Galaxia espiral

Un ejemplo de una galaxia espiral, la galaxia Pinwheel (también conocida como Messier 101 o NGC 5457)

Las galaxias espirales forman una clase de galaxia descrita originalmente por Edwin Hubble en su trabajo de 1936 El reino de las nebulosas y, como tales, forman parte de la secuencia de Hubble. La mayoría de las galaxias espirales consisten en un disco giratorio plano que contiene estrellas, gas y polvo, y una concentración central de estrellas conocida como bulto. Estos a menudo están rodeados por un halo de estrellas mucho más débil, muchas de las cuales residen en cúmulos globulares.

Las galaxias espirales reciben su nombre por sus estructuras espirales que se extienden desde el centro hasta el disco galáctico. Los brazos espirales son sitios de formación estelar en curso y son más brillantes que el disco circundante debido a las estrellas OB jóvenes y calientes que los habitan.

Se observa que aproximadamente dos tercios de todas las espirales tienen un componente adicional en forma de estructura similar a una barra, que se extiende desde la protuberancia central, en cuyos extremos comienzan los brazos espirales. Es probable que la proporción de espirales barradas en relación con las espirales sin barras haya cambiado a lo largo de la historia del universo, con solo alrededor del 10% que contiene barras hace unos 8 mil millones de años, a aproximadamente un cuarto hace 2,5 mil millones de años, hasta el presente, donde más de dos tercios de las galaxias en el universo visible (volumen de Hubble) tienen barras.

La Vía Láctea es una espiral barrada, aunque la barra en sí es difícil de observar desde la posición actual de la Tierra dentro del disco galáctico. La evidencia más convincente de que las estrellas forman una barra en el Centro Galáctico proviene de varios estudios recientes, incluido el Telescopio Espacial Spitzer.

Junto con las galaxias irregulares, las galaxias espirales constituyen aproximadamente el 60 % de las galaxias del universo actual. Se encuentran principalmente en regiones de baja densidad y son raros en los centros de los cúmulos de galaxias.

Estructura

Diagrama de estilo de tenedor de la secuencia Hubble

Las galaxias espirales pueden constar de varios componentes distintos:

• Un disco plano y giratorio de estrellas y materia interestelar de los cuales los brazos espirales son componentes prominentes
• Un bulto estelar central de estrellas mayoritariamente mayores, que se asemeja a una galaxia elíptica
• Una distribución en forma de barra de estrellas
• Un halo casi esférico de estrellas, incluyendo muchos en cúmulos globulares
• Un agujero negro supermasivo en el centro de la bulge central
• Un halo de materia oscura casi esférica

La importancia relativa, en términos de masa, brillo y tamaño, de los diferentes componentes varía de una galaxia a otra.

Brazos en espiral

galaxia espiral Barred UGC 12158.

Los brazos espirales son regiones de estrellas que se extienden desde el centro de galaxias espirales barradas y no barradas. Estas regiones largas y delgadas se asemejan a una espiral y, por lo tanto, dan su nombre a las galaxias espirales. Naturalmente, las diferentes clasificaciones de galaxias espirales tienen estructuras de brazos distintas. Las galaxias Sc y SBc, por ejemplo, tienen galaxias muy "sueltas" brazos, mientras que las galaxias Sa y SBa tienen brazos estrechamente envueltos (con referencia a la secuencia de Hubble). De cualquier manera, los brazos espirales contienen muchas estrellas azules jóvenes (debido a la alta densidad de masa y la alta tasa de formación de estrellas), que hacen que los brazos sean tan brillantes.

Bulto

Un bulto es un grupo grande y compacto de estrellas. El término se refiere al grupo central de estrellas que se encuentra en la mayoría de las galaxias espirales, a menudo definido como el exceso de luz estelar por encima de la extrapolación hacia el interior de la luz del disco exterior (exponencial).

NGC 1300 en luz infrarroja.

