Galaxia
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Una galaxia es un sistema de estrellas, restos estelares, gas interestelar, polvo, materia oscura, unidos por la gravedad. La palabra se deriva del griego galaxias (γαλαξίας), literalmente 'lechoso', una referencia al lechoso Vía galaxia que contiene el Sistema Solar. Las galaxias, con un promedio estimado de 100 millones de estrellas, varían en tamaño desde enanas con menos de cien millones de estrellas, hasta las galaxias más grandes conocidas: supergigantes con cien billones de estrellas, cada una orbitando el centro de masa de su galaxia. La mayor parte de la masa en una galaxia típica está en forma de materia oscura, con solo un pequeño porcentaje de esa masa visible en forma de estrellas y nebulosas. Los agujeros negros supermasivos son una característica común en los centros de las galaxias.
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. A partir de marzo de 2016, GN-z11 es la galaxia más antigua y distante observada. Tiene una distancia de comovimiento de 32 mil millones de años luz de la Tierra, y se ve tal como existió solo 400 millones de años después del Big Bang.
En 2016, usando 20 años de imágenes del telescopio espacial Hubble, se estimó que había un total de dos billones (< /span>2×1012) o más galaxias en el observable universo y tantos como un 1×1024 estrellas (más estrellas que todos los granos de arena en todas las playas del planeta Tierra).
En 2021, se usaron datos de la sonda espacial New Horizons de la NASA para revisar la estimación anterior a aproximadamente 200 000 millones de galaxias (2×1011),
La mayoría de las galaxias tienen un diámetro de 1000 a 100 000 parsecs (aproximadamente 3000 a 300 000 años luz) y están separadas por distancias del orden de millones de parsecs (o megaparsecs). A modo de comparación, la Vía Láctea tiene un diámetro de al menos 26 800 parsecs (87 400 li) y está separada de la galaxia de Andrómeda (con un diámetro de aproximadamente 152 000 li), su vecino grande más cercano, por 780 000 parsecs (2,5 millones de li).
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 supercúmulo de 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 francés y el latín medieval del término griego para la Vía Láctea, galaxías (kúklos) γαλαξίας< /span> (κύκλος) 'lechoso (círculo) ', llamado así por su apariencia como una banda lechosa de luz en el cielo. En la mitología griega, Zeus coloca a su hijo nacido de una mujer mortal, el infante Heracles, en el pecho de Hera mientras ella 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 la Vía Láctea, para distinguirla de las otras galaxias en el universo observable. El término inglés Vía Láctea se remonta a una historia de Chaucer c. 1380< /lapso>:
Mira allá, aquí, el Galaxyë
Que hombres lloran el Milky Wey,
Para golpear es por qué.—Geoffrey Chaucer, La Casa de la Fama
Las galaxias se descubrieron inicialmente telescópicamente y se conocían como nebulosas espirales. La mayoría de los astrónomos de los siglos XVIII y XIX los consideraban cúmulos estelares no resueltos o nebulosas anagalácticas, y solo se pensaba que formaban parte de la Vía Láctea, pero su verdadera composición y naturaleza seguían siendo un misterio. Las observaciones con telescopios más grandes de unas pocas galaxias brillantes cercanas, como la galaxia de Andrómeda, comenzaron a resolverlas en enormes conglomerados de estrellas, pero basándose simplemente en la aparente debilidad y la gran población de estrellas, las distancias reales de estos objetos los colocaron mucho más allá de la Vía Láctea. Forma. Por este motivo se les llamó popularmente universos islas, pero este término cayó rápidamente en desuso, ya que la palabra universo implicaba la totalidad de la existencia. En cambio, se conocieron simplemente como galaxias.
Nomenclatura
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 del Remolino y la galaxia del Sombrero. Los astrónomos trabajan con números de determinados 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 bajo 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 observaciones
La constatación de que vivimos en una galaxia que es una entre muchas es paralela a importantes 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 la 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 exhalación ardiente de algunas estrellas que eran grandes, numerosas y muy juntas". y que el "encendido tiene lugar en la parte superior de la atmósfera, en la región del Mundo que es continua con los movimientos celestiales". El filósofo neoplatónico Olympiodorus the Younger (c. 495–570 EC) criticó este punto de vista, argumentando que si la Vía Láctea fuera sublunaria (situada entre la Tierra y la Luna) debería aparecer diferente en diferentes momentos y lugares de la Tierra, y debería tener paralaje, que no era 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, por lo tanto, "determina que debido a que la Vía Láctea no tiene paralaje, debe estar alejado de la Tierra, no pertenecer a la atmósfera." El astrónomo persa al-Bīrūnī (973–1048) propuso que la Vía Láctea era "una colección de innumerables fragmentos de la naturaleza de las estrellas nebulosas". El astrónomo andaluz Ibn Bâjjah ("Avempace", m. 1138) propuso que estaba compuesto por muchas estrellas que casi se tocaban entre sí, y parecía ser un continuo imagen 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 era "una miríada de estrellas diminutas agrupadas en la esfera de las estrellas fijas".
