Galaxia

Una galaxia es un sistema de estrellas ligado gravitacionalmente , remanentes estelares , gas interestelar , polvo y materia oscura . [1] [2] La palabra galaxia se deriva del griego galaxias ( γαλαξίας ), literalmente "lechoso", una referencia a la Vía Láctea . Las galaxias varían en tamaño desde enanas con solo unos pocos cientos de millones (10 8 ) de estrellas hasta gigantes con cien billones (10 14 ) de estrellas, [3] cada una orbitando el centro de masa de su galaxia .

Las galaxias se clasifican según su morfología visual como elípticas , [4] espirales o irregulares . [5] Se cree que muchas galaxias tienen agujeros negros supermasivos en sus centros. El agujero negro central de la Vía Láctea, conocido como Sagitario A * , tiene una masa cuatro millones de veces mayor que la del Sol . [6] En marzo de 2016, GN-z11 es la galaxia más antigua y distante observada. Tiene una distancia de comunicación de 32 mil millones de años luz de la Tierra, y se considera que existió solo 400 millones de años después del Big Bang .

En 2021, los datos de la sonda espacial New Horizons de la NASA se utilizaron para revisar la estimación anterior de 2 billones de galaxias a aproximadamente 200 mil millones de galaxias (2 × 10 11 ). [7] Esto siguió a una estimación de 2016 de que había dos billones (2 × 10 12 ) o más [8] [9] galaxias en el universo observable , en general, tantas como un estimado1 × 10 24 estrellas [10] [11] (más estrellas que todos los granos de arena del planeta Tierra ). [12] La mayoría de las galaxias tienen entre 1.000 y 100.000 pársecs de diámetro (aproximadamente entre 3.000 y 300.000 años luz ) y están separadas por distancias del orden de millones de pársecs (o megaparsecs). A modo de comparación, la Vía Láctea tiene un diámetro de al menos 30.000 parsecs (100.000 ly) y está separada de la Galaxia de Andrómeda , su vecino grande más cercano, por 780.000 pársecs (2,5 millones ly).

El espacio entre las galaxias está lleno de un gas tenue (el medio intergaláctico ) que tiene una densidad promedio de menos de un átomo por metro cúbico. La mayoría de las galaxias están organizadas gravitacionalmente en grupos , cúmulos y supercúmulos . La Vía Láctea es parte del Grupo Local , que domina junto con la Galaxia de Andrómeda. El grupo es parte del Supercluster Virgo . En la escala más grande , estas asociaciones generalmente se organizan 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]

La palabra galaxia fue prestado a través de francés y latín medieval del griego plazo para la Vía Láctea, Galaxias (kuklos) γαλαξίας ( κύκλος ) [15] [16] 'lechosa (círculo)', llamado así por su aspecto como una banda lechosa de luz en el cielo. En la mitología griega , Zeus coloca a su hijo nacido de una mujer mortal, el infante Heracles , sobre el pecho de Hera mientras 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: empuja al bebé, parte de su leche se derrama y produce la banda de luz conocida como la Vía Láctea. [17] [18]

En la literatura astronómica, la palabra en mayúscula "Galaxy" se usa a menudo para referirse a nuestra galaxia, la Vía Láctea , para distinguirla de las otras galaxias de nuestro universo . El término inglés Milky Way se remonta a una historia de Chaucer c.  1380 :

"Mira allá, he aquí, la Galaxiae
 que los hombres aprietan el Milky Wey ,
 Porque el golpe es por qué".

-  Geoffrey Chaucer, La casa de la fama [16]

Las galaxias se descubrieron inicialmente telescópicamente y se conocieron como nebulosas espirales . La mayoría de los astrónomos de los siglos XVIII al XIX los consideraban como cúmulos estelares sin resolver o nebulosas anagalácticas , y se pensaba que eran parte de la Vía Láctea, pero su verdadera composición y naturaleza seguían siendo un misterio. Las observaciones con telescopios más grandes de unas pocas galaxias brillantes cercanas, como la Galaxia de Andrómeda , comenzaron a resolverlas en grandes conglomerados de estrellas, pero basándose simplemente en la aparente debilidad y la gran población de estrellas, las verdaderas distancias de estos objetos los colocaron mucho más allá de la lechosa. Camino. Por esta razón se les llamó popularmente universos islas , pero este término rápidamente cayó en desuso, ya que la palabra universo implicaba la totalidad de la existencia. En cambio, se las conoció simplemente como galaxias. [19]

Galaxy cluster SDSS J1152 + 3313 . SDSS significa Sloan Digital Sky Survey , J para época juliana y 1152 + 3313 para declinación y ascensión recta, respectivamente.

