Colisión de dos galaxias espirales. T.E. Hubble

Guía Astronómica

Gonzalo Duque-Escobar, P. As.

Universidad Nacional de Colombia

Manizales, 1992 

 

GUIA Nº 10

LAS GALAXIAS

 

1. GALAXIA

 

Isla de estrellas inmersaa en nubes de gas y polvo; en su interior, las estrellas se organizan en cúmulos que han nacido de una misma nube de gas y polvo. Dichas estrellas, aunque congénitas, pueden estar unidas por la gravedad, o bien, pueden estar alejándose lentamente unas de otras. En el primer caso, se trata de cúmulos globulares o cerrados, donde el grupo tiene forma esférica, y está constituido por con cientos o miles de estrellas viejas o de la población II, en el segundo caso, por regla general, se tienen cúmulos galácticos o abiertos, denominados así por su forma irregular dada la dispersión de  las estrellas, cuyo número de miembros es de algunos cientos de estrellas de la población I. Distinguimos en la galaxia su núcleo, su halo y su plano medio con brazos espiralizados.  

 

Figura 45. Imágenes del cúmulo estelar abierto de las Pléyades (izq)  y del cúmulo estelar cerrado Tucanae (der). Fuente, cien mil millones de soles. Rudolf Kippwenhahn.

 

1.1 Poblaciones estelares

Son dos diferentes grupos de estrellas. En la población I entran las estrellas de formación reciente como el Sol, que se encuentran en los brazos espirales de las galaxias; estas estrellas tienen elementos más pesados o metálicos. En la población II entran estrellas viejas, a veces  contemporáneas con la formación de la galaxia, que se encuentran o en su núcleo galáctico o en los cúmulos globulares del halo. En la población II las estrellas casi no contienen elementos pesados, son de primera generación, con escaso contenido metálico pero ricas en hidrógeno.  

 

Figura 46. Perfil de la Vía Láctea con la posición relativa del Sol y las dos Nubes de Magallanes. En detalle los cúmulos estelares abiertos y cerrados típicos de esta galaxia.

 

Las poblaciones pueden dividirse así:

1. Población I extrema (estrellas O y B, estrellas δ Cephei, cúmulos abiertos).

2. Población I más vieja (estrellas A, gigantes normales, estrellas con fuertes rayas metálicas).

 

4. Población II intermedia (estrellas Mira de período corto, estrellas con velocidades superiores a los 30 km/s, perpendiculares al plano galáctico).

5. Población II del halo (estrellas en cúmulos globulares, estrellas Rr Lyrae, subenanas).

 

Al observar nuestra galaxia, podemos identificar algunas estructuras, como el halo, el núcleo, el plano medio galáctico y el eje de rotación del sistema y el disco galáctico.

 

El halo es el volumen redondeado de la galaxia formado por cúmulos cerrados con órbitas poco circulares y muy inclinadas respecto al plano medio de la galaxia. La región es pobre en gas y polvo y las estrellas orbitan a gran velocidad. El disco es el contorno de los brazos espirales localizados en el plano medio, donde las estrellas son jóvenes y se encuentran sumergidas en medio de gas y polvo. Las estrellas aquí, en cúmulos galácticos generalmente, están orbitando con trayectorias muy circulares y siempre perpendiculares al eje de rotación de la galaxia. Por lo tanto, si las estrellas del halo no comparten la rotación galáctica, las del disco si la comparten. La rotación galáctica es diferencial. Los objetos del centro son rápidos y los del disco lentos. El Sol podría pasar de un brazo a otro, mientras transita la galaxia con órbita casi circular.

 

   

Figura 47. La Vía Láctea con las Nubes de Magallanes y el Sol sobre el brazo de Orión. Se muestra la rotación galáctica.

 

Según J.P. Hubble, la clasificación de las galaxias es la del diagrama siguiente. Con E se codifican las elípticas, con SO las lenticulares, con S las espirales, con SB las barradas y con Ir las irregulares.  