La prueba real de que la Vía Láctea consta de muchas estrellas se produjo 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 or New Hypothesis of the Universe, especuló correctamente que podría ser un cuerpo en rotación de un gran número de estrellas unidas por fuerzas gravitatorias, similar a el Sistema Solar pero a una escala mucho mayor, y que el disco de estrellas resultante podía verse como una banda en el cielo desde una perspectiva interior. 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 al contar 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. Usando un enfoque refinado, Kapteyn en 1920 llegó a la imagen de una pequeña galaxia elipsoide (diámetro de 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 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 la Vía Láctea.
Distinción de otras nebulosas
Algunas galaxias fuera de la Vía Láctea son visibles a simple vista en una noche oscura, incluidas 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 las 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 posteriormente notada de forma independiente por Simon Marius en 1612. En 1734, el filósofo Emanuel Swedenborg en su Principia especuló que podría haber otras galaxias en el exterior que se formaron en cúmulos galácticos que eran partes minúsculas del universo que se extendían mucho más allá de lo que podía verse. Estas vistas "son notablemente cercanas a las vistas 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 su rotación. En 1750, Thomas Wright especuló correctamente que la Vía Láctea era un disco aplanado de estrellas y que algunas de las nebulosas visibles en el cielo nocturno podrían ser Vías Lácteas separadas.
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 están moviendo a una velocidad superior a la de las estrellas que había medido. Encontró 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, 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 esta galaxia. Como resultado, pudo llegar a una estimación de distancia de 150 000 parsecs. Se convirtió en un defensor de los llamados "universos islas" hipótesis, 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 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 de 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 conjuntos de estrellas individuales e identificó algunas variables cefeidas, lo que le permitió estimar la distancia a las nebulosas: estaban demasiado lejos. distante para ser parte de la Vía Láctea. En 1936 Hubble elaboró 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 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 esta galaxia. Estas observaciones llevaron a la hipótesis de una estructura de barra giratoria en el centro de esta 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 cree que el problema de la rotación de galaxias se explica por la presencia de grandes cantidades de materia oscura invisible.
A partir de la década de 1990, el telescopio espacial Hubble produjo mejores observaciones. Entre otras cosas, sus datos ayudaron a establecer que la materia oscura que falta en esta galaxia no puede consistir únicamente en estrellas pequeñas y débiles por naturaleza. 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 (1.25×1011) galaxias en el universo observable. La tecnología mejorada en la detección de 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 evasión (la región del cielo bloqueada en las longitudes de onda de luz visible por la Vía Láctea) han revelado varias galaxias nuevas.
Un estudio de 2016 publicado en The Astrophysical Journal, dirigido por Christopher Conselice de la Universidad de Nottingham, usó 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 (2×1011).
Tipos y morfología
Las galaxias se presentan en tres tipos principales: elípticas, espirales e irregulares. La secuencia de Hubble proporciona 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 morfológico visual (forma), puede pasar por alto ciertas características importantes de las galaxias, como la tasa de formación de estrellas en las galaxias con brote estelar y la actividad en los núcleos de las galaxias activas.
Elípticas
El sistema de clasificación de Hubble clasifica las galaxias elípticas en función de su elipticidad, 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 baja porción de cúmulos abiertos y una tasa reducida de formación de nuevas estrellas. En cambio, están dominados por estrellas generalmente más antiguas y evolucionadas que orbitan el centro de gravedad común en direcciones aleatorias. Las estrellas contienen cantidades bajas de elementos pesados porque la formación estelar cesa después del estallido inicial. En este sentido tienen cierta similitud con los cúmulos globulares mucho más pequeños.
Galaxias tipo cD
Las galaxias más grandes son las galaxias tipo cD. Descrito por primera vez en 1964 por un artículo de Thomas A. Matthews y otros, son un subtipo de la clase más general de galaxias D, que son galaxias elípticas gigantes, excepto que son mucho más grandes. Son conocidas popularmente como las galaxias elípticas supergigantes y constituyen las galaxias más grandes y luminosas que se conocen. Estas galaxias presentan un núcleo elíptico central con un extenso y tenue halo de estrellas que se extiende a escalas de megaparsec. El perfil de sus brillos superficiales en función de su radio (o la distancia desde sus núcleos) cae más lentamente que sus contrapartes más pequeñas.
