Las galaxias se clasifican según su morfología visual en elípticas , [5] espirales o irregulares . [6] La Vía Láctea es un ejemplo de galaxia espiral. Se estima que hay entre 200 mil millones [7] (2 × 10 11 ) a 2 billones [8] de galaxias en el universo observable . La mayoría de las galaxias tienen entre 1.000 y 100.000 pársecs de diámetro (aproximadamente 3.000 a 300.000 años luz ) y están separadas por distancias del orden de millones de pársecs (o megapársecs). A modo de comparación, la Vía Láctea tiene un diámetro de al menos 26.800 pársecs (87.400 ly) [9] [a] y está separada de la galaxia de Andrómeda , su vecina grande más cercana, por poco más de 750.000 pársecs (2,5 millones ly.) [12 ]
El espacio entre galaxias está lleno de un gas tenue (el medio intergaláctico ) con una densidad media inferior a un átomo por metro cúbico. La mayoría de las galaxias están organizadas gravitacionalmente en grupos , cúmulos y supercúmulos . La Vía Láctea forma parte del Grupo Local , que domina junto con la Galaxia de Andrómeda . El grupo forma parte del Supercúmulo de Virgo . A mayor escala , estas asociaciones generalmente están dispuestas en láminas y filamentos rodeados de inmensos vacíos . [13] Tanto el Grupo Local como el Supercúmulo de Virgo están contenidos en una estructura cósmica mucho más grande llamada Laniakea . [14]
Etimología
La palabra galaxia fue tomada en francés y latín medieval del término griego para la Vía Láctea, galaxías (kúklos) γαλαξίας ( κύκλος ) [15] [16] 'lácteo (círculo)', llamado así por su apariencia como una banda de luz lechosa. 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 ésta 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: lo empuja, parte de su leche se derrama y se produce la banda de luz conocida como la Vía Láctea. [17] [18]
En la literatura astronómica, la palabra "Galaxia" en mayúscula se utiliza a menudo para referirse a la Vía Láctea , para distinguirla de las otras galaxias del universo observable . El término inglés Vía Láctea se remonta a una historia de Geoffrey Chaucer c. 1380 :
Mira allá, he aquí, la galaxia que los hombres agarran al Vía Láctea , porque el golpe es por qué.
Las galaxias se descubrieron inicialmente de forma telescópica y se las conoció como nebulosas espirales . La mayoría de los astrónomos de los siglos XVIII y XIX los consideraban cúmulos de estrellas no resueltos o nebulosas anagalácticas , y simplemente se los consideraba parte de la Vía Láctea, pero su verdadera composición y naturaleza seguían siendo un misterio. Las observaciones realizadas con telescopios más grandes de algunas galaxias brillantes cercanas, como la galaxia de Andrómeda , comenzaron a disolverlas en enormes conglomerados de estrellas, pero basándose simplemente en la aparente debilidad y la gran población de estrellas, las verdaderas distancias de estos objetos los ubicaron mucho más allá de la Vía Láctea. Forma. Por ello fueron llamados popularmente universos insulares , pero este término rápidamente cayó en desuso, pues la palabra universo implicaba la totalidad de la existencia. En cambio, pasaron a ser conocidas simplemente como galaxias. [19]
El filósofo griego Demócrito (450-370 a. C.) propuso que la banda brillante del cielo nocturno conocida como Vía Láctea podría estar formada por estrellas distantes. [22] 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 la "ignición tiene lugar en la parte superior". de la atmósfera , en la región del Mundo que es continua con los movimientos celestes ." [23] El filósofo neoplatónico Olimpiodoro el Joven ( c. 495 –570 d.C.) criticó este punto de vista, argumentando que si la Vía Láctea era sublunar (situada entre la Tierra y la Luna), debería aparecer diferente en diferentes momentos y lugares de la Tierra. y que debería tener paralaje , lo cual no fue así. En su opinión, la Vía Láctea era celestial. [24]
Según Mohani Mohamed, el astrónomo árabe Ibn al-Haytham (965-1037) hizo el primer intento de observar y medir el paralaje de la Vía Láctea, [25] y así "determinó que debido a que la Vía Láctea no tenía paralaje, debe ser remota de la Tierra, no perteneciente a la atmósfera." [26] El astrónomo persa al-Biruni (973-1048) propuso que la Vía Láctea era "una colección de innumerables fragmentos de la naturaleza de las estrellas nebulosas". [27] El astrónomo andaluz Avempace ( m. 1138) propuso que estaba compuesto por muchas estrellas que casi se tocaban entre sí, y parecía ser una imagen continua debido al efecto de la refracción del material sublunar, [23] [28] citando su observación de la conjunción de Júpiter y Marte como evidencia de que esto ocurría cuando dos objetos estaban cerca. [23] En el siglo XIV, Ibn Qayyim al-Jawziyya, nacido en Siria , propuso que la Vía Láctea era "una miríada de pequeñas estrellas agrupadas en la esfera de las estrellas fijas". [29]
La prueba real de que la Vía Láctea está compuesta por muchas estrellas llegó en 1610 cuando el astrónomo italiano Galileo Galilei utilizó un telescopio para estudiarla y descubrió que estaba compuesta por una gran cantidad de estrellas débiles. [30] [31] En 1750, el astrónomo inglés Thomas Wright , en su Una teoría original o nueva hipótesis del universo , especuló correctamente que podría ser un cuerpo giratorio de una gran cantidad de estrellas mantenidas juntas por fuerzas gravitacionales , similares a las Sistema Solar pero a una escala mucho mayor, y que el disco de estrellas resultante podría verse como una banda en el cielo desde una perspectiva interior. [b] [33] [34] En su tratado de 1755, Immanuel Kant desarrolló la idea de Wright sobre la estructura de la Vía Láctea. [35]
La forma de la Vía Láctea estimada a partir del recuento de estrellas realizado por William Herschel en 1785; Se suponía que el Sistema Solar estaba cerca del centro.