Usando la clasificación de Hubble, la protuberancia de las galaxias Sa generalmente se compone de estrellas de Población II, que son estrellas rojas viejas con bajo contenido de metal. Además, la protuberancia de las galaxias Sa y SBa tiende a ser grande. En contraste, las protuberancias de las galaxias Sc y SBc son mucho más pequeñas y están compuestas por estrellas azules jóvenes de Población I. Algunas protuberancias tienen propiedades similares a las de las galaxias elípticas (reducidas a menor masa y luminosidad); otros simplemente aparecen como centros de discos de mayor densidad, con propiedades similares a las galaxias de disco.

Se cree que muchas protuberancias albergan un agujero negro supermasivo en su centro. En nuestra propia galaxia, por ejemplo, se cree que el objeto llamado Sagitario A* es un agujero negro supermasivo. Hay muchas líneas de evidencia de la existencia de agujeros negros en los centros de las galaxias espirales, incluida la presencia de núcleos activos en algunas galaxias espirales y mediciones dinámicas que encuentran grandes masas centrales compactas en galaxias como Messier 106.

Barra

galaxia espiral NGC 2008

Se observan alargamientos de estrellas en forma de barra en aproximadamente dos tercios de todas las galaxias espirales. Su presencia puede ser fuerte o débil. En las galaxias espirales (y lenticulares) de borde, la presencia de la barra a veces se puede discernir por las estructuras en forma de X o (cáscara de maní) fuera del plano que normalmente tienen una visibilidad máxima en la mitad de la longitud de la barra en el plano.

Esferoide

galaxia espiral NGC 1345

La mayor parte de las estrellas de una galaxia espiral se encuentran cerca de un solo plano (el plano galáctico) en órbitas circulares más o menos convencionales alrededor del centro de la galaxia (el Centro Galáctico) o en un bulto galáctico esferoidal. alrededor del núcleo galáctico.

Sin embargo, algunas estrellas habitan un halo esferoidal o esferoide galáctico, un tipo de halo galáctico. Se discute el comportamiento orbital de estas estrellas, pero pueden exhibir órbitas retrógradas y/o muy inclinadas, o no moverse en órbitas regulares en absoluto. Las estrellas de halo se pueden adquirir de pequeñas galaxias que caen y se fusionan con la galaxia espiral; por ejemplo, la galaxia esferoidal enana de Sagitario está en proceso de fusionarse con la Vía Láctea y las observaciones muestran que algunas estrellas en el halo de la Vía Láctea tienen sido adquirido de ella.

NGC 428 es una galaxia espiral prohibida, ubicada aproximadamente 48 millones de años luz lejos de la Tierra en la constelación de Cetus.

A diferencia del disco galáctico, el halo parece estar libre de polvo y, en contraste, las estrellas del halo galáctico son de Población II, mucho más antiguas y con mucha menos metalicidad que sus primas de Población I en el disco galáctico (pero similares a los del bulbo galáctico). El halo galáctico también contiene muchos cúmulos globulares.

El movimiento de las estrellas del halo las lleva a través del disco de vez en cuando, y se cree que varias pequeñas enanas rojas cercanas al Sol pertenecen al halo galáctico, por ejemplo, Kapteyn's Star y Groombridge 1830. Debido Debido a su movimiento irregular alrededor del centro de la galaxia, estas estrellas a menudo muestran un movimiento propio inusualmente alto.

La galaxia espiral más antigua

La galaxia espiral más antigua registrada es BX442. Con once mil millones de años, es más de dos mil millones de años más antiguo que cualquier descubrimiento anterior. Los investigadores creen que la forma de la galaxia es causada por la influencia gravitacional de una galaxia enana compañera. Los modelos informáticos basados en esa suposición indican que la estructura en espiral de BX442 durará unos 100 millones de años.

Relacionado

En junio de 2019, científicos ciudadanos a través de Galaxy Zoo informaron que la clasificación habitual del Hubble, en particular en lo que respecta a las galaxias espirales, puede no ser compatible y es posible que deba actualizarse.

