Galaxia

NGC 4414, una tpica galaxia espiral en la constelacin ComaBerenices, cuyo dimetro es aproximadamente 17 000 parsec ya una distancia aproximada de 20 millones de parsec.

Una galaxia es un conjunto de estrellas, nubes degas, planetas, polvo csmico, materia oscura y energaunidos gravitatoriamente. La cantidad de estrellas queforman una galaxia es incontable, desde las galaxiasenanas, con 107, hasta las galaxias gigantes, con 1014estrellas.[cita requerida] Formando parte de una galaxia exis-ten subestructuras como las nebulosas, los cmulos este-lares y los sistemas estelares mltiples.Histricamente, las galaxias han sido clasicadas deacuerdo a su forma aparente (morfologa visual, comose la suele nombrar). Una forma comn es la de gala-xia elptica que, como lo indica su nombre, tiene el per-l luminoso de una elipse. Las galaxias espirales tienenforma circular pero con estructura de brazos curvos en-vueltos en polvo. Galaxias inusuales se llaman galaxiasirregulares y son, tpicamente, el resultado de perturba-ciones provocadas por la atraccin gravitacional de gala-xias vecinas. Estas interacciones entre galaxias vecinas,que pueden provocar la fusin de galaxias, pueden indu-cir el intenso nacimiento de estrellas. Finalmente, tene-mos las galaxias pequeas, que carecen de una estructuracoherente y tambin se las llama galaxias irregulares.Se estima que existen ms de cien mil millones(100 000 000 000) de galaxias en el universoobservable.[cita requerida] La mayora de las galaxiastienen un dimetro entre cien y cien mil parsecs yestn usualmente separadas por distancias del ordende un milln de parsecs. El espacio intergalctico estcompuesto por un tenue gas cuya densidad mediano supera un tomo por metro cbico.[cita requerida] La

mayora de las galaxias estn dispuestas en una jerarquade agregados, llamados cmulos, que a su vez puedenformar agregados ms grandes, llamados supercmulos.Estas estructuras mayores estn dispuestas en hojas o enlamentos rodeados de inmensas zonas de vaco en eluniverso.Se especula que la materia oscura constituye el 90 % dela masa en la mayora de las galaxias. Sin embargo, lanaturaleza de este componente no est demostrada, y demomento aparece solo como un recurso terico para sus-tentar la estabilidad observada en las galaxias. La materiaoscura fue propuesta inicialmente en 1933 por el astrno-mo suizo Fritz Zwicky, pues la rotacin observada en lasgalaxias indicaba la presencia de una gran cantidad demateria que no emita luz.

1 HistoriaEn 1610, Galileo Galilei us un telescopio para estudiarla cinta lechosa en el cielo nocturno llamada Va Lctea, ydescubri que est compuesta por una inmensa cantidadde pequeas estrellas.[1] En el ao 1755, Immanuel Kantteoriz sobre la estructura y las agrupaciones de estre-llas en el tratadoHistoria general de la naturaleza y teoradel cielo, basado en un trabajo previo de Thomas Wright.Kant armaba que la Va Lctea era un sistema formadopor miles de sistemas solares como el nuestro, agrupadosen una estructura de orden superior, de caractersticas si-milares a las de los sistemas planetarios, sensiblementeplana, de forma elptica, en movimiento de rotacin al-rededor de un centro y regidas por la misma mecnicaceleste. Tambin supuso que, por el punto de vista des-de el que observamos la Va Lctea y por la densidad deestrellas visibles que agrupa, nuestro sol se encuentra ensu mismo plano y forma parte de ella.[2] Desde un plan-teamiento completamente terico, Kant arm que eralgico suponer la existencia de otros planetas y satlitesorbitando alrededor de otras estrellas, y que deban existirotras Vas Lcteas separadas a distancias de un ordende magnitud comparable a su vasto tamao. Segn su ra-zonamiento, estas galaxias o universos isla tericos seranvisibles desde la Tierra como nubes ovaladas de luz tenue,sin que fuera posible distinguir las estrellas individualesdentro de ellas. Kant las identica con ciertos tipos denebulosas, que Pierre Louis Maupertuis describi comopequeos lugares cuya luz es slo un poco mayor quela oscuridad del espacio celestial, todas ellas con el as-pecto de elipses ms o menos abiertas, pero cuya luz es

