galaxias - Observatorio Astronómico de Guirguillano

galaxias - Observatorio Astronómico de Guirguillano

Taller de Astronomía en las Ciencias del Mundo Contemporáneo
6. Galaxias
investigación
6. Galaxias
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Autoras: Ana Ulla Miguel y Luisa Blanco Fernández
Galaxias
Contido
1. Introdución
2. Clasificación de las galaxias
3. La Vía Láctea y nuestro “universo local”
4. Galaxias activas
1. Introdución
En 1610, Galileo Galilei observó con su telescopio rudimentario que la banda tenue y lechosa que
atraviesa el firmamento nocturno y que llamamos Vía Láctea era en realidad una acumulación de muchas
estrellas y, hoy sabemos que, al mismo tiempo gas y polvo. La Vía Láctea se corresponde con la perspectiva
interior que tenemos de nuestra propia galaxia. Así, los científicos se dieron cuenta de que nuestro Sol
formaba parte de un sistema estelar estructurado y más grande del que imaginaban.
Hoy en día, se entiende por galaxia un objeto celeste de más de 106 veces la masa de nuestro Sol,
compuesta generalmente de estrellas, gas y polvo estando todos sus elementos unidos de forma
-2-
gravitacional. Cada galaxia del Universo contiene un mínimo de 100.000 millones de estrellas y se estima
que haya más de 100.000 millones de galaxias en el Universo.
oaf-M101
ngc 4565-oaf
Imagen 1: :
(Izquierda) M101 es
una galaxia espiral
vista de cara en la
constelación de la Osa
Mayor. (Derecha) NGC
4565 es una galaxia
espiral vista de canto
en la constelación
Coma Berenices.
Imágenes tomadas
en el Observatorio
Astronómico de
Forcarei.
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Atendiendo a la masa y al tamaño de las galaxias se pueden dividir fundamentalmente en gigantes,
normales y enanas.
Los componentes estructurales que se pueden observar dentro de una galaxia son:
Núcleo:
es la región más central y compacta de la galaxia, de pequeño tamaño (unos
100 pc de diámetro para la Vía Láctea), y conteniendo una gran acumulación
de estrellas, polvo y gas. Algunos núcleos galácticos alojan agujeros negros
centrales supermasivos.
Bulbo:
estructura esferoidal muy luminosa en torno al núcleo de la galaxia, con una
distribución aproximadamente esférica de estrellas.
Disco:
estructura más o menos circular y plana que rodea el bulbo de algunas galaxias.
Dentro del disco pueden observarse los “brazos espirales”, en las galaxias con
dicha morfología. El Disco puede dividirse en varias “capas” denominadas disco
delgado y disco grueso.
Halo:
estructura esferoidal de gran tamaño que rodea el bulbo y el disco, y en la que
se alojan los cúmulos globulares.
En algunos casos se detectan en algunas galaxias otras estructuras como pueden ser las barras
(superpuestas al bulbo y donde las estrellas presentan un movimiento elíptico muy excéntrico paralelo
a la dirección principal de dicha barra); los anillos (circulares y concéntricos con el centro de las galaxias
espirales, ubicados en el plano del disco); y los caparazones (arcos circulares finos y poco brillantes
presentes en algunas galaxias elípticas).
Vera Rubin en 1970 estudió la velocidad de rotación de las galaxias concluyendo que la masa de las
estrellas, del gas y el polvo de la misma no era suficiente para mantener dicha velocidad. A raíz de este
descubrimiento se postula la existencia de una materia con masa, pero in-detectable en las radiaciones
visibeis del espectro electromagnético, que se nombró materia oscura y que conviviría con el halo. Aun se
está estudiando la composición de dicha materia siendo los posibles candidatos:
w Planetas de distintos tamaños tanto rocosos como xovianos.
w Enanas marrones que son objetos gaseosos sin la masa suficiente para iniciar reacciones nucleares
en su interior características de las estrellas “normales”.
-3-
w Microagujeros negros o grandes cantidades de estrellas de neutrones.
w Partículas elementales como el neutrino, partículas exóticas aun por descubrir o de otros tipos.
2. Clasificación das Galaxias
Las galaxias se observan en el cielo como objetos extensos con distintas formas y colores. La secuencia
de Hubble (ideada por él mismo en 1936) clasifica las galaxias según su morfología o aparencia visual.
