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GALAXIAS. Las galaxias son enormes colecciones de estrellas, polvo y gas. Usualmente contienen de varios millones a más de un trillón de estrellas y pueden variar en tamaño desde algunos miles a varios cientos de miles de años luz de diámetro. Hay cientos de billones de galaxias en el Universo. Las galaxias se presentan en muchos diferentes tamaños, formas y brillantez, y como las estrellas, son encontradas solas, en pares o en grandes grupos llamados cúmulos. Una galaxia es un conjunto de estrellas, nubes de gas, planetas, polvo cósmico, materia oscura y energía unidos gravitatoriamente. La palabra «galaxia» procede de los griegos, los cuales atribuían el nacimiento de una galaxia a las gotas de leche derramadas en el universo por la diosa Hera mientras alimentaba a su hijo Heracles. La cantidad de estrellas que forman una galaxia es incontable, desde las galaxias enanas, con 107, hasta las galaxias gigantes, con 1014 estrellas. Formando parte de una galaxia existen subestructuras como las nebulosas, los cúmulos estelares y los sistemas estelares múltiples. Históricamente, las galaxias se han clasificado de acuerdo a su forma aparente (morfología visual, como se la suele nombrar). Una forma común es la de galaxia elíptica que, como lo indica su nombre, tiene el perfil luminoso de una elipse. Las galaxias espirales tienen forma circular pero con estructura de brazos curvos envueltos en polvo. Galaxias inusuales se llaman galaxias irregulares y son, normalmente, el resultado de perturbaciones provocadas por la atracción gravitacional de galaxias vecinas. Estas interacciones entre galaxias vecinas, que pueden provocar la fusión de galaxias, pueden inducir el intenso nacimiento de estrellas. Finalmente, tenemos las galaxias pequeñas, que carecen de una estructura coherente y también se las llama galaxias irregulares. Según estudios publicados en 2016, se estima que existen al menos 2 billones de galaxias (dos millones de millones) en el universo observable, esto es, diez veces más de lo que se creía anteriormente. La mayoría de las galaxias tienen un diámetro entre cien y cien mil parsecs y están usualmente separadas por distancias del orden de un millón de parsecs. El espacio intergaláctico está compuesto por un tenue gas cuya densidad media no supera un átomo por metro cúbico. Muchas de las galaxias están dispuestas en una jerarquía de agregados, llamados cúmulos, que a su vez pueden formar agregados más grandes, llamados supercúmulos. Estas estructuras mayores están dispuestas en hojas o en filamentos rodeados de inmensas zonas de vacío en el universo. Se especula que la materia oscura constituye el 90 % de la masa en la mayoría de las galaxias. Sin embargo, la naturaleza de este componente no está demostrada, y de momento aparece solo como un recurso teórico para sustentar la estabilidad observada en las galaxias. La materia oscura fue propuesta inicialmente en 1933 por el astrónomo suizo Fritz Zwicky, pues la rotación observada en las galaxias indicaba la presencia de una gran cantidad de materia que no emitía luz.

Las galaxias están divididas en tres tipos básicos:

1. Espirales.Las galaxias espirales son nombradas de acuerdo a la forma de sus discos. En una galaxia espiral, las estrellas, el gas y el polvo son recolectados en brazos espirales que se esparcen hacia fuera desde el centro de la galaxia. Las galaxias espirales están divididas en tres principales tipos dependiendo de qué tan apretados tengan sus brazos espirales: Sa, Sb y Sc. Las galaxias Sa tienen los brazos muy apretados alrededor de un núcleo central más grande. Las galaxias Sc tienen los brazos muy sueltos alrededor de un núcleo más pequeño. Las galaxias Sb están en medio, teniendo los brazos moderadamente apretados alrededor de un núcleo de tamaño promedio. Las galaxias espirales tienen una gran cantidad de gas, polvo y nueva formación de estrellas. Como tienen una gran cantidad de estrellas jóvenes y calientes, se cuentan frecuentemente entre las galaxias más brillantes en el Universo. Alrededor del 20% de todas las galaxias son espirales. Nosotros vivimos en una galaxia espiral llamada Vía Láctea.