La formación de estas galaxias cD sigue siendo un área activa de investigación, pero el modelo principal es que son el resultado de fusiones de galaxias más pequeñas en entornos de cúmulos densos, o incluso fuera de cúmulos con sobredensidades aleatorias. Estos procesos son los mecanismos que impulsan la formación de grupos fósiles o cúmulos fósiles, donde una gran elíptica supergigante, relativamente aislada, reside en el medio del cúmulo y está rodeada por una extensa nube de rayos X como residuo de estas colisiones galácticas.. Otro modelo más antiguo postula el fenómeno del flujo de enfriamiento, donde los gases calientes en los cúmulos colapsan hacia sus centros a medida que se enfrían, formando estrellas en el proceso, un fenómeno observado en cúmulos como el de Perseo y, más recientemente, en el cúmulo de Fénix.
Galaxia de caparazón
Una galaxia caparazón es un tipo de galaxia elíptica en la que las estrellas de su halo están dispuestas en capas concéntricas. Alrededor de una décima parte de las galaxias elípticas tienen una estructura similar a una concha, que nunca se ha observado en las galaxias espirales. Se cree que estas estructuras se desarrollan cuando una galaxia más grande absorbe una galaxia compañera más pequeña, que a medida que los centros de las dos galaxias 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 propagan en 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 otros materiales visibles contenidos en tal galaxia se encuentran principalmente en un plano, la mayor parte 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 un medio interestelar, junto con una protuberancia central de estrellas generalmente más antiguas. Extendiéndose hacia afuera desde la protuberancia hay brazos relativamente brillantes. En el esquema de clasificación de Hubble, las galaxias espirales se enumeran como tipo S, seguidas de una letra (a, b o c< /i>) que indica el grado de tirantez de los brazos espirales y el tamaño del abultamiento central. Una galaxia Sa tiene brazos fuertemente enrollados, pobremente 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 floculenta; 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 puede demostrarse teóricamente que resulta de una perturbación en una masa de estrellas que gira uniformemente. 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 gravitatoria de la densidad superior. (La velocidad vuelve a la normalidad después de que las estrellas parten del otro lado del brazo). Este efecto es similar a una "onda" de ralentizaciones circulando por una carretera llena de coches 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 la Vía Láctea, tienen una banda lineal de estrellas en forma de barra que se extiende hacia afuera a ambos lados del núcleo y luego se fusiona en la estructura del brazo espiral. En el esquema de clasificación de Hubble, estos se designan con un SB, seguido de una letra minúscula (a, b o c ) que indica la forma de los brazos espirales (de 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 la interacción de las mareas con otra galaxia. Muchas galaxias espirales barradas están activas, posiblemente como resultado de la canalización de gas 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 grosor. Contiene unos doscientos mil millones (2×1011) de estrellas y tiene una masa total de unos seiscientos mil millones (6×1011) veces la masa del Sol.
Espiral súper luminosa
Recientemente, los investigadores describieron galaxias llamadas espirales superluminosas. Son muy grandes, con un diámetro hacia arriba de 437 000 años luz (en comparación con el diámetro de 87 400 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 interacciones de marea con otras galaxias.
- Una galaxia de anillo tiene una estructura similar al anillo de estrellas y medio interestelar que rodea un núcleo desnudo. Se cree que una galaxia de anillo ocurre cuando una galaxia más pequeña pasa por el núcleo de una galaxia espiral. Tal evento puede haber afectado a la galaxia Andromeda, ya que muestra una estructura multi-ringe cuando se ve en radiación infrarroja.
- Una galaxia lenticular es una forma intermedia que tiene propiedades tanto de galaxias elípticas como de espiral. Estos son categorizados como tipo Hubble S0, y poseen brazos espirales mal definidos con un halo elíptico de estrellas (galaxias lenticulares barredas reciben clasificación Hubble SB0.)
- Las galaxias irregulares son galaxias que no pueden clasificarse fácilmente en una morfología elíptica o espiral.
- Un Irr- I galaxia tiene alguna estructura pero no alinea limpiamente con el esquema de clasificación Hubble.
- Las galaxias Irr-II no poseen ninguna estructura que se parezca a una clasificación Hubble, y puede haber sido interrumpida. Ejemplos cercanos de galaxias irregulares (enano) incluyen las Nubes Magallanes.
