CLASIFICACIÓN DE LAS GALAXIAS
Las galaxias poseen gran variedad de
formas y tamaños, pero pueden ser 
clasificadas en dos tipos principales
a simple vista. Casi todas las galaxias son, aparentemente, bien elípticas o
bien espirales. También las hay irregulares.
clasificadas en dos tipos principales
a simple vista. Casi todas las galaxias son, aparentemente, bien elípticas o
bien espirales. También las hay irregulares.
La clasificación se efectúa
normalmente de acuerdo con la forma, siguiendo un esquema conocido como
diagrama en «diapasón», divisado por vez primera por el astrónomo
estadounidense Edwin Hubble en la década de 1920.
Las
galaxias elípticas son grandes cúmulos de estrellas que oscilan de forma, desde
esferas perfectas hasta elipses aplanadas semejantes a puros. Las mayores
galaxias del Universo conocido son sistemas elípticos enormes. Existen en los
centros de densos cúmulos de galaxias, y se estima que contienen hasta cien billones de estrellas.
Al
parecer, estas galaxias llegaron a ser tan grandes por absorción de otras más
pequeñas que erraban muy cercanas, hasta ser capturadas por los vastos campos
gravitacionales de aquéllas. Por otra parte, las galaxias elípticas enanas son
algunos de los sistemas estelares más pequeños conocidos, con alrededor de sólo
un millón de estrellas. Se considera que son abundantes, pero resulta difícil
detectarlas debido a su pequeño tamaño. Todas las estrellas contenidas en las
galaxias elípticas son viejas, no existiendo en la actualidad ninguna formación
estelar dentro de ellas.
Las galaxias espirales son objetos
que recuerdan fuegos artificiales, mostrando reciente v continua formación
estelar. Contienen una protuberancia central de estrellas viejas conocida como
núcleo, circundado por un disco de material en el que constantemente se están
formando nuevas estrellas. De ese núcleo parten espirales. Estos “brazos”
espirales rotan gradualmente alrededor del centro de la galaxia, siguiendo las
regiones comprimidas de material del disco dentro de las cuales se están
formando nuevas estrellas.
Las galaxias espirales (S) aparecen
en variedad de tipos, que normalmente se clasifican según el desarrollo de los
brazos espirales y cuán grande sea el núcleo (Sa, Sb y Sc). Aproximadamente la
mitad de todas las galaxias espirales identificadas hasta ahora tienen una
característica distintiva adicional. Es ésta una estructura de estrellas y
polvo interestelar en forma de barra recta que emanan desde el núcleo galáctico
y se introducen en el disco. Los brazos espirales giran entonces desde los
extremos de las barras.
Estas galaxias se denominan galaxias
espirales barradas (SB). Al igual que las galaxias espirales, pueden ser subdivididas
en diferentes tipos también acorde el alcance de sus brazos y lo significativo
de su núcleo (Sba, SBb y SBc). El origen de las barras parece estar relacionado
con las interacciones gravitacionales de las estrellas en un espiral giratorio.
Las galaxias lenticulares forman una
clase intermedia de galaxia, entre las elípticas y las espirales. Poseen
protuberancias nucleares y un delgado disco de estrellas, pero carecen de
brazos espirales. A veces las galaxias lenticulares también tienen una estructura
en forma de barra.
Las
galaxias carentes de estructura obvia o núcleo son denominadas galaxias
irregulares. Las irregulares de Tipo I son galaxias que muestran evidencia de
brazos espirales que han sido perturbadas de alguna manera. Una irregular de Tipo
II es sólo un confuso cúmulo de estrellas. Hay evidencia de que las galaxias
muy pequeñas de este tipo, conocidas como galaxias irregulares enanas, se
pueden formar a partir de la materia caída dentro del espacio intergaláctico
durante las colisiones entre galaxias mayores. Al igual que las espirales, las
irregulares están experimentando todavía el proceso de formación estelar.
Los dos satélites galácticos de
ESTRUCTURA DE LAS GALAXIAS
Se creyó alguna vez que las regiones
visibles de una galaxia espiral representaban el sistema en su totalidad. Los
astrónomos consideran ahora que la materia que ha formado las estrellas no es
sino una fracción diminuta del material total contenido en el interior de una
galaxia. Esta otra masa está contenida en forma de objetos vagos, demasiado
pálidos como para ser vistos desde las distancias a las que nosotros contemplamos
las galaxias, u otras formas de materia que no podemos detectar directamente.