1. Elípticas. Las galaxias elípticas tienen formas como las elipses (círculos alargados). Están divididas en ocho tipos: E0-E7 dependiendo de qué tan elípticas ellas sean. Las elípticas E0 son prácticamente circulares, mientras que las E7 son muy alargadas. Las galaxias elípticas están hechas mayormente de estrellas antiguas, y no tienen mucho gas o polvo. Las galaxias elípticas también presentan muchos tamaños. Las galaxias más grandes que nosotros vemos son elípticas, pero las galaxias elípticas pueden ser también pequeñas. Alrededor del 60% de todas las galaxias son elípticas.

1. Irregulares.Las galaxias irregulares no tienen una forma particular. Ellas están entre las galaxias más pequeñas y están llenas de gas y polvo. Teniendo una gran cantidad de gas y polvo, significa que estas galaxias tienen una gran cantidad de formación de estrellas llevándose a cabo en el interior de ellas. Esto puede hacerlas muy brillantes. Las Nubes de Magallanes Grande y Pequeña, son ejemplos de galaxias irregulares. Ellas son dos galaxias pequeñas que viajan en órbita alrededor de nuestra propia galaxia, la Vía Láctea. Alrededor del 20% de todas las galaxias son irregulares.

¿Qué es la Vía Láctea?

La Vía Láctea es la galaxia en la cual vivimos. Es una galaxia en forma de espiral que contiene alrededor de 200 billones de estrellas, incluyendo nuestro Sol. Tiene aproximadamente 100,000 años luz de diámetro y alrededor de 10,000 años luz de espesor. Si tú estás en un lugar que tenga un cielo nocturno muy obscuro, puedes algunas veces ver la Vía Láctea como una banda espesa de estrellas en el cielo. Nosotros vivimos cerca de las afueras de la Vía Láctea.

Historia de las Galaxias

En 1610, Galileo Galilei usó un telescopio para estudiar la cinta lechosa en el cielo nocturno llamada Vía Láctea, y descubrió que está compuesta por una inmensa cantidad de pequeñas estrellas. En el año 1755, Immanuel Kant teorizó sobre la estructura y las agrupaciones de estrellas en el tratado Historia general de la naturaleza y teoría del cielo, basado en un trabajo previo de Thomas Wright. Kant afirmaba que la Vía Láctea era un sistema formado por miles de sistemas solares como el nuestro, agrupados en una estructura de orden superior, de características similares a las de los sistemas planetarios, sensiblemente plana, de forma elíptica, en movimiento de rotación alrededor de un centro y regidas por la misma mecánica celeste. También supuso que, por el punto de vista desde el que observamos la Vía Láctea y por la densidad de estrellas visibles que agrupa, nuestro sol se encuentra en su mismo plano y forma parte de ella. Desde un planteamiento completamente teórico, Kant afirmó que era lógico suponer la existencia de otros planetas y satélites orbitando alrededor de otras estrellas, y que debían existir otras «Vías Lácteas» separadas a distancias de un orden de magnitud comparable a su vasto tamaño. Según su razonamiento, estas galaxias o universos isla teóricos serían visibles desde la Tierra como nubes ovaladas de luz tenue, sin que fuera posible distinguir las estrellas individuales dentro de ellas. Kant las identifica con ciertos tipos de nebulosas, que Pierre Louis Maupertuis describió como «pequeños lugares cuya luz es sólo un poco mayor que la oscuridad del espacio celestial, todas ellas con el aspecto de elipses más o menos abiertas, pero cuya luz es mucho más débil que cualquier otra que conozcamos en el cielo».