- Una galaxia ultra difusa (UDG) es una galaxia de densidad extremadamente baja. Puede ser el mismo tamaño que la Vía Láctea, pero tener una estrella visible cuenta sólo un por ciento de la Vía Láctea. Su falta de luminosidad se debe a la falta de gas de formación estelar, dando lugar a antiguas poblaciones estelares.
Enanos
A pesar de la prominencia de las grandes galaxias elípticas y espirales, la mayoría de las galaxias son galaxias enanas. Son relativamente pequeños 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 alrededor de una sola galaxia más grande; la Vía Láctea tiene al menos una docena de estos satélites, con un estimado de 300 a 500 aún por descubrir. Las galaxias enanas también pueden clasificarse como elípticas, espirales o irregulares. Dado que las elípticas enanas pequeñas se parecen poco a las elípticas 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 gravitatoria en una escala más pequeña.
Otros tipos de galaxias
Interactuando
Las interacciones entre galaxias son relativamente frecuentes y pueden desempeñar un papel importante en la evolución galáctica. Los casi accidentes entre galaxias dan como resultado 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 se cruzan directamente y tienen suficiente impulso 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 gravemente las galaxias' formas, formando barras, anillos o estructuras similares a colas.
En el extremo de las interacciones están las fusiones galácticas, donde las galaxias' los momentos relativos son insuficientes para permitir que se atraviesen entre sí. En cambio, se fusionan gradualmente para formar una sola galaxia más grande. Las fusiones pueden resultar en cambios significativos en las galaxias. morfología original. Si una de las galaxias es mucho más masiva que la otra, el resultado se conoce como canibalismo, donde la galaxia más grande y más masiva permanece relativamente intacta y la más pequeña se desgarra. La galaxia de la Vía Láctea se encuentra actualmente en el proceso de canibalizar la galaxia elíptica enana de Sagitario y la galaxia enana Canis Major.
Estallido de estrellas
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 starburst. 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 con estallido estelar eran más comunes durante la historia temprana del universo, pero aún contribuyen aproximadamente con un 15 % a la producción total de estrellas.
Las galaxias con estallido estelar 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 supernova, 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 estelares a menudo se asocian con galaxias que se fusionan o interactúan. El ejemplo prototipo de una interacción de formación de estallido 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.
Radio galaxia
Una radiogalaxia es una galaxia con regiones gigantes de emisión de radio que se extienden mucho más allá de su estructura visible. Estos lóbulos de radio energéticos están alimentados por chorros de su núcleo galáctico activo. Las radiogalaxias se clasifican según sus clasificaciones de Fanaroff-Riley (FR). La clase FR I es una clase minoritaria: fuentes de baja luminosidad que exhiben estructuras generalmente conocidas como plumas que son mucho más alargadas. La clase FR II es, con diferencia, la más común y exhibe estructuras a gran escala que se denominan lóbulos: se trata de estructuras dobles, a menudo bastante simétricas, aproximadamente elipsoidales, situadas a ambos lados de el núcleo activo.
Las radiogalaxias también se pueden clasificar como radiogalaxias gigantes (GRG), cuyas emisiones de radio pueden extenderse a escalas de megaparsecs (3,26 millones de años luz). Alcyoneus es una radiogalaxia de baja excitación de clase FR II que tiene la mayor emisión de radio observada, con estructuras lobuladas que abarcan 5 megaparsecs (16×106 ly). A modo de comparación, otra radiogalaxia gigante de tamaño similar es 3C 236, con lóbulos de 15 millones de años luz de diámetro. Sin embargo, debe tenerse en cuenta que las emisiones de radio no siempre se consideran parte de la propia galaxia principal y, por lo general, no se utilizan como estándar para medir el diámetro físico de una galaxia. Para obtener información sobre cómo se miden los diámetros físicos de las galaxias, consulte la sección Diámetros físicos a continuación.
Una radiogalaxia gigante es una clase especial de objetos caracterizados por la presencia de lóbulos de radio generados por chorros relativistas alimentados por el agujero negro supermasivo de la galaxia central. Las radiogalaxias gigantes son diferentes de las radiogalaxias ordinarias en que pueden extenderse a escalas mucho mayores, alcanzando varios megaparsecs de ancho, mucho más grandes que los diámetros de sus galaxias anfitrionas.
Galaxia activa
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, el polvo y el 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 aquellas con luminosidades mucho mayores que la de la galaxia anfitriona se conocen como 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 resulta de la energía gravitatoria 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 cae la materia 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 comprende bien.
