# Galaxias

1. El descubrimiento de las galaxias

Al rededor del siglo XVIII varios astrónomos ya habían observado, entre las estrellas, la presencia de cuerpos extensos y difusos, a los que denominaron "nebulosas". Hoy sabemos que diferentes tipos de objetos estaban agrupados bajo ese término, la mayoría pertencientes a nuestra propia Galaxia: nubes de gas iluminadas por estrellas dentro de ellas, capas de gas eyectadas por estrellas en el estadio final de la evolución estelar, cúmulos de estrellas. Pero algunos de ellos - las nebulosas espirales - muestran ser galaxias individuales, como nuestra Via Láctea.

Via Láctea

Immanuel Kant (1724-1804), el gran filósofo alemán, influenciado por el astrónomo inglés Thomas Wright (1711-1786), fue el primero en proponer, al rededor de 1755, que las nebulosas espirales podrían ser sistemas estelares totalmente comparables a nuestra Galaxia. Citando a Kant: "[La] analogía [de las nebulosas] con el sistema estelar en que vivimos... está en perfecta concordancia con el concepto de que esos objetos elípticos son simplemente universos [isla], en otras palabras, Vias Lácteas ...". Esa idea es conocida como la "hipótesis de los universos-isla".

Sin embargo, las especulaciones cosmológicas de Kant no fueron bien aceptadas en la época, de forma que la naturaleza de las nebulosas siguió siendo asunto de controversia.

En 1908 cerca de 15 000 nebulosas habían sido catalogadas y descritas. Algunas de las nebulosas habían sido correctamente identificadas como cúmulos estelares, y otras como nebulosas gaseosas. La mayoría, empero, permanecían con natureza inexplicada. El problema mayor era que la distancia a ellas no era conocida, por tanto no era posible saber si pertencían a nuestra Galaxia o no.

Shapley Curtis
Dos de los mayores protagonistas en esa controversia fueron Harlow Shapley (1885-1972), del Mt. Wilson Observatory, y Herbert Doust Curtis (1872 - 1942), del Lick Observatory, ambos en los Estados Unidos. Shapley defendía que las nebulosas espirales eran objetos de nuestra Galaxia, y Curtis defendía la idea opuesta, de que eran objetos extragalácticos. La discusión culminó en un famoso debate en Abril de 1920, frente a la Academia Nacional de Ciencias. Pero el debate no resolvió la cuestión.
Solamente en 1923 Edwin Powell Hubble (1889-1953) proporcionó la evidencia definitiva para considerar a las "nebulosas espirales" como galaxias independientes, al identificar una variable Cefeida en la "nebulosa" de Andrómeda (M31). A partir de la relación conocida entre período y luminosidad de las Cefeidas en general, y del brillo aparente de las Cefeidas de Andrómeda, Hubble pudo calcular la distancia entre ésta y la Via Láctea, obteniendo un valor de 2 millones de años-luz. Esto situaba a Andrómeda bien lejos de los límites de nuestra Galaxia, que tiene 100 000 años-luz de diámetro. Quedó así probado que Andrómeda era un sistema estelar independiente.

2. Clasificación morfológica de galaxias

Figura 1. Esquema de Hubble para la clasificación de galaxias.

Las galaxias difieren bastante entre si, pero la gran mayoría tiene formas más o menos regulares cuando son observadas en proyección contra el cielo, y se encuadran en dos clases generales: espirales y elípticas. Algunas galaxias no tienen forma definida, y son llamadas irregulares.

Uno de los primeros y más simples esquemas de clasificación de las galaxias, que es usado hasta hoy, fue inventado por Hubble en los años 20. El esquema de Hubble consiste de tres secuencias principales de clasificación: elípticas, espirales y espirales barradas. En ese esquema, las galaxias irregulares forman una cuarta clase de objetos.

2.1 Espirales (S)

Las galaxias espirales, cuando son vistas de frente, presentan una clara estructura espiral. M31 y nuestra propia Galaxia son espirales típicas. Las galaxias espirales poseen un núcleo, un disco, un halo, y brazos espirales. Las galaxias espirales presentan diferencias entre si, principalmente respecto al tamaño del núcleo y al grado de desarrollo de los brazos espirales. Así, se las subdivide en las categorías Sa, Sb y Sc, de acuerdo con el grado de desearrollo y curvatura de los brazos espirales (a, brazos pequeños y bien curvos, c, brazos grandes y más abiertos), y con el tamaño del núcleo comparado con el del disco (a, núcleo mayor, c, núcleo menor). Por ejemplo, una galaxia Sa es una espiral con núcleo grande y brazos espirales pequeños, bien curvos, de difícil resolución.

