Las galaxias espirales forman una clase de galaxias descritas originalmente por Edwin Hubble en su obra de 1936 El reino de las nebulosas [1] y, como tales, forman parte de la secuencia de Hubble . La mayoría de las galaxias espirales consisten en un disco plano y giratorio que contiene estrellas , gas y polvo , y una concentración central de estrellas conocida como bulbo . Estos suelen estar rodeados por un halo de estrellas mucho más tenue , muchas de las cuales residen en cúmulos globulares .
Las galaxias espirales reciben su nombre por sus estructuras espirales que se extienden desde el centro hasta el disco galáctico. Los brazos espirales son sitios de formación estelar en curso y son más brillantes que el disco circundante debido a las estrellas OB jóvenes y calientes que los habitan.
Se observa que aproximadamente dos tercios de todas las espirales tienen un componente adicional en forma de una estructura similar a una barra, [2] que se extiende desde el bulbo central, en cuyos extremos comienzan los brazos espirales. La proporción de espirales barradas en relación con las espirales sin barras probablemente haya cambiado a lo largo de la historia del universo , con solo un 10% con barras hace unos 8 mil millones de años, a aproximadamente una cuarta parte hace 2500 millones de años, hasta la actualidad, donde más de dos tercios de las galaxias en el universo visible ( volumen de Hubble ) tienen barras. [3]
La Vía Láctea es una espiral barrada, aunque la barra en sí es difícil de observar desde la posición actual de la Tierra dentro del disco galáctico. [4] La evidencia más convincente de que las estrellas forman una barra en el centro galáctico proviene de varios estudios recientes, incluido el Telescopio Espacial Spitzer . [5]
Junto con las galaxias irregulares , las galaxias espirales constituyen aproximadamente el 60% de las galaxias en el universo actual. [6] Se encuentran principalmente en regiones de baja densidad y son raras en los centros de los cúmulos de galaxias. [7]
Las galaxias espirales pueden constar de varios componentes distintos:
La importancia relativa, en términos de masa, brillo y tamaño, de los diferentes componentes varía de galaxia a galaxia.
Los brazos espirales son regiones de estrellas que se extienden desde el centro de las galaxias espirales barradas y no barradas . Estas regiones largas y delgadas se asemejan a una espiral y por eso las galaxias espirales reciben su nombre. Naturalmente, las diferentes clasificaciones de galaxias espirales tienen estructuras de brazos distintas. Las galaxias Sc y SBc, por ejemplo, tienen brazos muy "flojos", mientras que las galaxias Sa y SBa tienen brazos muy envueltos (con referencia a la secuencia de Hubble). De cualquier manera, los brazos espirales contienen muchas estrellas jóvenes y azules (debido a la alta densidad de masa y la alta tasa de formación de estrellas), que hacen que los brazos sean tan brillantes.
Un bulbo es un grupo grande y compacto de estrellas. El término se refiere al grupo central de estrellas que se encuentra en la mayoría de las galaxias espirales, que suele definirse como el exceso de luz estelar por encima de la extrapolación hacia el interior de la luz del disco exterior (exponencial).
Utilizando la clasificación de Hubble, el bulbo de las galaxias Sa suele estar compuesto por estrellas de Población II , que son estrellas viejas y rojas con bajo contenido de metales. Además, el bulbo de las galaxias Sa y SBa tiende a ser grande. En contraste, los bulbos de las galaxias Sc y SBc son mucho más pequeños [9] y están compuestos por estrellas jóvenes y azules de Población I. Algunos bulbos tienen propiedades similares a las de las galaxias elípticas (reducidas a una menor masa y luminosidad); otros simplemente aparecen como centros de discos de mayor densidad, con propiedades similares a las galaxias de disco.
Se cree que muchos bulbos albergan un agujero negro supermasivo en sus centros. En nuestra galaxia, por ejemplo, el objeto llamado Sagitario A* es un agujero negro supermasivo. Existen muchas líneas de evidencia de la existencia de agujeros negros en los centros de las galaxias espirales, incluida la presencia de núcleos activos en algunas galaxias espirales y mediciones dinámicas que encuentran grandes masas centrales compactas en galaxias como Messier 106 .
Se observan elongaciones de estrellas en forma de barra en aproximadamente dos tercios de todas las galaxias espirales. [10] [11] Su presencia puede ser fuerte o débil. En las galaxias espirales (y lenticulares) vistas de canto, la presencia de la barra a veces se puede discernir por las estructuras fuera del plano en forma de X o (de cáscara de maní) [12] [13] que normalmente tienen una visibilidad máxima en la mitad de la longitud de la barra en el plano.