El primer proyecto para describir la forma de la Vía Láctea y la posición del Sol fue realizado por William Herschel en 1785 contando 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 . [36] [37] Utilizando un enfoque refinado, Kapteyn llegó en 1920 a la imagen de una pequeña galaxia elipsoide (de unos 15 kiloparsecs de diámetro) 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. [34] 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. [38]
En 1734, el filósofo Emanuel Swedishborg en sus 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 visiones "son notablemente cercanas a las visiones actuales del cosmos". [42]
En 1745, Pierre Louis Maupertuis conjeturó que algunos objetos similares a nebulosas eran conjuntos de estrellas con propiedades únicas, incluido un brillo que excedía la luz que sus estrellas producían por sí solas, y repitió la opinión de Johannes Hevelius de que los puntos brillantes eran masivos. y aplanados debido a su rotación. [35]
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. [34] [43]
A finales del siglo XVIII, Charles Messier compiló un catálogo que contenía los 109 objetos celestes más brillantes y de apariencia nebulosa. Posteriormente, William Herschel reunió un catálogo de 5.000 nebulosas. [34] En 1845, Lord Rosse examinó las nebulosas catalogadas por Herschel y observó la estructura espiral del objeto Messier M51 , ahora conocido como la Galaxia del Remolino. [44] [45]
En 1912, Vesto M. 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 mueven a un ritmo que excede la velocidad de las estrellas que había medido. Descubrió que la mayoría de estas nebulosas se están alejando de nosotros. [46] [47]
En 1917, Heber Doust Curtis observó la nova S Andrómeda dentro de la "Gran Nebulosa de Andrómeda ", como se conocía entonces a la galaxia de Andrómeda, 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 ocurrían dentro de esta galaxia. Como resultado, pudo calcular una distancia de 150.000 pársecs . Se convirtió en un defensor de la hipótesis de los llamados "universos insulares", que sostiene que las nebulosas espirales son en realidad galaxias independientes. [48]
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 franjas oscuras que se asemejan a las nubes de polvo de la Vía Láctea, así como el significativo desplazamiento Doppler. [49]
En 1922, el astrónomo estonio Ernst Öpik determinó la distancia que respaldaba la teoría de que la Nebulosa de Andrómeda es en realidad un objeto extragaláctico distante. [50] Utilizando el nuevo telescopio Mt. Wilson de 100 pulgadas , Edwin Hubble pudo resolver las partes exteriores de algunas nebulosas espirales como colecciones de estrellas individuales e identificó algunas variables cefeidas , lo que le permitió estimar la distancia a las nebulosas: estaban demasiado distantes para ser parte de la Vía Láctea. [51] En 1926, Hubble produjo una clasificación de la morfología galáctica que se utiliza hasta el día de hoy. [52] [53]
Observación de múltiples longitudes de onda
Los avances en astronomía siempre han estado impulsados por la tecnología. Después de siglos de éxito en la astronomía óptica , las últimas décadas han visto importantes avances en otras regiones del espectro electromagnético . [54]
El polvo presente en el medio interestelar es opaco a la luz visual. Es más transparente al infrarrojo lejano , que puede utilizarse para observar con gran detalle las regiones interiores de nubes moleculares gigantes y núcleos galácticos . [55] El infrarrojo también se utiliza para observar galaxias distantes desplazadas al 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 para la astronomía infrarroja se utilizan telescopios espaciales o de gran altitud . [56]
Los fenómenos galácticos de alta energía se pueden observar con telescopios ultravioleta y de rayos X. A veces se observan llamaradas ultravioleta cuando una estrella en una galaxia distante es desgarrada por las fuerzas de marea de un agujero negro cercano. [58] La distribución del gas caliente en los cúmulos galácticos se puede mapear mediante rayos X. La astronomía de rayos X confirmó la existencia de agujeros negros supermasivos en el núcleo de las galaxias. [59]
investigación moderna
Curva de rotación de la galaxia espiral Messier 33 (puntos amarillos y azules con barras de error), y una prevista a partir de la distribución de la materia visible (línea gris). La discrepancia entre las dos curvas se puede explicar añadiendo un halo de materia oscura que rodea la galaxia. [60]
En 1944, Hendrik van de Hulst predijo que la radiación de microondas con una longitud de onda de 21 cm sería detectable en el gas hidrógeno atómico interestelar ; [61] y en 1951 se observó. Esta radiación no se ve afectada por la absorción de polvo, por lo que su desplazamiento Doppler puede usarse para mapear el movimiento del gas en esta galaxia. Estas observaciones llevaron a la hipótesis de una estructura de barras giratorias en el centro de esta galaxia. [62] Con radiotelescopios mejorados , el gas 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 las galaxias se explica por la presencia de grandes cantidades de materia oscura invisible . [63] [64]
A partir de la década de 1990, el Telescopio Espacial Hubble produjo observaciones mejoradas. Entre otras cosas, sus datos ayudaron a establecer que la materia oscura que falta en esta galaxia no podría consistir únicamente en estrellas inherentemente débiles y pequeñas. [65] 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 × 10 11 ) galaxias en el universo observable. [66] 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 no son detectadas por el Hubble. En particular, los estudios en la Zona de Evitación (la región del cielo bloqueada en longitudes de onda de luz visible por la Vía Láctea) han revelado varias galaxias nuevas. [67]
Un estudio de 2016 publicado en The Astrophysical Journal , dirigido por Christopher Conselice de la Universidad de Nottingham , utilizó 20 años de imágenes del Hubble para estimar que el universo observable contenía al menos dos billones (2 × 10 12 ) galaxias. [68] [69] Sin embargo, observaciones posteriores con la sonda espacial New Horizons desde fuera de la luz zodiacal redujeron esto a aproximadamente 200 mil millones (2 × 10 11 ). [70] [71]