Existen algumas galaxias que tienen núcleo, disco y halo, pero no tienen trazos de estructura espiral. Hubble clasificó esas galaxias como S0, y ellas son las veces llamadas lenticulares. Las galaxias espirales y lenticulares juntas forman el conjunto de las galaxias discoidales.

Pero al menos la mitad de todas las galaxias discoidales presentan una estructura en forma de barra atravesando el núcleo. Estas galaxias son llamadas barradas y, en la clasificación de Hubble son identificadas por las iniciales SB. Las galaxias barradas también se subdividen en las categorías SB0, SBa, SBb, y SBc. En las espirales barradas, los brazos normalmente parten de las extremidades de la barra. El fenómeno de la formación de la barra todavía no está bien comprendido, pero se cree que la barra sea la respuesta del sistema a un tipo de perturbación gravitacional periódica (como una galaxia compañera), o simplemente la consecuencia de una asimetría en la distribución de masa en el disco de la galaxia. Algunos astrónomos también creen que la barra sea por lo menos en parte responsable de la formación de la estructura espiral, así como por otros fenómenos evolutivos en galaxias.

Normalmente se observa, en los brazos de las galaxias espirales, el material interestelar. Allí también están presentes nebulosas gaseosas, polvo, y estrellas jóvenes, incluyendo supergigantes luminosas. Los cúmulos estelares abiertos pueden ser vistos en los brazos de las espirales más próximas y los cúmulos globulares en el halo. La población estelar típica de las galaxias espirales está formada por estrellas jóvenes y viejas.

Las galaxias espirales tienen diámetros que varían entre 20 mil años-luz hasta más de 100 mil años-luz. Se estima que sus masas varían entre 10 mil millones a 10 billones de veces la masa del Sol. Nuestra Galaxia y M31 son ambas espirales grandes y masivas.

M83
NGC1365
Figura 2. Ejemplos de galaxias espirales y espirales barradas.

2.2 Elípticas (E)

Las galaxias elípticas presentan forma esférica o elipsoidal, y no tienen estructura espiral. Tienen poco gas, poco polvo, y pocas estrellas jóvenes. Estas galaxias se parecen al núcleo y halo de las galaxias espirales.

Hubble subdividió las elípticas en la clases E0 a E7, de acuerdo con su grado de achatamiento. Imagínese observando un plato circular de frente: esa es la apariencia de una galaxia E0. Ahora se va inclinando el plato de forma que parezca cada vez más elíptico y menos circular: ese achatamiento gradual representa la secuencia de E0 a E7. Note que Hubble basó su clasificación en la apariencia de la galaxia, no en su verdadera forma. Por ejemplo, una galaxia E0 tanto puede ser una elíptica realmente esférica como puede ser una elíptica más achatada vista de frente, pero una E7 tiene que ser una galaxia elíptica achatada vista de perfil. Sin embargo, ninguna galaxia elíptica va a parecer tan achatada como una espiral vista de perfil.

Las galaxias elípticas varían mucho de tamaño, desde supergigantes hasta enanas. Las mayores tienen diámetros de millones de años-luz, mientras que las menores tienen solamente pocos millares de años-luz de diámetro. Las elípticas gigantes, que tienen masas de hasta 10 billones de masas solares, son raras, mientras que las elípticas enanas son el tipo más común de galaxias.

Figura 3. La galaxia elíptica gigante M87.

2.3 Irregulares (I)

Hubble clasificó como galaxias irregulares a aquellas que no presentaban ninguna simetría circular o rotacional, presentando una estructura caótica o irregular. Muchas irregulares parecen estar sufriendo actividad de formación estelar relativamente intensa. Aparentemente están dominadas por estrellas jóvenes brillantes y nubes de gas ionizado distribuídas irregularmente. En contraste, observaciones en la línea de 21 cm, que revela la distribución del gas hidrógeno, muestra la existencia de un disco de gas similar al de las galaxias espirales. Las galaxias irregulares también recuerdan a las espirales en su contenido estelar, que incluye estrellas de población I y II (jóvenes y viejas).