La mayor parte de las estrellas en una galaxia espiral están ubicadas cerca de un solo plano (el plano galáctico ) en órbitas circulares más o menos convencionales alrededor del centro de la galaxia (el centro galáctico ), o en un bulbo galáctico esferoidal alrededor del núcleo galáctico.
Sin embargo, algunas estrellas habitan en un halo esferoidal o esferoide galáctico , un tipo de halo galáctico . El comportamiento orbital de estas estrellas es discutido, pero pueden exhibir órbitas retrógradas y/o muy inclinadas , o no moverse en órbitas regulares en absoluto. Las estrellas de halo pueden adquirirse a partir de pequeñas galaxias que caen y se fusionan con la galaxia espiral; por ejemplo, la Galaxia Esferoidal Enana de Sagitario está en proceso de fusionarse con la Vía Láctea y las observaciones muestran que algunas estrellas en el halo de la Vía Láctea han sido adquiridas de ella.
A diferencia del disco galáctico, el halo parece estar libre de polvo y, en mayor contraste, las estrellas en el halo galáctico son de Población II , mucho más antiguas y con una metalicidad mucho menor que sus primas de Población I en el disco galáctico (pero similares a las del bulbo galáctico). El halo galáctico también contiene muchos cúmulos globulares.
El movimiento de las estrellas del halo las lleva a atravesar el disco en ocasiones, y se cree que varias pequeñas enanas rojas cercanas al Sol pertenecen al halo galáctico, por ejemplo, la estrella de Kapteyn y Groombridge 1830. Debido a su movimiento irregular alrededor del centro de la galaxia, estas estrellas a menudo muestran un movimiento propio inusualmente alto .
BRI 1335-0417 es la galaxia espiral más antigua y distante conocida, a fecha de 2024. La galaxia tiene un corrimiento al rojo de 4,4, lo que significa que su luz tardó 12.400 millones de años en llegar a la Tierra. [15]
La galaxia espiral de gran diseño más antigua registrada es BX442 . Con once mil millones de años, es más de dos mil millones de años más antigua que cualquier descubrimiento anterior. Los investigadores creen que la forma de la galaxia se debe a la influencia gravitatoria de una galaxia enana compañera . Los modelos informáticos basados en esa suposición indican que la estructura espiral de BX442 durará unos 100 millones de años. [16] [17]
A1689B11 es una galaxia espiral extremadamente antigua ubicada en el cúmulo de galaxias Abell 1689 en la constelación de Virgo. [18] A1689B11 está a 11 mil millones de años luz de la Tierra y se formó 2.6 mil millones de años después del Big Bang. [19] [20]
En junio de 2019, los científicos ciudadanos a través de Galaxy Zoo informaron que la clasificación habitual de Hubble , particularmente en lo que respecta a las galaxias espirales , podría no ser compatible y podría necesitar una actualización. [21] [22]
El pionero de los estudios sobre la rotación de la galaxia y la formación de los brazos espirales fue Bertil Lindblad en 1925. Se dio cuenta de que la idea de estrellas dispuestas permanentemente en forma de espiral era insostenible. Dado que la velocidad angular de rotación del disco galáctico varía con la distancia al centro de la galaxia (según un modelo gravitacional del tipo del sistema solar estándar), un brazo radial (como un radio) se curvaría rápidamente a medida que la galaxia rota. El brazo, después de unas cuantas rotaciones galácticas, se volvería cada vez más curvado y se enrollaría alrededor de la galaxia cada vez más apretado. Esto se llama el problema del enrollamiento . Las mediciones realizadas a finales de la década de 1960 mostraron que la velocidad orbital de las estrellas en las galaxias espirales con respecto a su distancia al centro galáctico es de hecho más alta de lo esperado a partir de la dinámica newtoniana , pero aún no puede explicar la estabilidad de la estructura espiral.
Desde la década de 1970, han existido dos hipótesis o modelos principales para las estructuras espirales de las galaxias:
Estas diferentes hipótesis no son mutuamente excluyentes, ya que pueden explicar diferentes tipos de brazos espirales.