Las galaxias son de tres tipos principales: elípticas, espirales e irregulares. La secuencia de Hubble ofrece una descripción ligeramente más extensa de los tipos de galaxias basándose en su apariencia . Dado que la secuencia de Hubble se basa enteramente en el tipo (forma) morfológico visual, puede pasar por alto ciertas características importantes de las galaxias, como la tasa de formación de estrellas en las galaxias con estallido estelar y la actividad en los núcleos de las galaxias activas . [6]
Se cree que muchas galaxias contienen un agujero negro supermasivo en su centro. Esto incluye la Vía Láctea, cuya región central se llama Centro Galáctico . [72]
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 normalmente tienen relativamente poca materia interestelar . En consecuencia, estas galaxias también tienen una proporción baja de cúmulos abiertos y una tasa reducida de formación de nuevas estrellas. En cambio, están dominadas por estrellas generalmente más viejas y más evolucionadas que orbitan alrededor del centro de gravedad común en direcciones aleatorias. Las estrellas contienen poca abundancia 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 . [73]
Galaxias tipo CD
El cúmulo de galaxias Abell 1413 está dominado por esta galaxia elíptica cD denominada Abell 1413 BCG. Tiene un diámetro isoftal de más de 800.000 años luz de diámetro. Tenga en cuenta la lente gravitacional .
Las galaxias más grandes son las galaxias de tipo CD . Descritas por primera vez en 1964 en un artículo de Thomas A. Matthews y otros, [74] son un subtipo de la clase más general de galaxias D, que son galaxias elípticas gigantes, excepto que son mucho más grandes. Se las conoce popularmente como galaxias elípticas supergigantes y constituyen las galaxias más grandes y luminosas que se conocen. Estas galaxias presentan un núcleo elíptico central con un halo extenso y tenue de estrellas que se extiende a escalas de megaparsec. [75] El perfil del brillo de su superficie en función de su radio (o distancia de sus núcleos) cae más lentamente que sus contrapartes más pequeñas. [76]
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. [77] Estos procesos son los mecanismos que impulsan la formación de grupos fósiles o cúmulos de fósiles, donde una elíptica supergigante grande, 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 calentados en los cúmulos colapsan hacia sus centros a medida que se enfrían, formando estrellas en el proceso, [78] un fenómeno observado en cúmulos como Perseo , [79] y más recientemente en el Cúmulo Fénix . [80]
Galaxia de concha
NGC 3923 Galaxia de caparazón elíptica (fotografía del Hubble)
Una galaxia de capa es un tipo de galaxia elíptica donde las estrellas de su halo están dispuestas en capas concéntricas. Aproximadamente una décima parte de las galaxias elípticas tienen una estructura en forma de capa, algo 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; 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 extienden sobre agua. Por ejemplo, la galaxia NGC 3923 tiene más de 20 capas. [81]
Las galaxias espirales se parecen a molinetes en espiral . Aunque las estrellas y otros materiales visibles contenidos en una galaxia de este tipo se encuentran en su mayor parte en un plano, la mayor parte de la masa de 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. [82]
Las galaxias espirales constan de un disco giratorio de estrellas y un medio interestelar, junto con un abultamiento central de estrellas generalmente más viejas. Extendiéndose hacia afuera desde el bulto hay brazos relativamente brillantes. En el esquema de clasificación de Hubble, las galaxias espirales se enumeran como tipo S , seguida de una letra ( a , b , o c ) que indica el grado de tensión de los brazos espirales y el tamaño del bulbo central. Una galaxia Sa tiene brazos mal definidos y fuertemente enrollados 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. [83] 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. [84] 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. [85] [86]
En las galaxias espirales, los brazos espirales tienen la forma de espirales logarítmicas aproximadas , un patrón que teóricamente puede demostrarse 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 velocidad angular constante . Se cree que los brazos espirales son áreas de materia de alta densidad u " ondas de densidad ". [87] A medida que las estrellas se mueven a través de un brazo, la velocidad espacial de cada sistema estelar es modificada por la fuerza gravitacional de la densidad más alta. (La velocidad vuelve a la normalidad después de que las estrellas se alejan por el otro lado del brazo). Este efecto es similar a una "ola" de desaceleraciones que se mueven a lo largo de una carretera llena de automóviles 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. [88]
La mayoría de las galaxias espirales, incluida la Vía Láctea , tienen una banda de estrellas lineal en forma de barra que se extiende hacia afuera a ambos lados del núcleo y luego se fusiona con la estructura del brazo espiral. [89] En el esquema de clasificación de Hubble, estas 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 irradia hacia afuera desde el núcleo, o debido a una interacción de marea con otra galaxia. [90] Muchas galaxias espirales barradas están activas, posiblemente como resultado del gas que se canaliza hacia el núcleo a lo largo de los brazos. [91]
Nuestra propia galaxia, la Vía Láctea , es una gran galaxia espiral barrada en forma de disco [92] de unos 30 kiloparsecs de diámetro y un kiloparsec de espesor. Contiene alrededor de doscientos mil millones (2×10 11 ) [93] estrellas y tiene una masa total de aproximadamente seiscientos mil millones (6×10 11 ) veces la masa del Sol. [94]
Espiral superluminosa
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 unas 30 veces más rápida que la Vía Láctea. [95] [96]
Otras morfologías
Las galaxias peculiares son formaciones galácticas que desarrollan propiedades inusuales debido a interacciones de mareas con otras galaxias.