Los dos ejemplos más conocidos de galaxias irregulares son la Nube Mayor y la Nube Menor de Magallanes, las galaxias vecinas más próximas de la Via Láctea, visibles a simple vista en el Hemisferio Sur. La Nube Mayor de Magallanes tiene una barra, aunque no tenga brazos espirales. Aparentemente orbita al rededor de la Via Láctea. En ella está presente el complejo 30 Doradus, uno de los mayores y más luminosos agrupamientos de gas y estrellas supergigantes conocido en galaxia alguna. La explosión de la Supernova 1987A ocurrió cerca de 30 Doradus.

Figura 4. La Nube Mayor de Magallanes, una galaxia irregular.

La Nube Menor de Magallanes es bastante alargada y menos masiva que la Nube Mayor. Aparentemente es el resultado de una colisión con la Nube Menor ocurrida hace unos 200 millones de años atrás.

Table 0.1: Principales características de los diferentes tipos de galaxias.

3. La formación y evolución de las galaxias

Cuál es la causa de la existencia de diferentes tipos de galaxias? Cuando se iniciaron los primeros estudios sobre galaxias, el hecho de que las galaxias elípticas tengan estrellas en general más viejas que las galaxias espirales llevó a los astrónomos a pensar que las diferencias se debían a la evolución, o sea, las galaxias serían espirales en su juventud y más tarde evolucionarían a elípticas.

Sin embargo, si determináramos las edades de las estrellas más viejas en sistemas espirales y en sistemas elípticos, encontraríamos que en ambos tipos esas estrellas son igualmente viejas, en torno de 10 mil millones de años. Por lo tanto, todas las galaxias que vemos habrían comezado a formarse más o menos en la misma época en la historia del universo, y por tanto tienen más o menos la misma edad. La diferencia es que las espirales y las irregulares han podido encontrar los mecanismos para continuar el proceso de formación estelar hasta el presente.

Una diferencia importante entre elípticas y espirales es la velocidad con la que ocurre la formación estelar. Al parecer, en las galaxias elípticas la formación estelar ocurrió de forma más rápida en el inicio de su evolución, quizá porque se originaron de nubes protogalácticas más densas que las espirales. De la misma forma, en las regiones centrales de las espirales, donde la densidad era mayor, la formación estelar fué rápida, pero en los brazos se produjo más lentamente, de forma que el gas no fue consumido todo de una vez, y la formación estelar pudo continuar.

Otro factor importante es la cantidad de momento angular (cantidad de rotación) de la nube de gas primordial: cuanto más momento angular tenga la nube inicialmente, más achatada será la forma final. Teniendo eso en cuenta, las galaxias elípticas se habrían formado de nubes que totaban lentamente cuando comenzaron a contraerse, mientras que las espirales se habrían formado del colapso de nubes con más velocidad de rotación.

4. Cúmulos de galáxias

Observando fotografías del cielo, se nota fácilmente que las galáxias tienden a existir en grupos. De hecho, probablemente todas las galaxias pertenecen a grupos, aunque muchos de esos grupos estén formados de apenas dos galaxias. Otros grupos son cúmulos ricos, con millares de miembros.

4.1 El Grupo Local

El grupo de galaxias al cual pertence la Via Láctea se denomina Grupo Local. Es un cúmulo pequeño con cerca de 30 miembros, de los cuales la Via Láctea y Andrómeda son los más masivos. Las Nubes de Magallanes, galaxias satélites de nuestra Galaxia, también forman parte de este grupo. Los otros miembros son, en su mayoria, galaxias elípticas, y algunas son bien débiles. El Grupo Local ocupa una extensión de 3 millones de años-luz en su dimensión mayor, teniendo a nuestra Galaxia y Andrómeda localizadas una en cada extremidad.

4.2 Otros cúmulos de galaxias

Otros cúmulos de galaxias varían de grupos pequeños a cúmulos compactos. El cúmulo de Fornax, relativamente próximo, presenta un conjunto variado de tipos de galaxias, aunque tenga pocos miembros. El gran cúmulo de Coma cubre unos 20 millones de años-luz y contiene millares de miembros. El cúmulo de la Virgen, situado a una distancia de 50 millones de años-luz, es uno de los más espetaculares del cielo. Sus cuatro miembros más brillantes son galaxias elípticas gigantes, aunque la mayor parte sus integrantes miembros sean espirales. El cúmulo de la Virgem es tan masivo y tan próximo que perturba gravitacionalmente al Grupo Local, haciendo que nos movamos en su dirección.

Figura 5. El centro del cúmulo de la Virgen.