1

2 1 HISTORIA

mucho ms dbil que cualquier otra que conozcamos enel cielo.[3]

Galaxia de Andrmeda(M31), en la constelacin de su mismonombre.

Hacia el nal del siglo XVIII las galaxias no haban si-do descubiertas. Charles Messier compil un catlogo(catlogo Messier) que contena 103 objetos astronmi-cos que l denomin nebulosas y cmulos de estrellas,seguido ms tarde por el catlogo elaborado por WilliamHerschel, con hasta 2.514 nuevos objetos de espacioprofundo. En 1845, Lord Rosse construy un nuevotelescopio y que le permiti distinguir las nebulosaselpticas de las circulares. Este telescopio permite ver demanera parcial para poder distinguir en algunas de estasnebulosas fuentes puntuales individuales de luz, con-rmando de manera parcial las anteriores conjeturas deKant.En 1917, Hebert Curtis haba observado la nova S An-drmeda, en la nebulosa de Messier M31. Buscandoen los registros fotogrcos, encontr otras 11 novas yobserv que, en promedio, estas novas eran 10 rdenesde magnitud ms dbiles que las ocurridas en nuestra ga-laxia. Como resultado de esta observacin pudo predecirque dichas novas se deban encontrar a una distancia de150.000 parsecs. Hebert se convirti en un clebre de-fensor de la hiptesis de universos isla, que sostenaque las nebulosas espirales eran realmente galaxias in-dependientes.En 1920 ocurri el gran debate entre Harlow Shapley yHeber Curtis en torno a la naturaleza de nuestra galaxia,las nebulosas espirales y la dimensin del universo. Pa-ra defender la armacin de que M31 era una galaxia ex-terna, Curtis argumentaba que las lneas obscuras obser-vadas en dicha nebulosa eran similares a las nubes depolvo que se observan en la nuestra, Vol. 5 (1925). Usarun nuevo telescopio le permiti a Edwin Hubble resolverlas partes exteriores de algunas nebulosas espirales co-mo colecciones de estrellas individuales. Ms an, Hub-ble pudo identicar en esas estrellas algunas variables ce-feidas y stas le permitieron estimar la distancia a dichasnebulosas: estaban demasiado alejadas para ser partede la Va Lctea. En 1936, Hubble organiz un sistemade clasicacin de galaxias que todava es usado en nues-

tros das: la secuencia de Hubble.El primer intento de describir la forma que tiene la VaLctea fue llevado a cabo por William Herschel en 1785,contando cuidadosamente el nmero de estrellas en dis-tintas regiones del cielo. En 1920 Kapteyn, usando un re-namiento de la tcnica empleada por Herschel, sugirila imagen de una pequea galaxia elipsoidal (15 kilopar-secs de dimetro), con el Sol cerca del centro. Con unmtodo diferente, basado en la distribucin de cmulosglobulares, realizado por Harlow Shapley, emergi unaimagen radicalmente distinta: un disco plano con un di-metro aproximado de 70 kiloparsecs y con un Sol alejadode su centro. Ninguno de los dos anlisis tom en cuentala absorcin de la luz y el polvo interestelar presentes en elplano galctico. Robert Julius Trumpler tom en cuentaestos efectos en 1930, estudiando cmulos abiertos y pro-duciendo la imagen que actualmente se acepta de nuestragalaxia: la Va Lctea es una galaxia espiral con un di-metro aproximado de 30 kiloparsecs.