Una galaxia anular tiene una estructura similar a un anillo de estrellas y un medio interestelar que rodea un núcleo desnudo. Se cree que una galaxia en anillo se produce cuando una galaxia más pequeña pasa a través del núcleo de una galaxia espiral. [97] Tal evento puede haber afectado a la galaxia de Andrómeda , ya que muestra una estructura similar a varios anillos cuando se ve en radiación infrarroja . [98]
Una galaxia lenticular es una forma intermedia que tiene propiedades tanto de galaxias elípticas como espirales. Éstas se clasifican como tipo S0 de Hubble y poseen brazos espirales mal definidos con un halo de estrellas elíptico [99] ( las galaxias lenticulares barradas reciben la clasificación de Hubble SB0).
Las galaxias irregulares son galaxias que no se pueden clasificar fácilmente en morfología elíptica o espiral.
Una galaxia Irr-I tiene cierta estructura pero no se alinea claramente con el esquema de clasificación de Hubble.
Las galaxias Irr-II no poseen ninguna estructura que se parezca a la clasificación de Hubble y pueden haber sido alteradas. [100] Ejemplos cercanos de galaxias irregulares (enanas) incluyen las Nubes de Magallanes . [101]
Una galaxia oscura o "ultra difusa" es una galaxia de luminosidad extremadamente baja. Puede que tenga el mismo tamaño que la Vía Láctea, pero tiene un número de estrellas visibles de sólo el uno por ciento de las de la Vía Láctea. Se han propuesto múltiples mecanismos para producir este tipo de galaxias, y es posible que diferentes galaxias oscuras se formaran por diferentes medios. [102] Una posible explicación para la baja luminosidad es que la galaxia perdió su gas de formación de estrellas en una etapa temprana, lo que resultó en poblaciones estelares viejas. [103] [104]
enanos
A pesar de la prominencia de las grandes galaxias elípticas y espirales, la mayoría de las galaxias son galaxias enanas. [105] Son relativamente pequeñas en comparación con otras formaciones galácticas, siendo aproximadamente una centésima parte del tamaño de la Vía Láctea, con sólo unos pocos miles de millones de estrellas. Las galaxias enanas compactas azules contienen grandes cúmulos de estrellas jóvenes, calientes y masivas . Se han descubierto galaxias enanas ultracompactas de sólo 100 pársecs de diámetro. [106]
Muchas galaxias enanas pueden orbitar una sola galaxia más grande; la Vía Láctea tiene al menos una docena de satélites de este tipo, y se estima que aún quedan entre 300 y 500 por descubrir. [107]
La mayor parte de la información que tenemos sobre las galaxias enanas proviene de observaciones del grupo local , que contiene dos galaxias espirales, la Vía Láctea y Andrómeda, y muchas galaxias enanas. Estas galaxias enanas se clasifican como galaxias irregulares o elípticas enanas / esferoidales enanas . [105]
Un estudio de 27 vecinas 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 gravitacional en una escala más pequeña. [108]
Variantes
Interactuando
Las Galaxias Antenas están sufriendo una colisión que resultará en su eventual fusión.