Entre la materia demasiado pálida
para poder ser vista desde la
Tierra , el disco de una galaxia espiral contiene vastos
caminos de polvo y gas que no están iluminados. Algunas veces, los caminos de
polvo llegan a ser visibles porque bloquean la luz procedente de los brazos
espirales, permitiéndonos reconocer su silueta. El disco galáctico contiene
asimismo muchas estrellas más viejas y vagas que no pueden ser vistas porque
son eclipsadas por las jóvenes estrellas brillantes en los brazos espirales. La
rotación de las estrellas alrededor de las galaxias espirales ha proporcionado
importantes claves para saber que las galaxias contienen mucha más materia de
la que es posible ver. El estudio del modo en que los brazos espirales rotan ha
conducido a los astrónomos a creer que existen grandes halos esféricos
escondidos de materia alrededor de las galaxias espirales.
Según la evidencia visible parecería
que la mayoría de la masa de una galaxia, como la masa del sistema solar, está
concentrada en su centro. Esto implicaría que, a medida que la galaxia rota,
las estrellas situadas más lejos del centro se moverían con mayor lentitud que
aquellas que están más cerca del centro. Sin embargo, la observación no
corrobora esta posibilidad. En cambio, es más probable que la mayor parte de la
masa de una galaxia exista más allá de sus límites visibles, contenida en un
vasto halo esférico de materia.
Se cree que la materia del halo está
contenida en cierta cantidad de objetos diferentes, como por ejemplo: estrellas
pálidas que han escapado del disco de la galaxia; estrellas debilitadas,
conocidas como enanas marrones; y los restos de estrellas que se han colapsado
y muerto, formando objetos que incluyen las estrellas de neutrones y los
agujeros negros. Las nubes de gas están probablemente presentes, también, en el
halo. Junto con los objetos más pálidos, el halo contiene asimismo unos
luminosos conocidos como cúmulos globulares.
Son cúmulos esféricos de estrellas
unidas por su mutua fuerza de gravedad. No existe ningún tipo de formación
estelar dentro de los cúmulos globulares. Orbitan el núcleo de sus galaxias
nodrizas, definiendo una región esférica que se cree que señala los límites del
halo galáctico.
Los cúmulos globulares contienen
estrellas que son muy antiguas, creyéndose que la mayoría se han formado hace
unos 10 billones de años.
Los cúmulos globulares más grandes
contienen unos pocos millones de estrellas. Las galaxias espirales tienen
normalmente unos 150 cúmulos globulares mientras que las galaxias elípticas
pueden tener hasta mil. Se cree que cuando las nubes de gas se colapsaron para
formar las galaxias, las regiones aisladas se colapsaron a su vez por separado
formando los cúmulos globulares.
Muchos astrónomos creen que más allá
del halo galáctico existe una región esférica mucho más grande conocida como
corona. La corona puede ser como cuatro veces el largo del diámetro del halo
galáctico. Puede contener partículas exóticas, conocidas como materia oscura,
que se comportan de forma muy diferente a las cinco partículas estables
fundamentales. Aun criando estas partículas exóticas son, hasta ahora,
indetectables debido a las limitaciones de incluso la tecnología más avanzada
hoy disponible, con todo su presencia puede ser inferida a partir de su efecto
gravitacional sobre la materia luminosa de la galaxia.
Se ha sugerido que la corona podría
contener hasta un 90 por 100 de la materia total de la galaxia.
LA VÍA LÁCTEA
Tradicionalmente, cuando se habla de la Vía Láctea , se hace
referencia a la banda nebulosa de luz que atraviesa el cielo nocturno. El
astrónomo italiano Galileo Galilei (1564-1642) fue el primero en observar la Vía Láctea con un
telescopio. Y apreció que estaba compuesta de incontables estrellas tenues.
Durante los tres siguientes siglos los astrónomos llegaron a comprender que
esta vaga línea de luz es nuestra visión de nuestra propia galaxia. La razón de
que la veamos tan diferente de las otras galaxias es que la estamos viendo
desde dentro.
Aún cuando la galaxia se formara hace
entre 10 y 15 billones de años, el Sol se formó en un brazo espiral hace sólo
unos 4,5 billones de años, y desde entonces ha estado en órbita alrededor del
centro de 
En sí, el centro galáctico es un
lugar de considerable misterio. Está envuelto en nubes de polvo y gas que
bloquean una clara visión de lo que contiene. La luz visible no puede penetrar
estas nubes, contando los astrónomos con observaciones a otras longitudes de
onda de radiación electromagnética que se pueden propagar a través de las nubes
de polvo. Una de las fuentes más brillantes de radioemisión en el cielo
proviene de un objeto conocido como Sagitario A. Se extiende éste por el centro
galáctico, creyendo muchos astrónomos que se trata de un objeto exótico
conocido como agujero negro (blackhole).