Distancia

Velocidad

A

B

Velocidad de rotacin: A observada, B predicha.

En 1944 Hendrick van de Hulst predijo que, debido a lapresencia de hidrgeno interestelar, podra detectarse laemisin de microondas de 21 cm de longitud por parte deeste gas. Esta radiacin, detectada en 1951, ha permitidorealizar mejoras en el estudio de la dinmica de galaxias,en tanto que no es bloqueada por la presencia de polvo. Elefecto Doppler puede usarse para estudiar el movimientode este gas en la galaxia. Con la mejora de los radioteles-copios se han podido trazar nubes de gas de hidrgeno enotras galaxias.En 1970, Vera Rubin hizo un estudio sobre la velocidadde rotacin de las galaxias. El resultado de ste y otrosestudios es que la masa conjunta de las estrellas, polvo ygases detectados en una galaxia es insuciente para sos-tener la velocidad de rotacin la misma. Para explicar es-ta discrepancia se ha postulado la existencia de materiaobscura, inobservable, pero cuya masa contribuya con lagravedad necesaria para mantener las velocidades de ro-tacin observadas.A partir de 1990, con el telescopio espacial Hubble yotros telescopios espaciales, que cuentan con cmarassensibles al infrarrojo, ultravioleta, rayos X y rayos gam-ma, el estudio de galaxias ha mejorado sustancialmente.

2.2 Galaxias espirales 3

Nuestra galaxia, la Va Lctea, pertenece a un Grupo Lo-cal de unas cuarenta y seis galaxias dominadas por laVa Lctea y la Galaxia de Andrmeda. Este cmulo seencuentra en el lmite de un sper conglomerado quecomprende casi cinco mil galaxias. El sper cmulo, a suvez, pertenece a otra enorme concentracin de galaxiasreunidas en masas compactas y suaves.

2 Tipos de galaxias

Tipos de galaxias de acuerdo al esquema de clasicacin deHubble.

Las galaxias tienen cuatro conguraciones distintas: elp-ticas, espirales, lenticulares e irregulares. Una descrip-cin algo ms detallada, basada en su apariencia, es laprovista por la secuencia de Hubble, propuesta en el ao1936. Este esquema, que solo descansa en la aparienciavisual, no toma en cuenta otros aspectos, tales como latasa de formacin de estrellas o la actividad del ncleogalctico.

2.1 Galaxias elpticas

(E0-7): Galaxia con forma de elipse. Pueden ser nombra-das desde E0 hasta E7, donde el nmero signica cunovalada es la elipse; as, E0 sera una forma de esfera yE7 de plato o disco. Tambin se puede decir que el n-mero indica su excentricidad multiplicada por 10.Su apariencia muestra escasa estructura y, tpicamente,tienen relativamente poca materia interestelar. En conse-cuencia, estas galaxias tambin tienen un escaso nmerode cmulos abiertos, y la tasa de formacin de estrellas esbaja. Por el contrario, estas galaxias estn dominadas porestrellas viejas, de larga evolucin, que orbitan en torno alncleo en direcciones aleatorias. En este sentido, tienencierto parecido a los cmulos globulares.Las galaxias ms grandes son gigantes elpticas. Se creeque la mayora de las galaxias elpticas son el resultadode la coalicin y fusin de galaxias. stas pueden alcan-zar tamaos enormes y con frecuencia se las encuentra enconglomerados mayores de galaxias, cerca del ncleo.

2.2 Galaxias espirales

La Galaxia Espiral M88.

Las galaxias espirales son discos rotantes de estrellas ymateria interestelar, con una protuberancia central com-puesta principalmente por estrellas ms viejas. A partirde esta protuberancia se extienden unos brazos en formaespiral, de brillo variable.

(Sa-c): Galaxia de forma espiral con brazos deformacin estelar. Las letras minsculas indicancun sueltos se encuentran los brazos, siendo a losbrazos ms apretados y c los ms dispersos.