Galaxia de Andrómeda(M31), en la constelación de su mismo nombre.Hacia el final del siglo XVIII las galaxias no habían sido descubiertas. Charles Messier compiló un catálogo (catálogo Messier) que contenía 103 objetos astronómicos que él denominó «nebulosas y cúmulos de estrellas», seguido más tarde por el catálogo elaborado por William Herschel, con hasta 2.514 nuevos «objetos de espacio profundo». En 1845, Lord Rosse construyó un nuevo telescopio y que le permitió distinguir las «nebulosas» elípticas de las circulares. Este telescopio permite ver de manera parcial para poder distinguir en algunas de estas «nebulosas» fuentes puntuales individuales de luz, confirmando de manera parcial las anteriores conjeturas de Kant.

En 1917, Hebert Curtis había observado la nova S Andrómeda, en la «nebulosa» de Messier M31. Buscando en los registros fotográficos, encontró otras 11 novas y observó que, en promedio, estas novas eran 10 órdenes de magnitud más débiles que las ocurridas en nuestra galaxia. Como resultado de esta observación pudo predecir que dichas novas se debían encontrar a una distancia de 150.000 parsecs. Hebert se convirtió en un célebre defensor de la hipótesis de «universos isla», que sostenía que las «nebulosas espirales» eran realmente galaxias independientes.

En 1920 ocurrió el gran debate entre Harlow Shapley y Heber Curtis en torno a la naturaleza de nuestra galaxia, las «nebulosas espirales» y la dimensión del universo. Para defender la afirmación de que M31 era una galaxia externa, Curtis argumentaba que las líneas obscuras observadas en dicha «nebulosa» eran similares a las nubes de polvo que se observan en la nuestra, Vol. (1925). Usar un nuevo telescopio le permitió a Edwin Hubble resolver las partes exteriores de algunas «nebulosas espirales» como colecciones de estrellas individuales. Más aún, Hubble pudo identificar en esas estrellas algunas variables cefeidas y éstas le permitieron estimar la distancia a dichas «nebulosas»: estaban demasiado alejadas para ser parte de la Vía Láctea. En 1936, Hubble organizó un sistema de clasificación de galaxias que todavía es usado en nuestros días: la secuencia de Hubble. El primer intento de describir la forma que tiene la Vía Láctea fue llevado a cabo por William Herschel en 1785, contando cuidadosamente el número de estrellas en distintas regiones del cielo. En 1920 Kapteyn, usando un refinamiento de la técnica empleada por Herschel, sugirió la imagen de una pequeña galaxia elipsoidal (15 kiloparsecs de diámetro), con el Sol cerca del centro. Con un método diferente, basado en la distribución de cúmulos globulares, realizado por Harlow Shapley, emergió una imagen radicalmente distinta: un disco plano con un diámetro aproximado de 70 kiloparsecs y con un Sol alejado de su centro. Ninguno de los dos análisis tomó en cuenta la absorción de la luz y el polvo interestelar presentes en el plano galáctico. Robert Julius Trumpler tomó en cuenta estos efectos en 1930, estudiando cúmulos abiertos y produciendo la imagen que actualmente se acepta de nuestra galaxia: la Vía Láctea es una galaxia espiral con un diámetro aproximado de 30 kiloparsecs.

Velocidad de rotación: A observada, B predicha.En 1944 Hendrick van de Hulst predijo que, debido a la presencia de hidrógeno interestelar, podría detectarse la emisión de microondas de 21 cm de longitud por parte de este gas. Esta radiación, detectada en 1951, ha permitido realizar mejoras en el estudio de la dinámica de galaxias, en tanto que no es bloqueada por la presencia de polvo. El efecto Doppler puede usarse para estudiar el movimiento de este gas en la galaxia. Con la mejora de los radiotelescopios se han podido trazar nubes de gas de hidrógeno en otras galaxias. En 1970, Vera Rubin hizo un estudio sobre la velocidad de rotación de las galaxias. El resultado de éste y otros estudios es que la masa conjunta de las estrellas, polvo y gases detectados en una galaxia es insuficiente para sostener la velocidad de rotación la misma. Para explicar esta discrepancia se ha postulado la existencia de materia obscura, inobservable, pero cuya masa contribuya con la gravedad necesaria para mantener las velocidades de rotación observadas. A partir de 1990, con el telescopio espacial Hubble y otros telescopios espaciales, que cuentan con cámaras sensibles al infrarrojo, ultravioleta, rayos X y rayos gamma, el estudio de galaxias ha mejorado sustancialmente. Nuestra galaxia, la Vía Láctea, pertenece a un Grupo Local de unas cuarenta y seis galaxias dominadas por la Vía Láctea y la Galaxia de Andrómeda. Este cúmulo se encuentra en el límite de un «súper conglomerado» que comprende casi cinco mil galaxias. El súper cúmulo, a su vez, pertenece a otra enorme concentración de galaxias reunidas en masas compactas y suaves.