Blazares
Se cree que los Blazars 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 brotes estelares) se encuentran las regiones de línea de emisión nuclear de baja ionización (LINER). La emisión de las 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 similares a cuásares (fuentes de radiación electromagnética muy luminosas, distantes y brillantes) con brillos superficiales muy altos; pero a diferencia de los cuásares, sus galaxias anfitrionas son claramente detectables. Las galaxias Seyfert representan alrededor del 10% de todas las galaxias. Vistas en luz visible, la mayoría parecen galaxias espirales normales; pero cuando se estudian bajo otras longitudes de onda, sus núcleos' la luminosidad es equivalente a la luminosidad de galaxias enteras del tamaño de la Vía Láctea.
Cuásar
Los quásares (/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 se parecían más a las estrellas que a las 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 salida de energía electromagnética) superiores a 1011 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 estelar de al menos 18 M☉ yr−1. Las galaxias infrarrojas ultraluminosas (ULIRG) son al menos diez veces más luminosas y forman estrellas a velocidades >180 M☉ año−1. Muchos LIRG también emiten radiación desde un AGN. Las galaxias infrarrojas emiten más energía en el infrarrojo que todas las demás longitudes de onda combinadas, con una emisión máxima 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.
Diámetros físicos
Las galaxias no tienen un límite definido por su naturaleza y se caracterizan por una densidad estelar que disminuye gradualmente en función del aumento de la distancia desde su centro, lo que dificulta las mediciones de su verdadera extensión. Sin embargo, los astrónomos de las últimas décadas han establecido varios criterios para definir el tamaño de las galaxias. Ya en la época de Edwin Hubble en 1936, ha habido intentos de caracterizar los diámetros de las galaxias. Con el advenimiento de los grandes estudios del cielo en la segunda mitad del siglo XX, la necesidad de un estándar para la determinación precisa del tamaño de las galaxias ha tenido una mayor demanda debido a sus enormes implicaciones en la astrofísica, como la determinación precisa de la constante de Hubble. Se han adaptado varios estándares a lo largo de las décadas, algunos más preferidos que otros. A continuación se muestran algunos de estos ejemplos.
Diámetro isofotal
El diámetro isofotal se presenta como una forma convencional de medir el tamaño de una galaxia en función del brillo superficial aparente. Las isófotas son curvas en un diagrama, como la imagen de una galaxia, que unen puntos de igual brillo y son útiles para definir la extensión de la galaxia. El flujo de brillo aparente de una galaxia se mide en unidades de magnitudes por segundo de arco cuadrado (mag/arcsec2; a veces se expresa como mag arcsec−2), que define la profundidad de brillo de la isófota. Para ilustrar cómo funciona esta unidad, una galaxia típica tiene un flujo de brillo de 18 mag/arcsec2 en su región central. Este brillo es equivalente a la luz de un objeto puntual hipotético de magnitud 18 (como una estrella) que se distribuye uniformemente en un área de un segundo de arco cuadrado del cielo. A los efectos de la objetividad, el espectro de luz que se utiliza a veces también se da en cifras. Como ejemplo, la Vía Láctea tiene un brillo de superficie promedio de 22,1 B-mag/arcsec−2, donde B-mag se refiere al brillo en la banda B (Longitud de onda de luz de 445 nm, en la parte azul del espectro visible).
R. O. Redman en 1936 sugirió que los diámetros de las galaxias (entonces denominadas "nebulosas elípticas") deberían definirse en la isófota de 25,0 mag/arcsec2 en la banda B, que es Se espera que cubra gran parte del perfil de luz de la galaxia. Esta isófota pasó a conocerse simplemente como D25 (abreviatura de "diámetro 25"), y corresponde al menos al 10 % del brillo normal del cielo nocturno, que está muy cerca las limitaciones de los filtros azules en ese momento. Este método se usó particularmente durante la creación del Catálogo General de Uppsala utilizando filtros azules del Observatorio del Cielo del Observatorio Palomar en 1972.
Este estándar convencional, sin embargo, no está universalmente aceptado. Erik Holmberg en 1958 midió los diámetros de al menos 300 galaxias en la isófota de aproximadamente 26,5 mag/arcsec2 (definida originalmente como donde la densidad de brillo fotográfico con respecto al fondo de la placa es del 0,5 %). Varios otros estudios, como el de ESO en 1989, utilizan isófotas tan débiles como 27,0 mag/arcsec2. Sin embargo, tanto el Segundo como el Tercer Catálogo de Referencia de Galaxias (RC2 y RC3) introdujeron correcciones de estos diámetros, al menos para aquellas galaxias que están cubiertas por los dos catálogos.
Ejemplos de medidas de diámetro isofotal:
- Gran Nube Magallanes - 9,86 kiloparsecs (32,200 años luz) en el 25.0 B-mag/arcsec2 isofoto.