Bertil Lindblad propuso que los brazos representan regiones de mayor densidad (ondas de densidad) que giran más lentamente que las estrellas y el gas de la galaxia. A medida que el gas entra en una onda de densidad, se comprime y forma nuevas estrellas, algunas de las cuales son estrellas azules de corta vida que iluminan los brazos. [24]
La primera teoría aceptable para la estructura espiral fue ideada por CC Lin y Frank Shu en 1964 [25], intentando explicar la estructura a gran escala de las espirales en términos de una onda de pequeña amplitud que se propaga con una velocidad angular fija, que gira alrededor de la galaxia a una velocidad diferente de la del gas y las estrellas de la galaxia. Sugirieron que los brazos espirales eran manifestaciones de ondas de densidad espirales; asumieron que las estrellas viajan en órbitas ligeramente elípticas y que las orientaciones de sus órbitas están correlacionadas, es decir, las elipses varían en su orientación (una respecto de otra) de manera suave a medida que aumenta la distancia desde el centro galáctico. Esto se ilustra en el diagrama de la derecha. Es claro que las órbitas elípticas se acercan en ciertas áreas para dar el efecto de brazos. Por lo tanto, las estrellas no permanecen para siempre en la posición en la que las vemos ahora, sino que pasan a través de los brazos a medida que viajan en sus órbitas [26] .
Existen las siguientes hipótesis sobre la formación de estrellas causada por ondas de densidad:
Los brazos espirales parecen visualmente más brillantes porque contienen tanto estrellas jóvenes como estrellas más masivas y luminosas que el resto de la galaxia. Como las estrellas masivas evolucionan mucho más rápido, [27] su desaparición tiende a dejar un fondo más oscuro de estrellas más débiles inmediatamente detrás de las ondas de densidad. Esto hace que las ondas de densidad sean mucho más prominentes. [24]
Los brazos espirales simplemente parecen pasar a través de las estrellas más antiguas a medida que viajan en sus órbitas galácticas, por lo que tampoco necesariamente siguen los brazos. [24] A medida que las estrellas se mueven a través de un brazo, la velocidad espacial de cada sistema estelar se modifica por la fuerza gravitacional de la densidad local más alta. Además, las estrellas recién creadas no permanecen fijas para siempre en la posición dentro de los brazos espirales, donde la velocidad espacial promedio vuelve a la normalidad después de que las estrellas se van al otro lado del brazo. [26]
Charles Francis y Erik Anderson demostraron, a partir de observaciones de los movimientos de más de 20.000 estrellas locales (dentro de un radio de 300 parsecs), que las estrellas se mueven a lo largo de brazos espirales, y describieron cómo la gravedad mutua entre estrellas hace que las órbitas se alineen en espirales logarítmicas. Cuando la teoría se aplica al gas, las colisiones entre nubes de gas generan las nubes moleculares en las que se forman nuevas estrellas , y se explica la evolución hacia espirales bisimétricas de gran diseño. [28]
Las estrellas en espiral se distribuyen en discos delgados radiales con perfiles de intensidad tales que [29] [30] [31]
siendo la escala de longitud del disco; es el valor central; es útil definir: como el tamaño del disco estelar, cuya luminosidad es
.
Los perfiles de luz de las galaxias espirales, en términos de la coordenada , no dependen de la luminosidad de la galaxia.
Antes de que se supiera que existían galaxias espirales fuera de nuestra galaxia, la Vía Láctea, a menudo se las denominaba nebulosas espirales , debido a Lord Rosse , cuyo telescopio Leviatán fue el primero en revelar la estructura espiral de las galaxias. En 1845 descubrió la estructura espiral de M51, una galaxia apodada más tarde como la " galaxia del remolino ", y sus dibujos de ella se parecen mucho a las fotografías modernas. En 1846 y en 1849 Lord Rosse identificó un patrón similar en Messier 99 y Messier 33 respectivamente. En 1850 hizo el primer dibujo de la estructura espiral de la galaxia de Andrómeda . En 1852 Stephen Alexander supuso que la Vía Láctea también es una nebulosa espiral. [32]
La cuestión de si tales objetos eran galaxias separadas e independientes de la Vía Láctea, o un tipo de nebulosa existente dentro de nuestra propia galaxia, fue el tema del Gran Debate de 1920, entre Heber Curtis del Observatorio Lick y Harlow Shapley del Observatorio del Monte Wilson . A partir de 1923, Edwin Hubble [33] [34] observó variables cefeidas en varias nebulosas espirales, incluida la llamada "Nebulosa de Andrómeda" , demostrando que son, de hecho, galaxias enteras fuera de la nuestra. Desde entonces, el término nebulosa espiral ha caído en desuso.
En el pasado, se consideraba que la Vía Láctea era una galaxia espiral normal. Los astrónomos empezaron a sospechar que la Vía Láctea era una galaxia espiral barrada en la década de 1960. [35] [36] Sus sospechas se confirmaron en 2005 con las observaciones del telescopio espacial Spitzer , [37] que demostraron que la barra central de la Vía Láctea es más grande de lo que se sospechaba anteriormente.
y Shu demostraron que este patrón espiral persistiría más o menos para siempre, aunque las estrellas individuales y las nubes de gas siempre están entrando y saliendo de los brazos..