Galaxias activas

Las galaxias activas son galaxias que liberan grandes cantidades de energía y/o materia al medio interestelar mediante procesos que no están relacionados con los procesos estelares ordinarios. Aproximadamente un 10 % de las galaxias pueden clasificarse como galaxias activas. La mayor parte de la energía emitida por las galaxias activas proviene de una pequeña y brillante región del núcleo de la galaxia, y en muchos casos se observan líneas espectrales de emisión anchas y/o estrechas, que evidencian la existencia de grandes masas de gas girando alrededor del centro de la galaxia.

Galaxia Seyfert

Son galaxias espirales que se caracterizan por tener un núcleo puntual muy brillante. Según su espectro se distinguen:

• Galaxia Seyfert Tipo I: poseen líneas anchas de emisión.
• Galaxia Seyfert Tipo II: poseen líneas estrechas de emisión.
• También se observa que estas galaxias emiten débilmente en radio.

Galaxias «Starburst»

Son galaxias en las que se están formando enormes cantidades de estrellas muchas de las cuales, tras morir, explotan produciendo supernova, pese a que este fenómeno forma parte de la evolución estelar y formalmente este grupo no estaría en nuestra clasificación. Esta formación anormalmente alta de estrellas podría estar ligado a mecanismos internos del núcleo de la galaxia.

Radiogalaxias

Las radiogalaxias suelen estar asociadas a galaxias tipo E con núcleo activo. Emiten a longitudes de onda de radio y algunas pueden ser relativamente débiles. Suelen ser galaxias que se extienden por amplias zonas del espacio. Presentan un núcleo brillante y normalmente suelen estar rodeadas por dos chorros de partículas de grandes dimensiones. Además, en muchas de ellas se ha detectado radiación sincrotrón.

Cuásares

Los cuásares tienen aparentemente el mismo aspecto de una estrella; de ahí su nombre, que proviene de la contracción inglesa quasi-stellar. En esencia, los cuásares consisten en un núcleo no resuelto y muy luminoso con fuertes líneas de emisión anchas y estrechas. En los cuásares más cercanos se observa una nubosidad difusa, revelando que este tipo de objetos no son más que núcleos de galaxias activas muy lejanas de las que únicamente somos capaces de detectar su núcleo. Se sabe que la masa de estos objetos es muy elevada y generalmente presentan una forma estructurada.

Formación y evolución

La formación y evolución de las galaxias son una de las áreas de investigación más activas de los estudios astrofísicos. Algunas ideas ya están ampliamente aceptadas. Las simulaciones informáticas han predicho las estructuras y distribución actuales que se ven en las galaxias.

Formación

Este dibujo muestra la formación de galaxias en el Universo temprano. Las galaxias están formando nuevas estrellas e interactuando unas con otras. Esta escena se parece mucho a la galaxia de la Telaraña (MRC 1138-262) y sus alrededores, uno de los protocúmulos mejor estudiados. Los modelos cosmológicos actuales de los inicios del universo se basan en la teoría del Big Bang. Unos 300 000 años después de este acontecimiento, comenzaron a formarse los átomos de hidrógeno y helio en un nuevo suceso denominado recombinación. Casi todo el hidrógeno era neutro (no estaba ionizado) y absorbía con facilidad la luz. Todavía no se habían formado estrellas; por este motivo, este perido se llama Edad Oscura. Fue a partir de las fluctuaciones de densidad (o irregularidades anisotrópicas) en esta materia primordial que las estructuras más grandes empezaron a aparecer. Como resultado, las masas de materia bariónica se condensaron dentro de halos de materia oscura fría. Estas estructuras primordiales se convertirían con el tiempo en las galaxias que vemos en la actualidad.