- Vía Láctea - tiene un diámetro en el 25.0 B-mag/arcsec2 isófoto de 26,8 ± 1,1 kiloparsecs (87,400 ± 3,590 años luz).
- Messier 87 - tiene un diámetro en el 25.0 B-mag/arcsec2 isófoto de 40.55 kiloparsecs (132.000 años luz).
- Andromeda Galaxy - tiene un diámetro en el 25.0 B-mag/arcsec2 isófoto de 46,56 kiloparsecs (152.000 años luz).
Radio efectivo (media luz) y sus variaciones
El radio de media luz (también conocido como radio efectivo; Re) es una medida que se basa en la galaxia's flujo de brillo general. Este es el radio en el que se emitió la mitad, o el 50%, del flujo de brillo total de la galaxia. Esto fue propuesto por primera vez por Gérard de Vaucouleurs en 1948. La elección de usar el 50% fue arbitraria, pero demostró ser útil en trabajos posteriores de R. A. Fish en 1963, donde estableció una ley de concentración de luminosidad que relaciona los brillos de las galaxias elípticas y su respectivos Re, y por J.L. Sérsic en 1968 que definió una relación masa-radio en las galaxias.
Al definir Re, es necesario capturar el flujo de brillo general de la galaxia, con un método empleado por Bershady en 2000 que sugiere medir el doble del tamaño donde el flujo de brillo de un radio elegido arbitrariamente, definido como el flujo local, dividido por el flujo promedio general es igual a 0,2. El uso del radio de media luz permite una estimación aproximada del tamaño de una galaxia, pero no es particularmente útil para determinar su morfología.
Existen variaciones de este método. En particular, en el Catálogo de Galaxias de ESO-Uppsala, se utilizaron valores del 50 %, 70 % y 90 % de la luz azul total (la luz detectada a través de un filtro específico de banda B) para calcular la luz de una galaxia. diámetro.
Magnitud petrosiana
Descrito por primera vez por V. Petrosian en 1976, Sloan Digital Sky Survey (SDSS) ha utilizado una versión modificada de este método. Este método emplea un modelo matemático en una galaxia cuyo radio está determinado por el perfil promediado azimutalmente (horizontal) de su flujo de brillo. En particular, el SDSS empleó la magnitud Petrosiana en la banda R (658 nm, en la parte roja del espectro visible) para garantizar que el flujo de brillo de una galaxia se capturara tanto como fuera posible mientras se contrarrestaba los efectos del ruido de fondo.. Para una galaxia cuyo perfil de brillo es exponencial, se espera que capture todo su flujo de brillo y el 80% para galaxias que siguen un perfil bajo la ley de Vaucouleurs.
Las magnitudes petrosianas tienen la ventaja de que son independientes de la distancia y del corrimiento al rojo, lo que permite medir el tamaño aparente de la galaxia, ya que el radio petrosiano se define en términos del flujo luminoso general de la galaxia.
IPAC ha emitido una crítica a una versión anterior de este método, en la que el método provoca una magnitud de error (superior al 10 %) de los valores en comparación con el uso del diámetro isofotal. El uso de magnitudes de Petrosian también tiene la desventaja de perder la mayor parte de la luz fuera de la apertura de Petrosian, que se define en relación con el perfil de brillo general de la galaxia, especialmente para las galaxias elípticas, con una mayor relación señal-ruido en mayor distancias y corrimientos al rojo. Graham et al. emitió una corrección para este método en 2005, basada en la suposición de que las galaxias siguen la ley de Sersic.
Método infrarrojo cercano
Este método ha sido utilizado por 2MASS como una adaptación de los métodos de medición isofotal utilizados anteriormente. Dado que 2MASS opera en el infrarrojo cercano, que tiene la ventaja de poder reconocer estrellas más tenues, más frías y más viejas, tiene una forma de enfoque diferente en comparación con otros métodos que normalmente usan el filtro B. El detalle del método utilizado por 2MASS ha sido descrito detalladamente en un documento de Jarrett et al., con la encuesta midiendo varios parámetros.
La elipse de apertura estándar (área de detección) está definida por la isófota infrarroja en la banda Ks (aproximadamente 2,2 μm de longitud de onda) de 20 mag/arcsec2. Se han empleado al menos cuatro métodos para recopilar el flujo luminoso general de la galaxia: el primero es una apertura circular que se extiende 7 segundos de arco desde el centro, una isófota a 20 mag/arcsec2, una "total" apertura definida por la distribución de luz radial que cubre la supuesta extensión de la galaxia, y la apertura de Kron (definida como 2,5 veces el radio del primer momento, una integración del flujo de la apertura 'total').