Utilizando este esquema (Figura 1), las galaxias pueden se:
w
Elípticas: tienen forma elipsoidal y su luminosidad va decreciendo a medida que nos
alejamos del centro. Se denotan por la letra E y se subdividen de 0 a 7 (número que de la cuenta
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de la excentricidad de la galaxia), siendo el tipo E0 lo de las galaxias esféricas y el E7 el de las más
excéntricas observadas.
w Espirales: son aplanadas y tienen brazos espirales que pueden salir directamente del núcleo de
la galaxia -- llamadas espirales o espirales normales -- o de una barra en el núcleo -- llamadas espirales
barradas --. Se notan por las letras S o SB, respectivamente, y se subdividen de a la c siendo a las que
tienen unos brazos espirales mas apretados y c los más abiertos.
w Lenticulares: tienen la misma forma que las espirales pero no tienen brazos espirales ni
estrellas brillantes, siendo dominadas por su bulbo. Se notan por S0 y son fácilmente confundible
con las E0. También existen las lenticulares barradas (SB0).
Además de estos tres tipos “regulares” de galaxias, Hubble agrupó en un conjunto separado las
galaxias irregulares (Irr, de subtipos I e II), que son aquellas con formas que no se pueden englobar en los
anteriores tipos y que pueden ser resultado de:
w Perturbaciones gravitacionales de galaxias vecinas.
w Fusión de dos galaxias.
Las de tipo Irr I son más estructuradas y luminosas que las de tipo Irr II.
Sb
Sc
Sa
E0
E3
E7
S0
SBa
SBb
SBc
-4Figura 1: La secuencia de Hubble sólo clasifica las galaxias morfológicamente. En ningún caso
dibuja la evolución de una galaxia en su esquema.
Esta secuencia fue ampliada y modificada por varios astrónomos hasta nuestros días. Por ejemplo, en
las espirales se aumentó la subclasificación hasta d y m, siendo la Sm a que corresponde con las galaxias
que tienen los brazos más abiertos de toda la clase. Sd y Sm se corresponderían en realidad con una
transición a las galaxias irregulares (Irr), cuyos brazos espirales están mal definidos y/o son difusos.
Se añadieron también las galaxias elípticas enanas (dE) y las galaxias lenticulares enanas (dS0). Las dE
suenen ser satélites de galaxias mayores como por ejemplo en el caso de M32 y M110, que es satélites
de nuestra galaxia vecina Andrómeda. Estas galaxias enanas en general se distinguen de las anteriores
(clasificación inicial) por tener un brillo superficial1 menor.
1
El brillo superficial de una galaxia es el brillo aparente de la misma en magnitudes dividido por su área aparente en segundos
de arco al cuadrado.
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3. La Vía Láctea y nuestro “universo local”
Casi todos los objetos que vemos en el cielo
(estrellas, cúmulos, nebulosas, …) pertenecen a
nuestra Galaxia, la Vía Láctea (Figura 2). Fuera de ella
están las otras galaxias del Universo.
Nuestra Galaxia es una galaxia espiral de 100.000
años-luz (30 kiloparsecs) de diámetro. El espesor del
bulbo es de unos 1.000 años-luz (300 parsecs) mientras
que el del disco es de unos 100 años-luz (30 parsecs). Hay
estudios que aventuran la presencia de una barra de unos
15.000 años-luz de longitud que atraviesa dicho bulbo,
siendo entonces una espiral barrada. La Galaxia tiene
una velocidad radial de 220 km/s y por lo tanto tardaría
en dar una vuelta entera unos 240 millones de años. Esa
Figura 2: Recreación artística de la Vía
rotación sería al mismo tiempo diferencial, es decir: que la
Láctea vista de cara. Créditos: R. Hurt,
velocidad de un punto no plano galáctico depende de su
NASA/JPL.
distancia radial al centro, siendo más lenta en la periferia
y más rápida hacia el centro. Desde la posición del Sistema Solar en la Vía Láctea -- inmersos en el disco
y cerca de uno de los brazos de espirales--, el centro galáctico se encontraría hacia la constelación de
Sagitario y estaría a unos 27.000 años-luz (850 parsecs) de nuestro Sol. Se cree también que en el centro
galáctico se encuentra un agujero negro supermasivo.
Halo
850 pc
Sol
Bulbo
300 pc
Disco
30 pc
30 Kpc
Figura
3: Dibujoesquemático
esquemático
Vía Láctea
de perfil
Figura
1: Debuxo
da de
VíalaLáctea
vista vista
de canto.