Galaxias tempranas

Las pruebas de una aparición temprana de las galaxias se encontró en 2006 cuando se descubrió que la galaxia IOK-1 tenía un corrimiento al rojo anormalmente alto (6,96) correspondiente a solo 750 millones de años después del Big Bang. Esto la convertía en la galaxia más lejana y antigua nunca vista. Mientras que algunos científicos sostienen que otros objetos como Abell 1835 IR1916 tienen corrimientos al rojo más altos y, por lo tanto, están en una etapa más temprana de la evolución del universo, la edad y composición de IOK-1 se ha establecido con mayor fiabilidad. En diciembre de 2012 varios astrónomos informaron de que UDFj-39546284 era el objeto astronómico conocido más distante, con un valor de corrimiento al rojo de 11,9. Se estima que el objeto empezó a existir unos 380 millones de años 10 después del Big Bang; es decir, la luz que nos llega ha recorrido unos 13 420 millones de años luz. La existencia de estas tempranas protogalaxias sugiere que deben haberse formado en la llamada Edad Oscura. El 5 de mayo de 2015 se anunció que la galaxia EGS-zs8-1 era la galaxia más distante y antigua conocida, formada unos 670 millones de años después del Big Bang. La luz de EGS-zs8-1 ha necesitado 13 000 millones de años para llegar a la Tierra y se encuentra ahora a 30 000 millones de años luz de distancia debido a la expansión del universo.

Formación de las primeras galaxias

Este dibujo muestra a una galaxia joven, alrededor de unos dos mil millones de años después del Big Bang, acreciendo materia a partir del hidrógeno y el helio circundantes y formando nuevas estrellas. Los nuevos resultados del Very Large Telescope del ESO han proporcionado la primera prueba de que la acreción de gas, sin la necesidad de violentas fusiones, pudo aumentar la formación estelar y el crecimiento de galaxias masivas en el universo joven. El proceso detallado por el cual se formaron las primeras galaxias es una cuestión abierta en astrofísica. Las teorías se pueden dividir en dos categorías: de arriba abajo y de abajo arriba. En las teorías de arriba abajo, como el modelo ELS (de Eggen, Lynden-Bell y Sandage), las protogalaxias se forman en un colapso simultáneo a gran escala durante aproximadamente cien millones de años.6 En las teorías de abajo arriba, como el modelo SZ (de Searle y Zinn), se forman primero pequeñas estructuras parecidas a cúmulos globulares y, después, varios de estos objetos se unen para formar un galaxia más grande. Una vez que las protogalaxias comienzan a formarse y contraerse, aparecen las primeras estrellas del halo (llamadas estrellas de población III). Estas estrellas están compuestas casi enteramente de hidrógeno y helio y pueden haber sido enormes. De ser así, estas gigantes estrellas habrían consumido rápidamente su combustible para convertirse en supernovas y liberar elementos pesados en el medio interestelar. Esta primera generación de estrellas reionizó el hidrógeno neutro circundante creando una burbuja en expansión a través de la cual la luz podía viajar con facilidad. En junio de 2015, un equipo de astrónomos presentó pruebas de estrellas de población III en la galaxia Cosmos Redshift 7 (o CR7) con un corrimiento al rojo de 6,6. Este tipo de estrellas (esto es, con un elevado corrimiento al rojo) es probable que hayan existido en el universo más temprano y pueden haber comenzado la producción de elementos químicos más pesados que el hidrógeno, necesarios para la posterior formación de planetas y la vida tal y como la conocemos.

