hacia abajo y de abajo hacia arriba. En las correlaciones descendentes (como el modelo Eggen-Lynden-Bell-Sandage [ELS]), las protogalaxias se forman en un colapso simultáneo a gran escala que dura unos 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 una cantidad de tales 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 de hidrógeno y helio, y pueden haber sido masivos. De ser 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 expansivas de espacio 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 primitivo (es decir, con un desplazamiento al rojo elevado) y que hayan comenzado la producción de elementos químicos más pesados que el hidrógeno necesarios para la posterior formación de los planetas y la vida tal como la conocemos.
Evolución
Dentro de un billón de años de la formación de una galaxia, las estructuras clave comienzan a aparecer. Cúmulos globulares, el agujero negro supermasivo central y una protuberancia galáctica de forma de estrellas de la Población II pobre 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 añadida. Durante esta época temprana, las galaxias experimentan una gran explosión de formación estelar.
Durante los siguientes dos mil millones de años, la materia acumulada se instala en un disco galáctico. Una galaxia continuará absorbiendo material de infinidad de nubes de alta velocidad y galaxias enanas a lo largo de su vida. Este asunto 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.
La evolución de las galaxias puede verse significativamente afectada por las interacciones y las colisiones. Las fusiones de galaxias fueron comunes durante la época temprana, y la mayoría de las galaxias eran peculiares en morfología. Dadas las distancias entre las estrellas, la gran mayoría de los sistemas estelares en galaxias en colisión no se verán afectadas. Sin embargo, la separación gravitacional del gas interestelar y el polvo que forma los brazos espirales produce un largo tren de estrellas conocido como colas de marea. Ejemplos de estas formaciones se pueden ver en NGC 4676 o en Antenas Galaxias.
La galaxia de la Vía Láctea y la cercana Galaxia de Andrómeda se mueven una hacia la otra a aproximadamente 130 km / sy, dependiendo de los movimientos laterales, las dos podrían colisionar en unos cinco a seis mil millones de años. Aunque la Vía Láctea nunca ha colisionado con una galaxia tan grande como Andrómeda antes, la evidencia de colisiones pasadas de la Vía Láctea con galaxias enanas más pequeñas está aumentando.
Tales 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 básicamente sin cambios durante los últimos miles de millones de años, y la tasa neta de formación estelar probablemente también alcanzó su punto máximo hace aproximadamente 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 están en gran parte desprovistas de este gas, por lo que 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 nueva formación estelar llegará a su fin.
Se espera que la era actual de formación estelar continúe durante hasta cien mil millones de años, y luego la "edad estelar" disminuirá después de aproximadamente diez billones a cien billones de años (10-10 años), como la más pequeña, la más larga- las estrellas vividas en nuestro universo, diminutas enanas rojas, comienzan a desvanecerse. Al final de la era estelar, las galaxias estarán compuestas de objetos compactos: enanas marrones, enanas blancas que se enfrían o enfrían ("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 colisiones.
Estructuras de mayor escala
Los estudios del cielo profundo muestran que las galaxias a menudo se encuentran en grupos y cúmulos. Las galaxias solitarias que no han interactuado significativamente con otra galaxia de masa comparable durante los últimos mil millones de años son relativamente escasas. Sólo alrededor del 5% de las galaxias encuestadas se han encontrado verdaderamente aisladas; sin embargo, estas formaciones aisladas pueden haber interactuado e incluso haberse fusionado con otras galaxias en el pasado, y aún pueden estar orbitadas por galaxias satélite más pequeñas. Las galaxias aisladas pueden producir estrellas a una velocidad mayor que la normal, ya que su gas no está siendo eliminado 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 en el Universo, ya que los cúmulos de materia oscura unieron sus respectivas galaxias. Los grupos cercanos más tarde se fusionaron para formar clusters de mayor escala. Este proceso de fusión en curso (así como una afluencia de gas infalible) calienta el gas intergaláctico dentro de un clúster a temperaturas muy altas, alcanzando 30-100 megakelvins. Alrededor del 70-80% de la masa en un cúmulo se encuentra en forma de materia oscura, con un 10-30% formado por este gas calentado y el otro por ciento restante de la materia en forma de galaxias.
La mayoría de las galaxias del universo están ligadas gravitacionalmente a otras galaxias. Estos forman una distribución jerárquica similar a un fractal de las estructuras agrupadas, y las asociaciones más pequeñas se denominan grupos. Un grupo de galaxias es el tipo más común de cúmulo galáctico, y estas formaciones contienen la mayoría de las galaxias (así como la mayor parte de la masa bariónica) en el Universo. Para permanecer unido gravitatoriamente a dicho grupo, cada galaxia miembro debe tener una velocidad suficientemente baja para evitar que escape (véase el teorema de Virial). Sin embargo, si la energía cinética es insuficiente, el grupo puede evolucionar hacia un número menor de galaxias mediante fusiones.
Los cúmulos de galaxias consisten en cientos o miles de galaxias unidas por la gravedad. Los cúmulos de galaxias suelen estar dominados por una única galaxia elíptica gigante, conocida como la galaxia más brillante, que con el tiempo destruye tidalmente sus galaxias satélite y agrega su masa a la suya propia.
Los superclusters contienen decenas de miles de galaxias, que se encuentran en grupos, grupos y, a veces individualmente. En la escala del supercúmulo, las galaxias se organizan en láminas y filamentos que rodean vastos vacíos vacíos. Por encima de esta escala, el Universo parece ser el mismo en todas las direcciones (isótropo y homogéneo).
La galaxia de la Vía Láctea es miembro de una asociación llamada Grupo Local, 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 dentro del grupo; muchas de las otras galaxias miembro son compañeras enanas de estas dos galaxias. El Grupo Local en sí es parte de una estructura similar a una nube dentro del Supercluster Virgo, una gran estructura extendida de grupos y cúmulos de galaxias centradas en el Cúmulo de Virgo. Y el Supercluster Virgo en sí mismo es una parte del complejo Supercluster Pisces-Cetus, un filamento de galaxia gigante.
Observación de longitud de onda múltiple
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 las galaxias ha sido un componente principal de la astronomía óptica. También es una porción favorable del espectro para observar regiones ionizadas de H II y para examinar la distribución de brazos polvorientos.
El polvo presente en el medio interestelar es opaco a la luz visual. Es más transparente para el infrarrojo lejano, que se puede utilizar para observar las regiones interiores de nubes moleculares gigantes y núcleos galácticos en gran detalle. El infrarrojo también se usa para observar galaxias distantes, desplazadas hacia el rojo, que se formaron mucho antes en la historia del Universo. El vapor de agua y el dióxido de carbono absorben una cantidad de porciones útiles del espectro infrarrojo, por lo que los telescopios a gran altitud o basados en el espacio se usan para la astronomía infrarroja.
El primer estudio no visual de galaxias, particularmente galaxias activas, se realizó utilizando frecuencias de radio. La atmósfera de la Tierra es casi transparente para la radio entre 5 MHz y 30 GHz. (La ionosfera bloquea las señales por debajo de este rango.) Los grandes interferómetros de radio se han utilizado para mapear los jets 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 altamente energéticos. A veces se observan destellos de luz ultravioleta cuando una estrella en una galaxia distante se separa de las fuerzas de marea de un agujero negro cercano. La distribución del 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 a través de la astronomía de rayos X.