Las interacciones entre galaxias son relativamente frecuentes y pueden desempeñar un papel importante en la evolución galáctica . Los cuasi accidentes entre galaxias provocan distorsiones debido a interacciones de mareas y pueden provocar cierto intercambio de gas y polvo. [109] [110]
Las colisiones ocurren cuando dos galaxias pasan directamente entre sí y tienen suficiente impulso relativo para no fusionarse. Las estrellas de las galaxias que interactúan normalmente 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 la forma de las galaxias, formando barras, anillos o estructuras en forma de colas. [109] [110]
En el extremo de las interacciones se encuentran las fusiones galácticas, donde los momentos relativos de las galaxias son insuficientes para permitirles atravesarse unas a otras. En cambio, se fusionan gradualmente para formar una galaxia única y más grande. Las fusiones pueden provocar cambios significativos en la morfología original de las galaxias. Si una de las galaxias es mucho más masiva que la otra, el resultado se conoce como canibalismo , donde la galaxia más masiva permanece relativamente intacta y la más pequeña se desgarra. La Vía Láctea se encuentra actualmente en proceso de canibalizar a la galaxia elíptica enana de Sagitario y a la galaxia enana del Canis Mayor . [109] [110]
Estallido estelar
M82 , una galaxia con estallido estelar que tiene diez veces la formación estelar de una galaxia "normal" [111]
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 los estallidos estelares suele durar sólo unos diez millones de años, un período relativamente breve en la historia de una galaxia. Las galaxias con estallido estelar fueron más comunes durante la historia temprana del universo, [112] pero todavía contribuyen aproximadamente con un 15% a la producción total de estrellas. [113]
Las galaxias con estallido estelar se caracterizan por concentraciones de gas polvoriento y la aparición de estrellas recién formadas, incluidas estrellas masivas que ionizan las nubes circundantes para crear regiones H II . [114] Estas estrellas producen explosiones de supernova , creando restos 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. Sólo cuando el gas disponible está casi consumido o dispersado finaliza la actividad. [112]
Los estallidos estelares a menudo se asocian con galaxias que se fusionan o interactúan. El ejemplo prototipo de una interacción de formación de estallidos estelares es M82 , que experimentó un encuentro cercano con el M81 más grande . Las galaxias irregulares a menudo exhiben nudos espaciados de actividad estelar. [115]
Una radiogalaxia es una galaxia con regiones gigantes de emisión de radio que se extienden mucho más allá de su estructura visible. Estos energéticos radiolóbulos son impulsados por chorros de su núcleo galáctico activo . [116] Las radiogalaxias se clasifican según su clasificación de Fanaroff-Riley . La clase FR I tiene una radioluminosidad más baja y exhibe estructuras más alargadas; la clase FR II tiene una mayor luminosidad de radio. La correlación entre la radioluminosidad y la estructura sugiere que las fuentes en estos dos tipos de galaxias pueden diferir. [117]
Las radiogalaxias también pueden clasificarse 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 (16×10 6 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, cabe señalar que las emisiones de radio no siempre se consideran parte de la propia galaxia principal. [118]
Una radiogalaxia gigante es una clase especial de objetos caracterizados por la presencia de radiolóbulos generados por chorros relativistas impulsados por el agujero negro supermasivo de la galaxia central . Las radiogalaxias gigantes se diferencian de las radiogalaxias ordinarias en que pueden extenderse a escalas mucho mayores, alcanzando varios megaparsecs de diámetro, mucho más grandes que los diámetros de sus galaxias anfitrionas. [119]
Una radiogalaxia "normal" no tiene una fuente que sea un agujero negro supermasivo o una estrella de neutrones monstruosa; en cambio, la fuente es la radiación sincrotrón de electrones relativistas acelerados por una supernova. Estas fuentes tienen una vida comparativamente corta, lo que hace que el espectro de radio de las radiogalaxias normales sea una forma especialmente buena de estudiar la formación estelar. [120]
galaxia activa
Un chorro de partículas se emite desde el núcleo de la radiogalaxia elíptica M87 .
Algunas galaxias observables se clasifican como "activas" si contienen un núcleo galáctico activo (AGN). [121] Una porción significativa de la producción total de energía de la galaxia es emitida por el núcleo activo en lugar de sus estrellas, polvo y 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 objetos cuasi estelares o cuásares . Los modelos de AGN sugieren que una fracción significativa de su luz se desplaza a frecuencias del infrarrojo lejano porque la emisión óptica y ultravioleta en el núcleo es absorbida y remitida por el polvo y el gas que lo rodea. [122]
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 gravitacional de la materia que cae desde el disco hacia el agujero negro. [123] [124] La luminosidad del AGN depende de la masa del SMBH y de la velocidad a la que la materia cae sobre él. En aproximadamente el 10% de estas galaxias, un par de chorros energéticos diametralmente opuestos expulsan 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. [125]
galaxia seyfert
Las galaxias Seyfert son uno de los dos grupos más grandes de galaxias activas, junto con los quásares. Tienen núcleos tipo cuásar (fuentes de radiación electromagnética muy luminosas, distantes y brillantes) con brillos superficiales muy altos; pero a diferencia de los quásares, sus galaxias anfitrionas son claramente detectables. [126] Vista a través de un telescopio, una galaxia Seyfert parece una galaxia ordinaria con una estrella brillante superpuesta sobre el núcleo. Las galaxias Seyfert se dividen en dos subtipos principales según las frecuencias observadas en sus espectros. [127]
Quásar
Los cuásares son los miembros más energéticos y distantes de los núcleos galácticos activos. Extremadamente luminosas, fueron identificadas por primera vez como fuentes de energía electromagnética de alto corrimiento al rojo, incluidas ondas de radio y luz visible, que parecían más similares a las estrellas que a fuentes extendidas similares a las galaxias. Su luminosidad puede ser 100 veces mayor que la de la Vía Láctea. [128] El quásar conocido más cercano, Markarian 231 , está a unos 581 millones de años luz de la Tierra, [129] mientras que se han descubierto otros tan lejos como UHZ1 , aproximadamente a 13,2 mil millones de años luz de distancia. [130] [131] Los cuásares son dignos de mención por proporcionar la primera demostración del fenómeno de que la gravedad puede actuar como una lente para la luz . [132]
Otros AGN
Se cree que los blazares son galaxias activas con un chorro relativista apuntado 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. [125]
Posiblemente relacionadas con los núcleos galácticos activos (así como con las regiones de estallido estelar ) se encuentran las regiones de líneas de emisión nuclear (LINER) de baja ionización. La emisión de galaxias de tipo LINER está dominada por elementos débilmente ionizados . Las fuentes de excitación de las líneas débilmente ionizadas incluyen estrellas post- AGB , AGN y choques. [133] Aproximadamente un tercio de las galaxias cercanas se clasifican como que contienen núcleos LINER. [124] [133] [134]
Galaxia infrarroja luminosa
Las galaxias infrarrojas luminosas (LIRG) son galaxias con luminosidades (la medida de la producción de potencia electromagnética) superiores a 10 11 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, lo que reirradia la energía en el infrarrojo. Una luminosidad lo suficientemente alta como para ser un LIRG requiere una tasa de formación de estrellas de al menos 18 M☉ año −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. [135] [136] 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. Se cree que los LIRG se crean a partir de la fuerte interacción y fusión de galaxias espirales. [137] Si bien son poco comunes en el universo local, los LIRG y ULIRGS eran más frecuentes cuando el universo era más joven. [136]
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, durante las últimas décadas los astrónomos han establecido varios criterios para definir el tamaño de las galaxias.