Se han catalogado decenas de miles de galaxias, pero solo unas pocas tienen nombres bien establecidos, como la Galaxia de Andrómeda , las Nubes de Magallanes , la Galaxia Whirlpool y la Galaxia Sombrero . Los astrónomos trabajan con números de ciertos catálogos, como el catálogo Messier , el NGC ( Nuevo Catálogo General ), el IC ( Catálogo Índice ), el CGCG ( Catálogo de Galaxias y de Cúmulos de Galaxias ), el MCG ( Catálogo Morfológico de Galaxias ) y UGC ( Catálogo General de Galaxias de Uppsala ). Todas las galaxias conocidas aparecen en uno o más de estos catálogos, pero cada vez con un número diferente. Por ejemplo, Messier 109 es una galaxia espiral que tiene el número 109 en el catálogo de Messier, y también tiene las designaciones NGC 3992, UGC 6937, CGCG 269-023, MCG + 09-20-044 y PGC 37617.

La comprensión de que vivimos en una galaxia que es una entre muchas galaxias, es paralela a los principales descubrimientos que se hicieron sobre la Vía Láctea y otras nebulosas .

vía Láctea

El filósofo griego Demócrito (450-370 a. C.) propuso que la banda brillante en el cielo nocturno conocida como Vía Láctea podría consistir en estrellas distantes. [20] Aristóteles (384-322 a. C.), sin embargo, creía que la Vía Láctea era causada por "la ignición de la ardiente exhalación de algunas estrellas que eran grandes, numerosas y cercanas" y que la "ignición tiene lugar en la parte superior parte de la atmósfera , en la región del Mundo que es continua con los movimientos celestiales ". [21] El filósofo neoplatónico Olimpiodoro el Joven ( c.  495 -570 d. C.) fue crítico con este punto de vista, argumentando que si la Vía Láctea es sublunar (situada entre la Tierra y la Luna) debería aparecer diferente en diferentes momentos y lugares de la Tierra. , y que debería tener paralaje , que no es así. En su opinión, la Vía Láctea es celestial. [22]

Según Mohani Mohamed, el astrónomo árabe Alhazen (965-1037) hizo el primer intento de observar y medir la paralaje de la Vía Láctea, [23] y así "determinó que debido a que la Vía Láctea no tenía paralaje, debía estar alejada de la Tierra, que no pertenece a la atmósfera ". [24] El astrónomo persa al-Bīrūnī (973-1048) propuso que la galaxia de la Vía Láctea sea "una colección de incontables fragmentos de la naturaleza de las estrellas nebulosas". [25] El astrónomo andaluz Ibn Bâjjah ("Avempace", m. 1138) propuso que la Vía Láctea está formada por muchas estrellas que casi se tocan entre sí y parecen ser una imagen continua debido al efecto de refracción del material sublunar. [21] [26] citando su observación de la conjunción de Júpiter y Marte como evidencia de que esto ocurre cuando dos objetos están cerca. [21] En el siglo XIV, Ibn Qayyim, nacido en Siria, propuso que la Vía Láctea fuera "una miríada de estrellas diminutas agrupadas en la esfera de las estrellas fijas". [27]

La forma de la Vía Láctea estimada a partir del recuento de estrellas por William Herschel en 1785; se suponía que el Sistema Solar estaba cerca del centro.

La prueba real de la Vía Láctea que consta de muchas estrellas llegó en 1610 cuando el astrónomo italiano Galileo Galilei usó un telescopio para estudiar la Vía Láctea y descubrió que está compuesta por una gran cantidad de estrellas débiles. [28] [29] En 1750, el astrónomo inglés Thomas Wright , en su An Original Theory o New Hypothesis of the Universe , especuló (correctamente) que la galaxia podría ser un cuerpo giratorio de una gran cantidad de estrellas unidas por fuerzas gravitacionales , similar al Sistema Solar pero a una escala mucho mayor. El disco de estrellas resultante puede verse como una banda en el cielo desde nuestra perspectiva dentro del disco. [30] [31] En un tratado de 1755, Immanuel Kant elaboró ​​la idea de Wright sobre la estructura de la Vía Láctea. [32]

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 . [33] [34] Utilizando un enfoque refinado, Kapteyn en 1920 llegó 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. [31] 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 , la imagen actual de nuestra galaxia anfitriona, la Vía Láctea, emergió. [35]