-5Alrededor de nuestra Galaxia podemos detectar:
w Las grande y pequeña nubes de Magalláns que son galaxias irregulares, vecinas nuestras;
w La galaxia espiral Andrómeda (M31) a 2,3 millones de años-luz de distancia;
w Otras galaxias enanas, todas ellas formando el grupo local de galaxias en el que la Vía Láctea está
integrada. Este grupo está formado por unas 46 galaxias conocidas hasta ahora, y a su vez pertenece al
supercúmulo local o supercúmulo de Virgo.
El grupo de galaxias del Escultor es el grupo más cercano a nuestro grupo local, estando situado a unos
10 millones de años-luz. Otros cúmulos vecinos son, por ejemplo, el cúmulo de Fornax, que se encuentra a
65 millones de años-luz, y el cúmulo de Coma, a 300 millones de años-luz.
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4. Galaxias activas
También existe un conjunto de galaxias peculiares con las cuales se asocia una emisión de radiación
inusualmente intensa (dichas emisiones pueden conseguir potencias de 1036 a 1042 W), visible y/o
detectable en otras regiones del espectro electromagnético (como radio o rayos-X). Estos objetos se
denominan núcleos de galaxias activas (AGN en sus siglas en inglés), y entre ellas se destacan los siguientes
grupos principales:
Las galaxias Seyfert, descub
w Las galaxias Seyfert, descubiertas por primera vez por Carl Seyfert en 1943 y que poseen
un núcleo, de muy reducido tamaño espacial y muy brillante, sobre todo en el ultravioleta. En su
espectro presentan líneas de emisión abundantes y muy anchas: se distinguen las galaxias de tipo
Seyfert I, con las líneas más anchas cas del tipo Seyfert II.
w Las radiogalaxias, poseen una emisión muy potente en radio y presentan una fuente central
compacta con dos chorros de materia que se alejan en direcciones opuestas.
w Los cuásares (acrónimo de quasi-stellar radio source, del inglés), que son fuentes puntuales de
forma práctica y que se encuentran a miles de millones de años-luz de nosotros, cuya luminosidad
varía de manera irregular en intervalos de tiempos cortos (días, semanas o meses).
w Los blazares (BL Lacertae), descubiertos en 1929: se pensó en un primer momento que se trataba
de estrellas variables, llegándose más tarde a la conclusión de que eran galaxias. En el espectro no
presentan líneas de absorción ni de emisión, pero también poseen chorros de materia expulsados en
direcciones opuestas con respecto a su línea de visión desde la Tierra.
Actualmente se piensa que los cuásares, blazares, galaxias Seyfert y la mayoría de las radiogalaxias
podrían ser objetos del mismo tipo, pero observados según distintas orientaciones de su propia estructura
(Figura 4).
Se piensa al mismo tiempo que la mayoría de las galaxias “brillantes” tienen en su centro un agujero
negro supermasivo, rodeado por un disco de acreción formado por la materia gaseosa de la galaxia, que
cae en él a gran velocidad en espiral, para ser expulsada por el agujero. Ese material se calienta emitiendo
una radiación muy intensa en forma de luz que ioniza las pequeñas nubes de gas de sus alrededores.
Puede haber chorros de materia expulsados en direcciones opuestas, perpendicularmente al plano del
disco de acreción (Figura 4 - derecha). Esta sería a grandes rasgos a descripción de un AGN dentro de su
galaxia anfitriona, tal y como si muestra en el esquema de la Figura 4.
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Figura 4: En el centro de los dos dibujos vemos un agujero negro rodeado de su disco de acreción. Las
flechas negras representan la línea de visión desde la Tierra. Dependiendo del ángulo que presenta el
AGN con respecto a nuestra línea de visión podremos observar los distintos objetos mencionados.
NB: Las figuras 1, 3 y 4 fueron realizadas por Luisa Blanco Fernández
Taller de Astronomía en las Ciencias del Mundo Contemporáneo:
Fundamentos básicos y prácticas
Galaxias
Autoras:
Ana Ulla Miguel
Doctora en Astrofísica.
Profesora del Depto. de Física Aplicada de la Universidade de Vigo
Divulgadora científica
Luisa Blanco Fernández
Licenciada en Matemáticas
Máster en Astrofísica
Técnico en operaciones telescópicas
Fundación CEO Ciencia y Cultura.
http://www.fc3.es/
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