Diámetro angular
Ya en tiempos de Edwin Hubble en 1936, hubo intentos de caracterizar los diámetros de las galaxias. Los primeros esfuerzos se basaron en el ángulo observado subtendido por la galaxia y su distancia estimada, lo que condujo a un diámetro angular (también llamado "diámetro métrico"). [138] Este tipo de medición está sujeto a dos problemas importantes, a saber, que la distancia estimada a la galaxia debe corregirse para la expansión espacial relacionada con el corrimiento al rojo y que las colecciones de datos de diámetro angular están sujetas a un sesgo de selección ya que las observaciones más distantes preferentemente Selecciona los objetos más luminosos. [139]
Diámetro isoftal
El diámetro isoftal se introduce como una forma convencional de medir el tamaño de una galaxia en función del brillo aparente de su superficie. [140] 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/arcsec 2 ; a veces expresado como mag arcsec −2 ), lo 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/arcseg 2 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 del cielo de un segundo de arco cuadrado. [141] El diámetro isoftal se define típicamente como la región que encierra toda la luz hasta 25 mag/arcsec 2 en la banda B azul , [142] que luego se conoce como el estándar D 25 . [143]
Radio efectivo (media luz) y sus variaciones.
El radio de penumbra (también conocido como radio efectivo ; Re ) es una medida que se basa en el flujo de brillo general de la galaxia. 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. [147] La elección de utilizar el 50% fue arbitraria, pero resultó útil en trabajos posteriores de RA Fish en 1963, [148] donde estableció una ley de concentración de luminosidad que relaciona la brillos de las galaxias elípticas y sus respectivos R e , y por José Luis Sérsic en 1968 [149] que definió una relación masa-radio en las galaxias. [140]
Al definir R e , es necesario capturar el flujo de brillo general de la galaxia, con un método empleado por Bershady en 2000 que sugiere medir dos veces el tamaño donde el flujo de brillo de un radio elegido arbitrariamente, definido como el flujo local, dividido por el flujo medio global es de 0,2. [150] El uso del radio de penumbra permite una estimación aproximada del tamaño de una galaxia, pero no es particularmente útil para determinar su morfología. [151]
Existen variaciones de este método. En particular, en el Catálogo de Galaxias de ESO-Uppsala se habían utilizado 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 el diámetro de una galaxia. [152]
Magnitud petrosiana
Descrito por primera vez por Vahe Petrosian en 1976, [153] el 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 y contrarrestara 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 que sigue la ley de Vaucouleurs . [154]
Las magnitudes petrosianas tienen la ventaja de ser independientes del desplazamiento al rojo y de la distancia, 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. [155]
El Centro de Análisis y Procesamiento de Infrarrojos [156] ha emitido una crítica a una versión anterior de este método , donde el método causa una magnitud de error (más del 10%) de los valores que el uso del diámetro isoftal. El uso de magnitudes petrosianas también tiene la desventaja de perder la mayor parte de la luz fuera de la apertura petrosiana, que se define en relación con el perfil de brillo general de la galaxia, especialmente para galaxias elípticas, con relaciones señal-ruido más altas en distancias más altas y desplazamientos al rojo. [157] Graham et al. han publicado una corrección para este método . en 2005, partiendo del supuesto de que las galaxias siguen la ley de Sérsic . [155]
Método de infrarrojo cercano
2MASS ha utilizado este método 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 oscuras, más frías y más viejas, tiene una forma de aproximación diferente en comparación con otros métodos que normalmente utilizan el filtro B. El detalle del método utilizado por 2MASS ha sido descrito detalladamente en un documento de Jarrett et al. , y la encuesta midió varios parámetros. [158]
La elipse de apertura estándar (área de detección) está definida por la isófota infrarroja en la banda K s (aproximadamente 2,2 μm de longitud de onda) de 20 mag/arcsec 2 . Se ha empleado al menos cuatro métodos para recopilar el flujo luminoso general de la galaxia: el primero es una apertura circular que se extiende a 7 segundos de arco desde el centro, una isófota de 20 mag/seg 2 , una apertura "total" definida por la distribución radial de la luz. 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"). [158]
Estructuras de mayor escala
Los estudios de cielo profundo muestran que las galaxias a menudo se encuentran en grupos y cúmulos . Las galaxias solitarias que no han interactuado significativamente con otras galaxias de masa comparable en los últimos miles de millones de años son relativamente escasas. [159] Sólo alrededor del 5% de las galaxias estudiadas están aisladas en este sentido. [160] [161] Sin embargo, es posible que hayan interactuado e incluso se hayan fusionado con otras galaxias en el pasado, [162] y es posible que todavía estén orbitadas por galaxias satélite más pequeñas. [163]