Al igual que muchas galaxias grandes la Vía Láctea posee un
número de galaxias más pequeñas que orbitan a su alrededor.
Las Nubes de Magallanes son dos
galaxias satélites, irregulares, habiendo incluso cierta cantidad de galaxias
enanas, más pequeñas capturadas por su influencia gravitacional.
La galaxia está gravitacionalmente
vinculada a otras en una asociación de galaxias conocida como Grupo Local. Éste
contiene 21 miembros conocidos, de los cuales tres son galaxias espirales. EI
resto de las galaxias del Grupo Local son elípticas --incluyendo la gigante
elíptica Mafei I-- y enanas.
Si viésemos nuestra Galaxia presentaría las siguientes características:
QUÉ HAY EN UNA GALAXIA
Hay estrellas sueltas, conglomerados
de estrellas, nebulosas o nubes de gases y polvo, y polvo y gas interestelar.
Hay una tendencia en todo el Universo a la asociación; por ello es común observar
asociaciones estelares o de gases y polvo.
CONGLOMERADOS ESTELARES
Los conglomerados estelares son
grupos de estrellas que debido a su gravitación se mantienen próximas entre sí.
Una de las características a destacar es que todas las estrellas de un mismo
cúmulo presentan la misma edad.
Se pueden clasificar en tres tipos:
abiertos, globulares y las asociaciones o agregados estelares.
CÚMULOS ABIERTOS
Están constituidos por estrellas relativamente jóvenes y
tienen en su mayoría aspecto
asimétrico. No tienen una forma
determinada. Aparecen situados en la proximidad del plano galáctico; no falta
alguna excepción, como el de 
Se conocen casi 500 conglomerados
abiertos, algunos constituidos por una veintena de estrellas, otros por varios
centenares e incluso hasta un millar. El de
CÚMULOS GLOBULARES
Son grupos de estrellas compactas y de
forma casi esférica situados fuera del plano de 
Se diferencian de los conglomerados
abiertos por la edad mucho mayor de las estrellas que los componen (unos 10.000
millones de años) y porque carecen de polvo y gas; además, un cúmulo globular
puede contener varios miles o millones de estrellas.
Uno de los más notables es el M13
(Messier 13, de la constelación de Hércules), situado a unos 34.000 años luz;
es casi esférico y visible con un pequeño telescopio. Sólo en el hemisferio
austral se observan dos a simple vista: omega Centauro y 47 Tucán; se trata de
los más próximos pues están a 22.000 años luz. NGC-2419 es el conglomerado más
lejano conocido, situado a 250.000 años luz.
ASOCIACIONES O AGREGADOS ESTELARES.
Formados por una veintena de estrellas, estos cúmulos
fueron planteados por Ambartsumian, astrofísico armenio. Un ejemplo se
encuentra en la constelación de Perseo (zeta Perseo). Se tratan de estrellas
jóvenes, estrellas bebés, podríamos decir, siguiendo a Ambartsumian.
NEBULOSAS
Son grandes acumulaciones de gas y
polvo interestelares. Hay nebulosas brillantes y oscuras. Las Brillantes
obtienen su luz de una estrella cercana. Las oscuras no tienen ninguna estrella
cercana.
Las brillantes se dividen en nebulosas de
emisión, de reflexión y planetarias. Las primeras emiten luz, las segundas
reflejan y las terceras presentan una enana blanca y parecen planetas por sus
formas más o menos redondeadas.
El ejemplo más conocido de
nebulosa es la llamada Nebulosa del
Cangrejo, para la cual se ha podido calcular la fecha en que se produjo la
explosión de supernova que la originó, a partir de la medición de la velocidad
de expansión de sus componentes respecto de los restos de la estrella. Nebulosa
de la constelación de Tauro, que constituye el resto de la explosión de una
supernova que tuvo lugar en 1054. Es el objeto M1 del catálogo Messier y fue
también la primera radiofuente descubierta.
La identificación errónea entre
galaxias y nebulosas se debió al insuficiente poder de resolución que tuvieron
los telescopios durante largo tiempo, lo que no permitía diferenciarlas con
claridad. Un ejemplo es la galaxia de Andrómeda, llamada por mucho tiempo
nebulosa.
De aspecto muy variado, con
frecuencia las nebulosas evocan formas conocidas que les dan el nombre
(Nebulosa de América del Norte, Nebulosa de la Cabeza de Caballo, etc.). A
pesar de ser muy numerosas y poder ser estudiadas por millares con la ayuda de
telescopios potentes, presentan grandes dificultades de observación porque
carecen de luz propia y la materia de que están constituidas es extremadamente
difusa.