Galaxias espirales barradas (SBa-c): Galaxia espiralcon una banda central de estrellas. Las letras mins-culas tienen la misma interpretacin que las galaxiasespirales.

Galaxias Espirales Intermedias (SABa-c): Una ga-laxia que, de acuerdo a su forma, se clasica entreuna galaxia espiral barrada y una galaxia espiral sinbarra.

2.3 Galaxias lenticularesLas galaxias lenticulares constituyen un grupo de transi-cin entre las galaxias elpticas y las espirales, y se divi-den en tres subgrupos: SO1, SO2 y SO3. Poseen un disco,una condensacin central muy importante y una envolturaextensa.Incluyen las lenticulares barradas (SBO), que compren-den tres grupos: en el primero (SBO-1), la barra es anchay difusa; en el segundo (SBO-2) es ms luminosa en lasextremidades que en el centro; y en el tercero (SBO-3) esya muy brillante y bien denidas.

2.4 Galaxias irregularesUna galaxia irregular es una galaxia que no encaja en nin-guna clasicacin de galaxias de la secuencia de Hubble.Son galaxias sin forma espiral ni elptica.

4 3 GALAXIAS ACTIVAS

Galaxia lenticular NGC 2787.

Galaxia irregular NGC 1427A (captura del telescopio espacialHubble).

Hay dos tipos de galaxias irregulares. Una galaxia Irr-I(Irr I) es una galaxia irregular que muestra alguna estruc-tura pero no lo suciente para encuadrarla claramente enla clasicacin de las secuencia de Hubble. Una galaxiaIrr-II (Irr II) es una galaxia irregular que no muestra nin-guna estructura que pueda encuadrarla en la secuencia deHubble.Las galaxias enanas irregulares suelen etiquetarse comodI. Algunas galaxias irregulares son pequeas galaxias es-pirales distorsionadas por la gravedad de un vecino mu-cho mayor.Del total de galaxias observadas hasta la fecha solo un 5% de las galaxias brillantes reciben el nombre de galaxia

irregular.

3 Galaxias activasLas galaxias activas son galaxias que liberan grandes can-tidades de energa y/o materia al medio interestelar me-diante procesos que no estn relacionados con los proce-sos estelares ordinarios. Aproximadamente un 10 % delas galaxias pueden clasicarse como galaxias activas.La mayor parte de la energa emitida por las galaxias acti-vas proviene de una pequea y brillante regin del ncleode la galaxia, y en muchos casos se observan lneas espec-trales de emisin anchas y/o estrechas, que evidencian laexistencia de grandes masas de gas girando alrededor delcentro de la galaxia.Los tipos ms importantes de galaxias activas son:

3.1 Galaxias Seyfert

Son galaxias espirales que se caracterizan por tener unncleo puntual muy brillante. Segn su espectro se dis-tinguen:

Galaxia Seyfert Tipo I: poseen lneas anchas de emi-sin.

Galaxia Seyfert Tipo II: poseen lneas estrechas deemisin.

Tambin se observa que estas galaxias emiten dbilmenteen radio.

3.2 Galaxias Starburst

Son galaxias en las que se estn formando enormes can-tidades de estrellas muchas de las cuales, tras morir, ex-plotan produciendo supernova, pese a que este fenmenoforma parte de la evolucin estelar y formalmente estegrupo no estara en nuestra clasicacin. Esta formacinanormalmente alta de estrellas podra estar ligado a me-canismos internos del ncleo de la galaxia.

3.3 Radiogalaxias

Las radiogalaxias suelen estar asociadas a galaxias tipoE con ncleo activo. Emiten a longitudes de onda de ra-dio y algunas pueden ser relativamente dbiles. Suelenser galaxias que se extienden por amplias zonas del espa-cio. Presentan un ncleo brillante y normalmente suelenestar rodeadas por dos chorros de partculas de grandesdimensiones. Adems, en muchas de ellas se ha detectadoradiacin sincrotrn.