A gran escala, el universo se expande continuamente, lo que provoca un aumento medio de la separación entre galaxias individuales (véase la ley de Hubble ). Las asociaciones de galaxias pueden superar esta expansión a escala local gracias a su atracción gravitacional mutua. Estas asociaciones se formaron temprano, cuando grupos de materia oscura unieron sus respectivas galaxias. Posteriormente, los grupos cercanos se fusionaron 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 . [164] Aproximadamente entre el 70% y el 80% de la masa de un cúmulo está en forma de materia oscura, entre el 10% y el 30% consiste en este gas calentado y el porcentaje restante en forma de galaxias. [165]
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. [166] [167] Para permanecer gravitacionalmente ligado a tal grupo, cada galaxia miembro debe tener una velocidad suficientemente baja para evitar que escape (ver Teorema de Virial ). Sin embargo, si no hay suficiente energía cinética , el grupo puede evolucionar hacia un número menor de galaxias mediante fusiones. [168]
Los cúmulos de galaxias están formados por cientos o miles de galaxias unidas por la gravedad. [169] Los cúmulos de galaxias suelen estar dominados por una única galaxia elíptica gigante, conocida como el cúmulo de galaxias más brillante , que, con el tiempo, destruye por mareas sus galaxias satélites y añade su masa a la suya propia. [170]
Plano sur de la Vía Láctea desde longitudes de onda submilimétricas [171]
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 vastos vacíos vacíos. [172] Por encima de esta escala, el universo parece ser el mismo en todas las direcciones ( isotrópico y homogéneo), [173] aunque esta noción ha sido cuestionada en los últimos años por numerosos hallazgos de estructuras a gran escala que parecen estar excediendo esta escala. . La Gran Muralla Hércules-Corona Boreal , actualmente la estructura más grande del universo encontrada hasta ahora, tiene 10 mil millones de años luz (tres gigaparsecs) de longitud. [174] [175] [176]
La Vía Láctea es miembro de una asociación denominada 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. [177] 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 . [178] A su vez, el Supercúmulo de Virgo es una porción del Supercúmulo de Laniakea . [179]
Campos magnéticos
Las galaxias tienen sus propios campos magnéticos . El campo magnético de una galaxia influye en su dinámica de múltiples maneras, incluida la formación de brazos espirales y el transporte de momento angular en nubes de gas. Este último efecto es particularmente importante, ya que es un factor necesario para el colapso gravitacional de esas nubes y, por tanto, para la formación de estrellas. [180]
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 , 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 estelar, como M 51, M 83 y NGC 6946, tienen 15 μG en promedio. En los brazos espirales prominentes, la intensidad del campo puede alcanzar hasta 25 μG, en regiones donde también se concentran gases fríos y polvo. Los campos de equipartición total más fuertes (50-100 μG) se encontraron en galaxias con estallido estelar , por ejemplo, en M 82 y las Antenas ; y en regiones de formación de estrellas nucleares, como los centros de NGC 1097 y otras galaxias barradas . [180]
Formación y evolución
Formación
Impresión artística de un protocúmulo formándose en el universo primitivo [181]
Los modelos actuales de formación de galaxias en el universo temprano 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 todavía no se había formado ninguna estrella. Por ello, a este período se le ha llamado la " edad oscura ". Fue a partir de 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 fríos de materia oscura . [182] [183] Estas estructuras primordiales permitieron que los gases se condensaran en protogalaxias , nubes de gas a gran escala que fueron precursoras de las primeras galaxias. [184] : 6
A medida que el gas cae bajo la gravedad de los halos de materia oscura, su presión y temperatura aumentan. Para condensarse aún más, el gas debe irradiar energía. Este proceso fue lento en el universo primitivo dominado por átomos y moléculas de hidrógeno que son radiadores ineficientes en comparación con elementos más pesados. A medida que los grupos de gas se agregan formando discos giratorios, las temperaturas y presiones continúan aumentando. Algunos lugares dentro del disco alcanzan una densidad lo suficientemente alta como para formar estrellas.
Impresión artística de una galaxia joven que acumula material
Una vez que las protogalaxias comenzaron a formarse y contraerse, en su interior aparecieron las primeras estrellas del halo , llamadas estrellas de Población III . [185] Estos estaban compuestos de gas primordial, casi en su totalidad de hidrógeno y helio. La emisión de las primeras estrellas calienta el gas restante, lo que ayuda a desencadenar la formación de estrellas adicionales; La emisión de luz ultravioleta de la primera generación de estrellas reionizó el hidrógeno neutro circundante en esferas en expansión que finalmente alcanzaron todo el universo, un evento llamado reionización . [186] Las estrellas más masivas colapsan en violentas explosiones de supernova que liberan elementos pesados ("metales") en el medio interestelar . [187] [184] : 14 Este contenido de metal se incorpora a las estrellas de población II .