Origen de la estructura espiral

galaxia espiral NGC 6384 tomada por el telescopio espacial Hubble.

La galaxia espiral NGC 1084, hogar de cinco supernovas.

El pionero de los estudios de la rotación de la Galaxia y la formación de los brazos espirales fue Bertil Lindblad en 1925. Se dio cuenta de que la idea de estrellas dispuestas permanentemente en forma de espiral era insostenible. Dado que la velocidad angular de rotación del disco galáctico varía con la distancia desde el centro de la galaxia (a través de un modelo gravitacional estándar del sistema solar), un brazo radial (como un radio) se curvaría rápidamente a medida que la galaxia gira. El brazo, después de algunas rotaciones galácticas, se curvaría cada vez más y se enrollaría alrededor de la galaxia cada vez más apretado. Esto se llama el problema del devanado. Las mediciones realizadas a fines de la década de 1960 mostraron que la velocidad orbital de las estrellas en las galaxias espirales con respecto a su distancia desde el centro galáctico es más alta de lo esperado por la dinámica newtoniana, pero aún no puede explicar la estabilidad de la estructura espiral.

Desde la década de 1970, ha habido dos hipótesis o modelos principales para las estructuras espirales de las galaxias:

• formación de estrellas causada por ondas de densidad en el disco galáctico de la galaxia.
• el modelo estecástico de formación estelar auto-propagante (modelo SSPSF) – formación estelar causada por ondas de choque en el medio interestelar. Las ondas de choque son causadas por los vientos estelares y las supernovas de la reciente formación estelar anterior, lo que conduce a la autopropagación y autosostenible formación estelar. La estructura espiral entonces surge de la rotación diferencial del disco de la galaxia.

Estas diferentes hipótesis no son mutuamente excluyentes, ya que pueden explicar diferentes tipos de brazos espirales.

Modelo de onda de densidad

Bertil Lindblad propuso que los brazos representen regiones de mayor densidad (ondas de densidad) que giran más lentamente que las estrellas y el gas de la galaxia. A medida que el gas entra en una onda de densidad, se exprime y forma nuevas estrellas, algunas de las cuales son estrellas azules de corta duración que iluminan los brazos.

Teoría histórica de Lin y Shu

Diagrama exagerado que ilustra la explicación de Lin y Shu de los brazos espirales en términos de órbitas ligeramente elípticas.

La primera teoría aceptable para la estructura espiral fue ideada por C. C. Lin y Frank Shu en 1964, intentando explicar la estructura a gran escala de las espirales en términos de una onda de pequeña amplitud que se propaga con una velocidad angular fija, que gira alrededor de la galaxia a una velocidad diferente a la del gas y las estrellas de la galaxia. Sugirieron que los brazos espirales eran manifestaciones de ondas espirales de densidad; asumieron que las estrellas viajan en órbitas ligeramente elípticas, y que las orientaciones de sus órbitas están correlacionadas, es decir, las elipses varían en su orientación (una a otra) de manera suave con distancia creciente del centro galáctico. Esto se ilustra en el diagrama de la derecha. Está claro que las órbitas elípticas se juntan en ciertas áreas para dar el efecto de los brazos. Las estrellas, por lo tanto, no permanecen para siempre en la posición en la que ahora las vemos, sino que pasan a través de los brazos a medida que viajan en sus órbitas.

Formación estelar causada por ondas de densidad

Existen las siguientes hipótesis para la formación de estrellas causada por ondas de densidad:

• A medida que las nubes de gas se mueven en la onda de densidad, la densidad de masa local aumenta. Puesto que los criterios para el colapso de la nube (la inestabilidad de Jeans) dependen de la densidad, una densidad superior hace que sea más probable que las nubes se derrumben y formen estrellas.
• A medida que la onda de compresión pasa, activa la formación de estrellas en el borde líder de los brazos espirales.
• A medida que las nubes se arrastran por los brazos espirales, chocan entre sí y conducen ondas de choque a través del gas, lo que a su vez hace que el gas colapse y forme estrellas.