Evolución

Tras mil millones de años de formación, comienzan a aparecer las estructuras clave de una galaxia: los cúmulos globulares, el agujero negro central supermasivo y un bulbo formado por estrellas de población II pobres en metal. La creación del 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 este temprano periodo, las galaxias experimentan un gran estallido de formación estelar. En los siguientes dos mil millones de años, la materia acumulada se asienta en un disco; la galaxia continuará absorbiendo el material que cae de nubes a alta velocidad y galaxias enanas a lo largo de su vida. Esta materia es principalmente hidrógeno y helio. El ciclo estelar de nacimiento y muerte aumenta lentamente la abundancia de elementos pesados, lo que permite con el tiempo la formación de planetas. La evolución de las galaxias puede estar afectada significativamente por interacciones y colisiones. Las fusiones de galaxias eran comunes en épocas tempranas; la mayoría de las galaxias tenían un aspecto peculiar. Teniendo en cuenta la distancia entre las estrellas, la gran mayoría de los sistemas estelares de galaxias en colisión no se ven afectados. Sin embargo, la acción de la gravedad sobre el gas y el polvo interestelar de los brazos espirales produce largas hileras de estrellas conocidas como colas de marea. Ejemplos de estas formaciones se pueden ver en NGC 4676 y las galaxias de las Antenas. La Vía Láctea y la cercana galaxia de Andrómeda se mueven una hacia la otra a unos 130 km/s; dependiendo de los movimientos laterales, las dos podrían chocar en unos cinco o seis millones de años. A pesar de que la Vía Láctea nunca ha colisionado con una galaxia tan grande como la de Andrómeda, cada vez hay más pruebas de pasadas colisiones de la Vía Láctea con pequeñas galaxias enanas. Tales 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 mayoría de galaxias brillantes han permanecido sin cambios en los últimos miles de millones de años; la tasa neta de formación estelar probablemente también alcanzó su máximo hace aproximadamente diez mil millones de años.

Tendencia futura

Dibujo de un agujero negro. Los agujeros negros supermasivos serán todo lo que quede de las galaxias. Las galaxias espirales, como la Vía Láctea, producen nuevas generaciones estelares siempre y cuando tengan densas nubes moleculares de hidrógeno en sus brazos espirales. Las galaxias elípticas están desprovistas en gran parte de ese gas, por lo que forman pocas estrellas nuevas. El suministro de materias para la formación de estrellas es finito; una vez que las estrellas han convertido el suministro disponible de hidrógeno en elementos pesados, la formación de nuevas estrellas llegará a su fin. Se espera que la actual era de formación estelar continúe durante los próximos cien mil millones de años para declinar después de entre diez y cien billones de años cuando las estrellas más pequeñas y de más larga vida, las diminutas enanas rojas, comiencen a desvanecerse. Al final de esta era estelar las galaxias estarán compuestas de objetos compactos: enanas marrones, enanas blancas —frías (enanas negras) o en proceso de enfriamiento—, estrellas de neutrones y agujeros negros. Con el tiempo, como consecuencia de la relajación gravitatoria, todas las estrellas, o bien caerán al centro de supermasivos agujeros negros, o bien serán arrojadas al medio intergaláctico como resultado de las colisiones.

Superestructuras

Los estudios de cielo profundo muestran que las galaxias se encuentran a menudo en grupos y cúmulos. Las galaxias solitarias que no han interactuado de forma apreciable con otra de masa comparable en los últimos mil millones de años son relativamente escasas. Se ha encontrado que solo el 5 % de las galaxias estudiadas se puede considerar realmente aisladas; no obstante, estas formaciones aisladas pueden haber interactuado e incluso haberse fusionado con otras galaxias en el pasado y pueden tener todavía en órbita pequeñas galaxias satélite. Las galaxias aisladas pueden producir estrellas a velocidad superior a la normal, ya que no hay galaxias cercanas que las estén despojando del gas. En ocasiones se usa la expresión galaxia de campo para referirse a una galaxia aislada, aunque también se emplea para describir las galaxias que pertenecen a grupos sin ser miembros de cúmulos.

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