5. Colisiones entre galaxias

Las Galaxias en los cúmulos están relativamente próximas unas de otras, esto es, las separaciones entre ellas no son grandes comparadas con sus tamaños (el espaciamiento entre las galaxias es del orden de apenas cien veces su tamaño). Eso significa que probablemente esas galaxias están en frecuentes interacciones unas con las otras.

En los catálogos existentes de galaxias peculiares hay muchos ejemplos de pares de galaxias con aspecto extraño que parecen estar interactuando unas con las otras. Podemos entender muchos de esos casos en términos de efectos de marea gravitacional. Los efectos de marea entre pares de galaxias que casualmente pasan cerca una de otra han sido estudiados por Alar y Juri Toomre. Ellos señalaron tres propiedades fundamentales en las interacciones por marea: (1) la fuerza de marea es proporcional al inverso del cubo de la separación entre las galaxias; (2) las fuerzas de marea sobre un objeto tiende a alargarlo; así, las protuberancias de marea se forman en el lado más próximo y en el más distante de cada galaxia en relación a la otra; (3) las galaxias perturbadas generalmente giran antes del encuentro de marea y la distribución posterior de su material debe por lo tanto reflejar la conservación de su momento angular.

Como un primer resultado, es de esperarse que una interacción de marea entre dos galaxias expulse material de una en dirección a la otra. Esos "puentes" de materia realmente se forman entre las galaxias interactivas, pero también se forman colas de material que salen de cada galaxia en la dirección opuesta a la otra. Debido a la rotación de las galaxias, las colas y puentes pueden asumir formas extrañas, especialmente si tenemos en cuenta el hecho de que los movimientos orbitales de las galaxias pueden estar en un plano que forma un ángulo cualquiera con nuestra línea de visión. Los hermanos Toomre han conseguido calcular modelos de galaxias interactivas que simulan la apariencia de diversos pares de galaxias con formas extrañas, vistas realmente en el cielo.

Figura 6. NGC 4038AB: un ejemplo clásico de galaxias en colisión.

5.1 Fusión de galaxias y Canibalismo galáctico

Si las galaxias colisionan con una velocidad relativamente baja, pueden evitar la destrucción por marea. Los cálculos muestran que algunas partes de las galaxias que colisionan pueden ser eyectadas, mientras que las masas principales se convierten en sistemas binarios (o múltiples) con pequeñas órbitas al rededor una de la otra. El sistema binario recientemente formado, se encuentra rodeado por una envoltura de estrellas y posiblemente materia interestelar, y eventualmente puede fundirse formando una única galaxia. Ese proceso es especialmente probable en las colisiones entre los miembros más masivos de un cúmulo de galaxias, que tienden a tener velocidades relativamente más bajas. La fusión puede convertir galaxias espirales en elípticas.

El término fusión de galaxias es usado en referencia a la interacción entre galaxias de tamaños semejantes. Cuando una galaxia muy grande interactúa con otra mucho menor, las fuerzas de marea de la galaxia mayor pueden ser tan fuertes que puden llegar a destruir la estructura de la galaxia menor y entonces incorporar sus fragmentos.Los astrónomos llaman a este proceso canibalismo galáctico.

Observaciones recientes muestran que las galaxias elípticas gigantes, conocidas como galaxias cD, tienen propiedades peculiares, tales como: halos muy extensos (hasta 3 millones de años luz de diámetro), núcleos múltiples, y localización en centros de cúmulos. Esas propiedades sugieren que esas galaxias se formaron por canibalismo galáctico.

Figura 7. la radio galaxia peculiar Centaurus A (NGC 5128), que se cree se trata de una galaxia elíptica fundida con una espiral.
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Figura 8. Foto tomada por el Hubble Space Telescope del distante cúmulo de galáxias Abell 2218, mostrando el efecto de lentes gravitacionales. Los pequeños arcos distribuidos en forma de telaraña son causados por el intenso campo gravitacional del cúmulo que distorciona las imágenes de las galaxias localizadas entre el cúmulo y nuestra línea de observación.

El texto de arriba fue basado en los libros:
"Exploration of the Universe", D. Morrison, S. Wolff e A. Fraknoi, Saunders College Publishing, 1995.
"Astronomy - The Evolving Universe". M. Zeilik, 1994.
"Discovering Astronomy". Robbins, Jefferys e Shawl, John Wiley & Sons, Inc., 1995.

Introducción a la Astronomía y la Astrofísica

kepler@if.ufrgs.br
Modificada el 24 de Noviembre de 1997
Traducción al castellano: oscar@fisica.edu.uy