53.4 Cusares

Los cusares tienen aparentemente el mismo aspecto deuna estrella; de ah su nombre, que proviene de la con-traccin inglesa quasi-stellar.En esencia, los cusares consisten en un ncleo no resuel-to y muy luminoso con fuertes lneas de emisin anchasy estrechas. En los cusares ms cercanos se observa unanubosidad difusa, revelando que este tipo de objetos noson ms que ncleos de galaxias activas muy lejanas delas que nicamente somos capaces de detectar su ncleo.Se sabe que la masa de estos objetos es muy elevada ygeneralmente presentan una forma estructurada.

4 Vase tambin Va Lctea Blazar Objeto astronmico Grupo Local

5 Referencias[1] Galileo Galilei (en ingls). School of Mathematics and

Statistics University of St Andrews, Scotland. noviembrede 2002. Consultado el 5 de marzo de 2014.

[2] Kant, Immannuel (1755). Parte uno.Historia general dela naturaleza y teora del cielo. traducido al ingls por IanJohnston.

[3] Kant. op. cit. There are small places whose light is so-mewhat more than the darkness of empty celestial space,which all are alike in the fact that they display more or lessopen ellipses, but their light is much weaker than any otherthat we are aware of in the heavens (M. de Maupertuis).

6 Bibliografa Lara Garrido, Lucas (2007) Introduccin a la Fsica

del Cosmos.

7 Enlaces externos

Wikimedia Commons alberga contenido multi-media sobre Galaxia. Commons

Wikcionario tiene deniciones y otra informa-cin sobre galaxia.Wikcionario

Proyecto Celestia. Las Galaxias y ms all. Activi-dad educativa: El Universo.

Astronoo. Galaxias y Va Lctea. Galaxy Zoo. Proyecto voluntario para clasicar lasgalaxias conocidas.