 

   

Figura 48. Sistema de clasificación de las galaxias. La frecuencia de las elípticas es 15%, de las lenticulares 6%, de las espirales 76% y de las irregulares 3%. Las subclases 0-7 de las E, muestra aplastamiento creciente. En las subclases a-c de las B y SB,  se muestran núcleos cada vez menos robustos

 

Se ha propuesto un esquema evolutivo de las galaxias sugiriendo que ellas empiezan sus vidas como estructuras esféricas que paulatinamente se van achatando, al contraerse gravitacional mente, haciéndose elípticas y aumentando su velocidad rotacional. A su vez, las elípticas evolucionarán a espirales normales o barradas, mientras los núcleos van perdiendo importancia volumétrica y los brazos se van desarrollando. Las irregulares, en éste esquema, son las galaxias más jóvenes que acabarían, como quiera que nunca muestran estructura espiral o elipsoidal definida y que son agregados de polvo, gas y estrellas distribuidas aleatoria mente, siendo el resultado final de la evolución galáctica.

 

Pero la dificultad de esta teoría, en la cual las galaxias esféricas se transforman en elípticas, y estas en espirales, aparece cuando las observaciones señalan que las galaxias esféricas son tan lentas en su rotación, que difícilmente se achatarían; aún más, las elípticas no pueden desarrollar brazos espirales mientras de rotación no sea diferencial en un grado mínimo, ni pueden generar espirales teniendo más masa que estas.

 

Un importante interrogante surge sobre la relación de las galaxias con los quasares. ¿Son los segundos, acaso, la fase inicial de las galaxias?. Se sabe que los núcleos galácticos son muy activos y que esta actividad varía entre unas y otras galaxias, posiblemente reduciéndose su intensidad con el tiempo. Los cuásares, son estructuras que muestran el estado de la materia a gran escala, en épocas vecinas al origen del Universo.

 

Inicialmente se da el colapso de una nube de polvo y gas cuando su densidad supere el valor crítico que permita el colapso gravitacional. La acreción será discreta formándose estrellas en cúmulos aislados. Nace así la galaxia irregular rica en polvo y gas y en estrellas de la población I. Por el giro no rígido de la galaxia, empieza a espiralizarse y se consolidan su núcleo y su halo, pudiendo ser espiral normal S o espiral Barrada SB.

 

Con el tiempo, los brazos se enroscan más pasando la galaxia de Sc hasta Sa o de Sbc hasta SBa (1/3 de las galaxias espirales son barradas). Se puede presumir que la forma lenticular de la galaxia en este momento, se debe al hecho de que el polvo y el gas se estabilizan en el plano medio, y no lejos de éste, porque la fuerza centrífuga es escasa cerca del eje de rotación.

 

Existirá una tendencia en las estrellas de las espirales a pasar al núcleo transformando la galaxia en el tipo SO, que muestre poco gas y polvo y núcleo más brillante, quedando relativamente pocas estrellas de la población I. La fase siguiente de la galaxia, es transformarse en Elíptica; (inicialmente tipo E7 muy achatada y por último EO muy esférica). En el último estadio la galaxia a perdido polvo, las estrellas son de la población II, su densidad ha aumentado y también su velocidad de rotación.

 

La dificultad de esta teoría evolutiva está en que no hay ningún mecanismo que pueda transformar ninguna estructura aplanada, como el núcleo de una galaxia espiral, en estructura esférica, y ni siquiera elipsoidal. Recuérdese además que las masas de las elípticas son más grandes que las de las espirales, sin que haya manera alguna de que una espiral llegue a completar la masa de una elíptica.

 

Oort propuso un esquema evolutiivo en el que las elípticas forman una secuencia evolutiva y las espirales otra, sin ningún cruce. Según la teoría, la nebulosa intergaláctica inicial que dará vida a la nueva galaxia, tomará uno u otro destino, dependiendo de la cantidad de gas y polvo y de la cantidad de movimiento del sistema. Las que tengan deficiencia en una u otra cosa, o en ambas, llegarán a ser finalmente galaxias elípticas.

 

1.2 Cúmulos de galaxias y supercúmulos de galaxias  

Los primeros se denominan también hipergalaxias. Las galaxias se organizan en colonias desde docenas hasta miles en cada una. Los segundos (Metagalaxias) son cúmulos de cúmulos, los cuales se distribuyen uniformemente en el espacio.