La brillante galaxia NGC 3810 muestra la estructura clásica espiral en esta imagen muy detallada de Hubble. Crédito: ESA/Hubble y NASA.

Más estrellas jóvenes en brazos espirales

Los brazos espirales parecen visualmente más brillantes porque contienen estrellas jóvenes y estrellas más masivas y luminosas que el resto de la galaxia. Como las estrellas masivas evolucionan mucho más rápido, su desaparición tiende a dejar un fondo más oscuro de estrellas más débiles inmediatamente detrás de las ondas de densidad. Esto hace que las ondas de densidad sean mucho más prominentes.

Los brazos espirales simplemente parecen pasar a través de las estrellas establecidas más antiguas a medida que viajan en sus órbitas galácticas, por lo que tampoco necesariamente siguen los brazos. 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 local más alta. Además, las estrellas recién creadas no permanecen fijas para siempre en la posición dentro de los brazos espirales, donde la velocidad espacial promedio vuelve a la normalidad después de que las estrellas parten del otro lado del brazo.

Órbitas alineadas gravitacionalmente

Charles Francis y Erik Anderson demostraron a partir de las observaciones de los movimientos de más de 20 000 estrellas locales (dentro de 300 parsecs) que las estrellas se mueven a lo largo de los brazos espirales y describieron cómo la gravedad mutua entre las estrellas hace que las órbitas se alineen en espirales logarítmicas. Cuando la teoría se aplica al gas, las colisiones entre nubes de gas generan las nubes moleculares en las que se forman nuevas estrellas, y se explica la evolución hacia espirales bisimétricas de gran diseño.

Distribución de estrellas en espirales

La distribución similar de estrellas en espirales

Las estrellas en espirales se distribuyen en finos discos radiales con perfiles de intensidad tales que

I()R)=I0e− − R/h{displaystyle I(R)=I_{0}e^{-R/h}

con h{displaystyle h} ser la longitud de la escala del disco; I0{displaystyle I_{0} es el valor central; es útil definir: Ropt=3.2h{displaystyle R_{opt}=3.2h} como el tamaño del disco estelar, cuya luminosidad es

Ltot=2π π I0h2{displaystyle L_{tot}=2pi Yo....

Los perfiles de luz de las galaxias espirales, en términos de la coordinación R/h{displaystyle R/h}No dependa de la luminosidad de la galaxia.

Nebulosa espiral

La galaxia espiral, LEDA 2046648, está a unos mil millones de años luz.

Antes de que se supiera que las galaxias espirales existían fuera de nuestra Vía Láctea, a menudo se las denominaba nebulosas espirales. La cuestión de si tales objetos eran galaxias separadas independientes de la Vía Láctea, o un tipo de nebulosa existente dentro de nuestra propia galaxia, fue el tema del Gran Debate de 1920, entre Heber Curtis del Observatorio Lick y Harlow Shapley del Observatorio Mount Wilson. A partir de 1923, Edwin Hubble observó variables Cefeidas en varias nebulosas espirales, incluida la llamada 'Nebulosa de Andrómeda', lo que demuestra que, de hecho, son galaxias enteras fuera de la nuestra. El término nebulosa espiral ha caído en desuso desde entonces. Otra galaxia espiral similar, muy por fuera de la galaxia de la Vía Láctea, es LEDA 2046648, detectada por el telescopio espacial James Webb a principios de 2023, y que se estima que está a unos mil millones de años luz de distancia.

Vía Láctea

Vía Láctea Los brazos espirales de Galaxy y el núcleo desnudo – basado en datos WISE

La Vía Láctea alguna vez se consideró una galaxia espiral ordinaria. Los astrónomos comenzaron a sospechar que la Vía Láctea es una galaxia espiral barrada en la década de 1960. Sus sospechas fueron confirmadas por las observaciones del Telescopio Espacial Spitzer en 2005, que mostraron que la barra central de la Vía Láctea es más grande de lo que se sospechaba anteriormente.

Ejemplos famosos