6 8 TEXTO E IMGENES DE ORIGEN, COLABORADORES Y LICENCIAS

8 Texto e imgenes de origen, colaboradores y licencias8.1 Texto

Galaxia Fuente: https://es.wikipedia.org/wiki/Galaxia?oldid=84008459 Colaboradores: AstroNomo, Qubit, Joseaperez, Oblongo, Moriel,Hashar, Julie, Zwobot, Wintermute~eswiki, Gauss, Rosarino, Rafernan, Elwikipedista, Tano4595, Wricardoh, Xenoforme, Quesada, Pati,Mgarlop, Boticario, Soulreaper, Petronas, Emijrp, Rembiapo pohyiete (bot), Further (bot), RobotQuistnix, Veltys, Alhen, Chobot, Yrbot,Amads, Carlos yo, Oscar ., FlaBot, Varano, Vitamine, BOTijo, .Sergio, YurikBot, Icvav, Echani, Beto29, KnightRider, Kabri, Santiperez,Eskimbot, Baneld, Vbenedetti, Maldoror, Er Komandante, Cheveri, Chlewbot, Jarke, Martinwilke1980, Jorgechp, BOTpolicia, CEM-bot, Baiji, Karshan, Rastrojo, Antur, Artemov1917, Gasparete, Dorieo, FrancoGG, Resped, Rvr, Thijs!bot, Srengel, Xabier, RoyFocker,Belerofot, Mario curro 14, Ninovolador, Botones, Isha, Mpeinadopa, KEVIN18, El loko, VanKleinen, Kved, BetBot~eswiki, Muro deAguas, Gaius iulius caesar, Gsrdzl, CommonsDelinker, TXiKiBoT, Pablopablo, NaBUru38, Bot-Schafter, Dhcp, Humberto, Netito777,Rei-bot, Nioger, Chabbot, Idioma-bot, Plux, Jmvkrecords, Sebado, Jtico, TottyBot, AlnoktaBOT, VolkovBot, Fran Ara, Technopat, C'estmoi, Galandil, Erl, Matdrodes, MILEPRI, DJ Nietzsche, Lucien leGrey, AlleborgoBot, Muro Bot, Racso, BotMultichill, Elgrang, Sie-Bot, Aitorzubiaurre, Loveless, Naitsabex, JuLiA HP, Silvae, CASF, Bigsus-bot, Iparres, BOTarate, Mel 23, Pascow, Casanova-j, Brindys,Sotcr, Espilas, Maximo88, Lucas el wikipedista, Ivanics, Tirithel, Jarisleif, Javierito92, HUB, Antn Francho, Quemandopatanes, Nicop,DragonBot, Makete, Eduardosalg, Veon, Chibita~eswiki, Leonpolanco, ElMeBot, Pan con queso, Pablo323, Furti, Petruss, BetoCG, Mo-reno.alejandro, Ener6, Alexbot, Aipni-Lovrij, SilvonenBot, Camilo, UA31, AVBOT, Ellinik, Jorghex, Dermot, Louperibot, Ginosal,Victorenriqueores, Diegusjaimes, MelancholieBot, Little good girl, Arjuno3, Andreasmperu, Luckas-bot, Jsguzmanv, Nallimbot, Roin-pa, Jotterbot, Irodripac, Sessho-akat, Latiniensis, LFCN, Robercarreras, SuperBraulio13, Olaolaolaola, Xqbot, Jkbw, Fobos92, GhalyBot,SassoBot, Pjhgwiki, Rubinbot, Dreitmen, Rastegui, Ricardogpn, Feliponn3, Igna, Botarel, AstaBOTh15, Panderine!, Joaquin.almagro,Hprmedina, TobeBot, Vasyatka1, Wikielwikingo, Adrgs, PatruBOT, CVBOT, Dinamik-bot, Jardastronomo, Shentexx, Tarawa1943, DarkBane, Marcosm21, Foundling, GrouchoBot, Moran-Tao, Miss Manzana, P. S. F. Freitas, EmausBot, Savh, AVIADOR, HRoestBot, All-forrous, Antonsusi, Tenan, Rubpe19, MadriCR, Waka Waka, WikitanvirBot, Mjbmrbot, Hiperfelix, Paco.sm, Antonorsi, SaeedVilla, Mi-keAlfaCharlie, MerlIwBot, JABO, Saulomen123, TeleMania, UAwiki, AvocatoBot, MetroBot, HiW-Bot, Geniusofthelitelatus, Ileana n,Dunraz, LlamaAl, Roberto Matsuura Tadashi, rico Jnior Wouters, Cmagna2012, Creosota, Avetodo, Ignacio Salazar, Santga, Helmyoved, JCP121, Shebaks, Luis fernando noriega orozco, Lune bleue, Kolega2357, Julian69nilove, Zerabat, Syum90, Jorgealejandroven89,Addbot, Romulanus, Balles2601, ConnieGB, JUANCA16, Aliben.zambranov, JacobRodrigues, Encleado95, Hansuky, Jarould, Ljgua124,Samuel00962, Sapristi1000, Jhonimarero, Marthaislas1973, Dieguito2023, Lectorina, Cristian gomez garyto, Christian Ivan Parrilla Gu-tirrez, Itze MV y Annimos: 574

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http://www.spacetelescope.org/images/html/opo0207a.html Artista original: NASA and The Hubble Heritage Team (STScI/AURA) Archivo:NGC_4414_(NASA-med).jpg Fuente: https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/c/c3/NGC_4414_%28NASA-med%

29.jpg Licencia: Public domain Colaboradores: http://nix.larc.nasa.gov/info;jsessionid=1sl2so6lc9mab?id=GPN-2000-000933&orgid=12Artista original: NASA Headquarters - Greatest Images of NASA (NASA-HQ-GRIN)

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