 

Algunos cúmulos galácticos (nombres dados por la región), son:

 

Virgo,   a   36 a. l., con 2500 objetos, alejándose a  1150 K/s

Pegaso I a  130 a. l., con  100 objetos, alejándose a  3800 K/s

Piscis   a  130 a. l., con  100 objetos, alejándose a  5000 K/s

Cáncer   a  160 a. l., con  150 objetos, alejándose a  4800 K/s

Perseo   a  175 a. l., con  500 objetos, alejándose a  5400 K/s

Gemini   a  570 a. l., con  200 objetos, alejándose a 23300 K/s

Bootes   a 1240 a. l., con  150 objetos, alejándose a 39400 K/s  

1.3 Vía Láctea

Es nuestra galaxia con 100 mil millones de estrellas. El diámetro es de 100 mil años luz, el espesor de 20 mil años luz y estamos sobre el plano galáctico, a 30 mil años luz del centro. La galaxia muestra por lo menos tres brazos así: el de Sagitario a 24 mil años luz del centro galáctico, el de Orión (conteniendo el Sol) a 30 mil años luz del centro galáctico y el de Perseo a 36 mil años luz.

 

El Sol órbita la galaxia a 250 km/seg y tarda unos 200 millones de años en completar su órbita. Por el giro no rígido de la galaxia, para tener un sistema de referencias, el patrón local de reposo se definió como el volumen de espacio hasta 100 parsec contados desde el Sol en el que las velocidades se han promediado a cero. Las condiciones propicias para la vida en la galaxia suponen un cinturón en el plano medio de nuestra galaxia: lejos de su núcleo activo para escapar a la radiación, pero antes de alcanzar la periferia, donde faltan los elementos pesados y sólo abundan H y He.

Las dos nubes de Magallanes son satélites de la Vía Láctea a modo de un sistema planetario; la mayor de las nubes a 160 mil años luz tiene 10000 millones de estrellas y un diámetro de 35 mil años luz; y la menor a 190 mil años luz tiene 1000 millones de estrellas y un diámetro de 20 mil años luz. Ambas son tipo irregular mientras la Vía Láctea es del tipo Sb.

 

1.4 El grupo local y el súper grupo local

El grupo local (nuestra hipergalaxia) lo conforman unas 30 galaxias siendo las más importantes la nuestra y la de Andrómeda (que en estrellas supera en 1.5 veces a la Vía Láctea); ambas separadas 2re los extremos tema. En este cúmulo reducido tenemos también M 32 (compañera de Andrómeda), M 33 (Nebulosa del Triángulo), And I, And II, And III (también compañeros de Andrómeda), Leo I, Leo II (ambos a 750 mil años luz), las del catálogo NGC de números 6822 (tipo Ir), 185 (tipo E0), 205 (tipo E6) y 147 (tipo E4), la IC 1613 (galaxia Ir de 10000 a. l. de diámetro), la Carina, la Formax, la Draco y Sculptor. Todo el cúmulo de galaxias en un volumen con un radio próximo a los 2.5 millones de años luz.

 

Pero el grupo local pertenece al súper grupo local (metagalaxias) cuyo centro es Virgo a 50 millones de años luz de nosotros y compuesto por miles de galaxias ligadas gravitacional mente en estructuras hipergalácticas. Entre sus muchos miembros (50? cúmulos) diseminados en un volumen de unos 75 millones de años luz, se destacan Osa Mayor, Canes Venatici, Sculptor, grupo local, M 66, M 101, M 81, los NGC 4274, 3245, 5566, etc.

 

No obstante hay otros supercúmulos con cúmulos tan destacados como Boyero el más lejano fotografiado, distante unos 5 mil millones de años luz  y quien se aleja a la mitad de la velocidad de la luz, o el de Cabellera con unos 1000 miembros brillantes a 400 años luz ubicado, como su nombre lo indica, en la constelación Cabellera de Berenice.

   

2. TIPOS DE GALAXIAS <

 

Galaxias Seyfert: de núcleo muy brillante y desplazamiento al rojo moderado; Contienen gases a alta temperatura, la mayoría son espirales, parecen el puente entre las galaxias corrientes y los Cuásares.

 

Los objetos BSO: Galaxiaas que semejan estrellas azules, pero con enormes cambios al rojo. Son semejantes a los cuásares en distancia, luminosidad y tamaño pero no emiten radio ondas. Por ser más numerosos se supone que viven más tiempo que los Cuásares.