Propiedades
Campos magnéticos
Las galaxias tienen sus propios campos magnéticos. Son lo suficientemente fuertes como para ser dinámicamente importantes, ya que:
- Conducir el flujo de masa en los centros de galaxias
- Modificar la formación de los brazos espirales
- Puede afectar la rotación del gas en las regiones exteriores de las galaxias
- Proporcionar el transporte de impulso 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 de 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 aproximadamente 0,3 G (Gauss o 30 μT (microtesla). Las galaxias radiodébiles como M 31 y M33, las vecinas de la 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 intensidad del campo puede ser de hasta 25 μG, en regiones donde también se concentran gas frío y polvo. Los campos de equipartición total más intensos (50–100 μG) se encontraron en las galaxias con estallido estelar, por ejemplo, en M 82 y las Antenas; y en regiones de brotes estelares nucleares, 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
Los modelos actuales de formación de galaxias en el universo primitivo se basan en el modelo ΛCDM. Unos 300.000 años después del Big Bang, comenzaron a formarse átomos de hidrógeno y helio, 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, a este período se le ha llamado "edades oscuras". 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.
Formación de galaxias tempranas
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, lo que corresponde a solo 750 millones de años después de la Big Bang y convirtiéndola en la galaxia más distante y más temprana en formarse vista en ese momento. Si bien 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 determinado de manera más confiable. establecido. 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 13.800 millones de años), está a unos 13.420 millones de años de distancia de viaje de la luz. La existencia de galaxias tan poco tiempo después del Big Bang sugiere que las protogalaxias debieron crecer 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 antigua medida, y se formó 670 millones de años después del Big Bang. La luz de EGS-zs8-1 ha tardado 13.000 millones de años en llegar a la Tierra y ahora está a 30.000 millones de años luz de distancia, debido a la expansión del universo durante 13.000 millones de años. El 17 de agosto de 2022, la NASA publicó una gran imagen de mosaico de 690 cuadros individuales tomados por la cámara de infrarrojo cercano (NIRCam) en el telescopio espacial James Webb (JWST) de numerosas galaxias muy tempranas. Algunas galaxias tempranas observadas por JWST, como CEERS-93316, una galaxia candidata de alto corrimiento al rojo, tiene un corrimiento al rojo estimado de aproximadamente z = 16,7, correspondiente a 235,8 millones de años después del Big Bang.
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 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 unos cien millones de años. En las teorías de abajo hacia arriba (como el modelo Searle-Zinn [SZ]), primero se forman pequeñas estructuras, como cúmulos globulares, y luego varios de esos cuerpos se acumulan para formar una galaxia más grande. Una vez que las protogalaxias comenzaron a formarse y contraerse, las primeras estrellas de halo (llamadas estrellas de Población III) aparecieron dentro de ellas. Estos estaban compuestos casi en su totalidad de hidrógeno y helio y pueden haber sido más masivos que 100 veces la masa del Sol. De ser así, estas enormes estrellas habrían consumido rápidamente su suministro de combustible y se habrían convertido en supernovas, liberando elementos pesados al medio interestelar. Esta primera generación de estrellas volvió a ionizar 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 reportaron 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 muy primitivo (es decir, con un alto desplazamiento al rojo) y pueden haber comenzado la producción de elementos químicos más pesados que el hidrógeno que se necesitan para la formación posterior de planetas y la vida tal como la conocemos.
Evolución
Mil millones de años después de la formación de una galaxia, comienzan a aparecer estructuras clave. Se forman cúmulos globulares, el agujero negro supermasivo central y un bulto galáctico de estrellas Población II pobres en metales. La creación de un agujero negro supermasivo parece desempeñar 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 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 el 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, lo que eventualmente permite la formación de planetas.
La evolución de las galaxias puede verse significativamente afectada por interacciones y colisiones. Las fusiones de galaxias eran 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 en 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 las Galaxias Antenas.
La galaxia de la Vía Láctea y la cercana galaxia de Andrómeda se están moviendo una hacia la otra a unos 130 km/s y, dependiendo de los movimientos laterales, las dos podrían colisionar en unos cinco a seis mil millones de años. Aunque la Vía Láctea nunca antes ha colisionado con una galaxia tan grande como Andrómeda, la evidencia de colisiones pasadas de la Vía Láctea con galaxias enanas más pequeñas está aumentando.
Este tipo de 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.