Los modelos teóricos de la formación temprana de galaxias han sido verificados y fundamentados por una gran cantidad y variedad de observaciones astronómicas sofisticadas. [184] : 43 Las observaciones fotométricas generalmente necesitan confirmación espectroscópica debido al gran número de mecanismos que pueden introducir errores sistemáticos. Por ejemplo, una observación fotométrica de alto desplazamiento al rojo (z ~ 16) realizada por el Telescopio Espacial James Webb (JWST) se corrigió posteriormente para acercarla a z ~ 5. [188]
Sin embargo, se están acumulando observaciones confirmadas del JWST y otros observatorios, lo que permite una observación sistemática. Comparación de las galaxias primitivas con las predicciones de la teoría. [189]
La evidencia de estrellas individuales de Población III en galaxias tempranas es aún más desafiante. Incluso la evidencia espectroscópica aparentemente confirmada puede tener otros orígenes. Por ejemplo, los astrónomos informaron evidencia de emisiones de He II para estrellas de Población III en la galaxia Cosmos Redshift 7 , con un valor de corrimiento al rojo de 6,60. [190] Observaciones posteriores [191] encontraron líneas de emisión metálicas, O III , inconsistentes con una estrella de galaxia temprana. [185] : 108
Diferentes componentes de la luz de fondo del infrarrojo cercano detectados por el Telescopio Espacial Hubble en estudios de cielo profundo [192]
Evolución
Una vez que las estrellas comienzan a formarse, emitir radiación y, en algunos casos, explotar, el proceso de formación de galaxias se vuelve muy complejo e implica interacciones entre las fuerzas de la gravedad, la radiación y la energía térmica. Muchos detalles aún no se comprenden bien. [193]
Mil millones de años después de la formación de una galaxia, comienzan a aparecer estructuras clave. [194] Se forman cúmulos globulares , el agujero negro supermasivo central y un bulto galáctico de estrellas de 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 agregada. [195] Durante esta época temprana, las galaxias experimentan un importante estallido de formación estelar. [196]
Durante los siguientes dos mil millones de años, la materia acumulada se asienta en un disco galáctico . [197] Una galaxia continuará absorbiendo material que cae de nubes de alta velocidad y galaxias enanas a lo largo de su vida. [198] Esta materia es principalmente hidrógeno y helio. El ciclo de nacimiento y muerte estelar aumenta lentamente la abundancia de elementos pesados, permitiendo eventualmente la formación de planetas . [199]
Las tasas de formación de estrellas en las galaxias dependen de su entorno local. Las galaxias "vacías" aisladas tienen la tasa más alta por masa estelar, mientras que las galaxias de "campo" asociadas con galaxias espirales tienen tasas más bajas y las galaxias en cúmulos densos tienen las tasas más bajas. [201]
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. [202] 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 polvo interestelar que forma los brazos espirales produce un largo tren de estrellas conocido como colas de marea. Se pueden ver ejemplos de estas formaciones en NGC 4676 [203] o las Galaxias Antenas . [204]
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 chocar en unos cinco a seis mil millones de años. Aunque la Vía Láctea nunca antes había chocado con una galaxia tan grande como Andrómeda, sí chocó y se fusionó con otras galaxias en el pasado. [205] Las simulaciones cosmológicas indican que, hace 11 mil millones de años, se fusionó con una galaxia particularmente grande que ha sido denominada Kraken . [206] [207]
Estas 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 estelar probablemente también alcanzó su punto máximo hace unos diez mil millones de años. [208]
Futuras tendencias
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. [209] Las galaxias elípticas carecen en gran medida de este gas y, por lo tanto, forman pocas estrellas nuevas. [210] 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. [211] [212]
Se espera que la era actual de formación estelar continúe durante hasta cien mil millones de años, y luego la "era estelar" terminará después de unos diez billones a cien billones de años (10 13 –10 14 años), como la más pequeña, Las estrellas más longevas del universo visible, las diminutas enanas rojas , comienzan a desvanecerse. Al final de la era estelar, las galaxias estarán compuestas por objetos compactos : enanas marrones , enanas blancas enfriadas o frías (" enanas negras "), estrellas de neutrones y agujeros negros . Con el tiempo, 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. [211] [213]
19 galaxias espirales vistas desde el Telescopio Espacial James Webb en luz infrarroja cercana y media. Las estrellas más viejas aparecen aquí de color azul y están agrupadas en los núcleos de las galaxias. Polvo brillante que muestra dónde existe alrededor y entre las estrellas y que aparece en tonos rojos y naranjas. Las estrellas que aún no se han formado completamente y están encerradas en gas y polvo aparecen de color rojo brillante. [214]
^ Este es el diámetro medido con el estándar D25. Un estudio de 2018 sugirió que hay presencia de estrellas de disco más allá de este diámetro, aunque no está claro en qué medida esto influye en el perfil de brillo de la superficie. [10] [11]
^ Wright llamó a la Vía Láctea Vortex Magnus (Gran Remolino) y estimó que su diámetro era 8,64 × 10 12 millas (13,9 × 10 12 km). [32]
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![19 galaxias espirales vistas desde el Telescopio Espacial James Webb en luz infrarroja cercana y media. Las estrellas más viejas aparecen aquí de color azul y están agrupadas en los núcleos de las galaxias. Polvo brillante que muestra dónde existe alrededor y entre las estrellas y que aparece en tonos rojos y naranjas. Las estrellas que aún no se han formado completamente y están encerradas en gas y polvo aparecen de color rojo brillante.[214]](http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/d/df/PHANGS_image_mosaic.jpg/1280px-PHANGS_image_mosaic.jpg)