 

Galaxias N: sistemas muy distantes, de pequeño núcleo muy brillante; supuestamente son elípticas, también se relacionan con los Cuásares.

 

Galaxia Makariana: aquella que desprende mucha radiación ultravioleta, muchas de ellas son tipo Seyfert.

 

Objeto BL-Lagarto: objeto rrelacionado con Cuásares pero más cercano (poco desplazamiento al rojo) y similar a una estrella pero cambia con rapidez de brillo. Se supone que es galaxia elíptica de núcleo muy brillante y además radiofuente. Se supone sea una galaxia en explosión.

 

Galaxia Infrarroja:  galaxia con emisión anómala (intensa y en detrimento del azul). El desequilibrio supone el efecto Maser de amplificación de microondas (funciona como el láser) y se cree que la extraordinaria regeneración de estrellas (varias veces al año) excita el polvo y gas galáctico a velocidades de 1600 km/seg produciéndose el efecto megamaser. Los gases almacenan energía alcanzando niveles de equilibrio inestables, posteriormente el efecto pasa y los niveles energéticos caen liberándose la energía acumulada.

 

Nota:

En el núcleo de la Vía Láctea se supone un agujero negro, en un torbellino de gas con un radio de 2500 millones de kilómetros. El torbellino rota a 750 km/seg y por la radiación que produce en la región (Sagitario-A), se estima temperaturas de 100 millones de °K y una densidad aproximada de 3 millones de masas solares, en un radio entre 5.7 y 14 billones de kilómetros. Cosa similar existiría en las galaxias M 32 y M 87.

 

3. DISTANCIA A LOS SISTEMAS ESTELARES

 

Para conocer la distancia a las estrellas cercanas, aplicamos métodos de triangulación, como la medida de la paralaje estelar, donde se utiliza el semidiámetro de la órbita terrestre como base de observación. Este método tiene un alcance hasta 100 parsec.

 

Supongamos una estrella cercana. Al observarla desde los extremos de un diámetro de la órbita de la Tierra (observaciones separadas seis meses), la imagen de la estrella aparecerá proyectada sobre la bóveda celeste en dos puntos distintos (A y B). Como el diámetro de la Tierra se conoce, el triángulo que hacen las visuales, cuya base mide dos U. A., tiene solución.

 

Si el arco AB midiera dos segundos, el ángulo alfa, media de AB, valdría un segundo de arco, y la distancia del Sol a la estrella mediría un parsec, equivalente a 3,26 años luz. El ángulo alfa se denomina la paralaje de la estrella.  

 

   

Figura 49. La paralaje de una estrella.

 

Otras estrellas variables pulsantes, si tienen períodos de oscilación en el brillo, permiten el cálculo de distancias mayores (que es la misma para todo el cúmulo estelar al cual pertenecen). Este método sirvió para determinar la distancia a la galaxia Andrómeda, que inicialmente se estimó en un millón de años luz y que, posteriormente, cuando se advierte la diferencia entre cefeidas (de la población I y de la población II), se encuentra que la distancia a Andrómeda estaba errada.

 

Para los sistemas estelares más lejanos, nos basamos en el corrimiento al rojo que muestran las galaxias, como nubecillas en las cuales ya no se hace posible diferenciar estrellas individuales. No obstante, el comparar galaxias de un mismo tipo o forma, nos permite afirmar con alguna aproximación que las que aparecen en las imágenes con menor tamaño y brillo se encuentran a mayores distancias, que  sus similares de gran tamaño y luminosidad.

 

 

Gonzalo Duque Escobar. P. As.                                                          

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   CONTENIDO  PPRESENTACION   1 HistoriaAstronomía.  2 Coord- Astronómicas

3 Mecánica Planetaria.  4 Tiempo- Calendarios    5 El Sistema   Solar.  6 Sol Lunas Planetas.  7 Cosmografía.

8 Astrofísica.  9 Las Estrellas.   10 Las Galaxias.  11 El Universo.  12 Cosmogonía.     BIBLIOGRAFIA

Anexo Nº 1 ...de los planetas.  Anexo Nº 2...de las lunas  Anexo Nº 3 Glosario Estelar.   

 Anexo Nº 4 Objetos Notables  Anexo Nº 5 Cartas Celestes  

Anexo N 6  Historia de la Astro.  en Colombia

 

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