Los gases que las forman (sobre todo
hidrógeno y helio) presentan concentraciones que van desde 1 hasta 1 millón de
átomos por centímetro cúbico, mientras que el polvo que contienen (elementos
pesados y moléculas complejas) presenta densidades aún más bajas. A pesar de
ello, estas concentraciones de materia interestelar poseen una cantidad
suficiente de átomos luminiscentes y de granos de polvo capaces de reflejar la
luz como para poder ser fotografiadas (empleando emulsiones muy sensibles y con
tiempos de exposición muy prolongados). La dinámica de estas masas de materia
está gobernada por la atracción gravitatoria, de suerte que se produce una atracción
hacia el centro que, cuando alcanza una concentración suficiente, crea las
condiciones adecuadas para la formación de una estrella (aislada o rodeada por
un sistema planetario). Los diversos tipos de nebulosas representan los diferentes
estadios que permiten al universo reutilizar la materia que se ha dispersado
con anterioridad, durante los fenómenos violentos que tienen lugar en él.
Como ejemplos de nebulosas oscura
podemos citar Cabeza de Caballo, de nebulosa brillante Nebulosa de Orión, y
como nebulosa planetaria a la
Nebulosa de la
Lira.
LA MATERIA
INTRAGALÁCTICA
Es grande la cantidad de materia que
hay en el interior de nuestra galaxia, aunque parece apreciarse un vacío
considerable. De la totalidad de la masa estelar galáctica, el gas y el polvo
interestelares constituyen una décima parte, distribuida de manera heterogénea
pero con mayor concentración hacia el plano galáctico.
El polvo interestelar se destaca por
las nubes oscuras notoriamente visibles y porque se produce un oscurecimiento
de la luz de las estrellas. La concentración de polvo hacia el plano galáctico
también disminuye la cantidad de galaxias exteriores observables.
La absorción (la dispersión producida
por las partículas de polvo) es menor para las frecuencias bajas, por lo que se
produce un enrojecimiento de la luz estelar.
En la figura se muestra que para un
observador B, la luz proveniente de la estrella se refleja en las partículas y
se dispersa, indicándose con líneas cortadas las frecuencias altas, y las
nebulosas brillantes de reflexión aparecen azuladas, mientras que la luz que
atraviesa la nube es de baja frecuencia (líneas llenas) y la luz estelar es
enrojecida para un observador A.
En la figura A se aprecia la curva de
disminución de intensidad luminosa provocada por una nube en particular. En B
se muestra el gráfico del oscurecimiento acumulativo general y la curva superior
corresponde al campo interestelar que no presenta absorción luminosa.
Un tipo diferente de nebulosa
brillante es la emisión, constituida por gas excitado por la radiación de una
estrella cercana de alta temperatura. Su energía proviene fundamentalmente de
la radiación del hidrógeno en la línea H que produce su tonalidad rojiza.
Gases
y polvo fino hay entre las estrellas y
las galaxias. La mayor parte de este material no es visible y sólo se puede
detectar mediante el estudio de sus emisiones electromagnéticas o efectos
gravitatorios. El espacio, en promedio, es un vacío mayor que cualquiera de los
que se pueden crear en el laboratorio. En algunos puntos, sin embargo, como en
el disco espiral de galaxias, como la Vía Láctea , la materia es relativamente densa y
puede tener el aspecto de nubes oscuras, nubes que reflejan luz estelar o nubes
iluminadas por la luz ultravioleta de las estrellas cercanas.
La
materia interestelar es, en parte, materia primordial del principio de la
historia del Universo. Está también compuesta de materia arrojada por novas y
supernovas, que incluye elementos, más pesados que el hidrógeno, sintetizados
en interiores estelares. De este material, enriquecido con elementos más
pesados, nacen nuevas estrellas. Aunque el hidrógeno es el componente más
abundante de la materia interestelar, tanto en forma atómica como molecular, (H
y H2),
también el nitrógeno, el oxígeno y el carbono están presentes junto con
moléculas simples como el ion hidroxilo (OH¯), además de agua, alcoholes,
amoníaco y derivados orgánicos relativamente complicados tales como el
formaldehído.
Uno
de los actuales enigmas de la cosmología es el hecho de que, teóricamente, el
Universo debería contener mayor cantidad de masa de la observada. Parte de la
masa no observada puede estar presente como materia oscura interestelar e
intergaláctica no detectada hasta la fecha.
DEL SISTEMA SOLAR AL
UNIVERSO