Tendencias futuras
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, por lo que forman pocas estrellas nuevas. El suministro de material para la formación 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 era actual de formación de estrellas continúe hasta cien mil millones de años, y luego la "edad estelar" disminuirá después de entre diez y cien billones de años (1013–1014 años), como las estrellas más pequeñas y longevas del universo visible, diminutas estrellas rojas enanos, 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 colisiones.
Estructuras de mayor escala
Los estudios de cielo profundo muestran que las galaxias se encuentran a menudo 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. Solo alrededor del 5% de las galaxias estudiadas están verdaderamente aisladas; sin embargo, pueden haber interactuado e incluso fusionado con otras galaxias en el pasado, y aún pueden estar en órbita por galaxias satélite más pequeñas. Las galaxias aisladas pueden producir estrellas a un ritmo más alto de lo normal, ya que otras galaxias cercanas no eliminan su gas.
En la escala más grande, el universo se expande continuamente, lo que resulta en un aumento promedio en la separación entre las galaxias individuales (consulte la ley de Hubble). Las asociaciones de galaxias pueden superar esta expansión a escala local a través de su atracción gravitatoria mutua. Estas asociaciones se formaron temprano, cuando grupos de materia oscura unieron sus respectivas galaxias. Los grupos cercanos se fusionaron más tarde para formar grupos de mayor escala. Este proceso de fusión en curso (así como una afluencia de gas que cae) calienta el gas intergaláctico en un cúmulo a temperaturas muy altas de 30 a 100 megakelvins. Alrededor del 70-80% de la masa de un cúmulo está en forma de materia oscura, con un 10-30% que consiste en este gas calentado y el pequeño porcentaje restante en forma de galaxias.
La mayoría de las galaxias están unidas gravitacionalmente a otras galaxias. Estos 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 ligado gravitacionalmente a tal grupo, cada galaxia miembro 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.
Los cúmulos de galaxias constan de cientos a miles de galaxias unidas por la gravedad. Los cúmulos de galaxias a menudo están dominados por una sola galaxia elíptica gigante, conocida como el cúmulo de galaxias más brillante, que, con el tiempo, destruye por mareas a sus galaxias satélite 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 supercúmulo, las galaxias están dispuestas en láminas y filamentos que rodean grandes vacíos 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 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 del grupo; muchas de las otras galaxias miembros son compañeras enanas de estas dos. El Grupo Local en sí 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 mismo es parte del Complejo de Supercúmulos de Piscis-Cetus, un filamento de galaxia gigante.
Observación de múltiples longitudes de onda
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 porción favorable del espectro para observar regiones 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 puede usarse para observar las regiones interiores de nubes moleculares gigantes y núcleos galácticos con gran detalle. El infrarrojo también se usa para observar galaxias distantes desplazadas hacia el 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 las galaxias, en particular de las galaxias activas, se realizó mediante 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 grandes interferómetros de radio para mapear los chorros activos emitidos por los núcleos activos. Los radiotelescopios también se pueden utilizar para observar hidrógeno neutro (a través de una radiación de 21 cm), incluida, potencialmente, la materia no ionizada del universo primitivo que luego colapsó para formar galaxias.
Los telescopios ultravioleta y de rayos X pueden observar fenómenos galácticos de alta energía. A veces se observan destellos ultravioleta 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
![Squabbling Galactic Siblings[185]](https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/c/cd/Squabbling_Galactic_Siblings.jpg/312px-Squabbling_Galactic_Siblings.jpg)
Squabbling Galactic Siblings
![LEFT: ARP-MADORE2115-273 is a rare example of an interacting galaxy pair in the southern hemisphere. RIGHT: ARP-MADORE0002-503 is a large spiral galaxy with unusual, extended spiral arms, at a distance of 490 million light-years.[186]](https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/f/f0/Hubble_Returns_to_Science_Operations.jpg/420px-Hubble_Returns_to_Science_Operations.jpg)
LEFT: ARP-MADORE2115-273 es un raro ejemplo de un par de galaxias interactuando en el hemisferio sur. DERECHO: ARP-MADORE0002-503 es una gran galaxia espiral con brazos espirales inusuales y extendidos, a una distancia de 490 millones de años luz.
- Hubble Legacy Field
(vídeo de 50 segundos)
![Squabbling Galactic Siblings[185]](https://en.wikipedia.org/wiki/File:Squabbling_Galactic_Siblings.jpg)
![LEFT: ARP-MADORE2115-273 is a rare example of an interacting galaxy pair in the southern hemisphere. RIGHT: ARP-MADORE0002-503 is a large spiral galaxy with unusual, extended spiral arms, at a distance of 490 million light-years.[186]](https://en.wikipedia.org/wiki/File:Hubble_Returns_to_Science_Operations.jpg)