Distinción de otras nebulosas

Algunas galaxias fuera de la Vía Láctea son visibles a simple vista en una noche oscura , incluida la Galaxia de Andrómeda , la Gran Nube de Magallanes , la Pequeña Nube de Magallanes y la Galaxia del Triángulo . En el siglo X, el astrónomo persa Al-Sufi hizo la primera identificación registrada de la galaxia de Andrómeda, describiéndola como una "pequeña nube". [36] En 964, Al-Sufi probablemente mencionó la Gran Nube de Magallanes en su Libro de Estrellas Fijas (refiriéndose a "Al Bakr de los árabes del sur", [37] ya que en una declinación de aproximadamente 70 ° sur no era visible donde el vivió); no era muy conocido por los europeos hasta el viaje de Magallanes en el siglo XVI. [38] [37] La galaxia de Andrómeda fue posteriormente anotada independientemente por Simon Marius en 1612. [36] En 1734, el filósofo Emanuel Swedenborg en sus Principia especuló que puede haber galaxias fuera de la nuestra que se forman en cúmulos galácticos que son partes minúsculas. del universo que se extiende mucho más allá de lo que podemos ver. Estos puntos de vista "se acercan notablemente a los puntos de vista actuales del cosmos". [39] En 1745, Pierre Louis Maupertuis conjeturó que algunos objetos similares a nebulosas son colecciones de estrellas con propiedades únicas, incluido un brillo que excede la luz que sus estrellas producen por sí mismas, y repitió la opinión de Johannes Hevelius de que los puntos brillantes son masivos. y aplanados debido a su rotación. [40] En 1750, Thomas Wright especuló (correctamente) que la Vía Láctea es un disco de estrellas aplanado, y que algunas de las nebulosas visibles en el cielo nocturno podrían ser Vías Lácteas separadas. [31] [41]

Fotografía de la "Gran Nebulosa de Andrómeda" por Isaac Roberts , 1899, posteriormente identificada como la Galaxia de Andrómeda

Hacia finales del siglo XVIII, Charles Messier compiló un catálogo que contenía los 109 objetos celestes más brillantes que tenían apariencia nebulosa. Posteriormente, William Herschel reunió un catálogo de 5.000 nebulosas. [31] En 1845, Lord Rosse construyó un nuevo telescopio y pudo distinguir entre nebulosas elípticas y espirales. También logró distinguir fuentes puntuales individuales en algunas de estas nebulosas, dando crédito a la conjetura anterior de Kant. [42]

En 1912, Vesto 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 una velocidad que excede la velocidad de las estrellas que había medido. Descubrió que la mayoría de estas nebulosas se están alejando de nosotros. [43] [44]

En 1917, Heber Curtis observó la nova S Andromedae 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 ocurrieron dentro de nuestra galaxia. Como resultado, pudo llegar a una distancia estimada de 150.000  parsecs . Se convirtió en un proponente de la hipótesis de los llamados "universos insulares", que sostiene que las nebulosas espirales son en realidad galaxias independientes. [45]

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 líneas oscuras que se asemejan a las nubes de polvo en la Vía Láctea, así como el significativo cambio Doppler. [46]

En 1922, el astrónomo estonio Ernst Öpik dio una determinación de la distancia que apoyaba la teoría de que la Nebulosa de Andrómeda es de hecho un objeto extragaláctico distante. [47] Usando el nuevo Mt de 100 pulgadas . Wilson , Edwin Hubble pudo resolver las partes externas 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 lejos para ser parte de la Vía Láctea. . [48] En 1936, el Hubble produjo una clasificación de la morfología galáctica que se utiliza hasta el día de hoy. [49]

Investigación moderna

Curva de rotación de una galaxia espiral típica: predicha basada en la materia visible (A) y observada (B). La distancia es del núcleo galáctico .

En 1944, Hendrik van de Hulst predijo que la radiación de microondas con una longitud de onda de 21 cm sería detectable a partir del gas de hidrógeno atómico interestelar ; [50] y en 1951 se observó. Esta radiación no se ve afectada por la absorción de polvo, por lo que su desplazamiento Doppler se puede utilizar para mapear el movimiento del gas en nuestra galaxia. Estas observaciones llevaron a la hipótesis de una estructura de barra giratoria en el centro de nuestra galaxia. [51] 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 . [52] [53]

Los científicos utilizaron las galaxias visibles en el estudio GOODS para volver a calcular el número total de galaxias. [54]

A partir de la década de 1990, el telescopio espacial Hubble produjo observaciones mejoradas. Entre otras cosas, los datos del Hubble ayudaron a establecer que la materia oscura que falta en nuestra galaxia no puede consistir únicamente en estrellas inherentemente débiles y pequeñas. [55] 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. [56] La tecnología mejorada para detectar los 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. Particularmente, los estudios de galaxias en la Zona de Evitación (la región del cielo bloqueada en longitudes de onda de luz visible por la Vía Láctea) han revelado una serie de nuevas galaxias. [57]

Un estudio de 2016 publicado en The Astrophysical Journal y dirigido por Christopher Conselice de la Universidad de Nottingham utilizó 20 años de imágenes del Hubble para estimar que el universo observable contiene al menos dos billones (2 × 10 12 ) galaxias. [8] [9] 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 ). [58] [59]

Tipos de galaxias según el esquema de clasificación de Hubble: una E indica un tipo de galaxia elíptica; una S es una espiral; y SB es una galaxia en espiral barrada. [nota 1]

Las galaxias son de tres tipos principales: elípticas, espirales e irregulares. La secuencia de Hubble ofrece una descripción un poco más extensa de los tipos de galaxias en función de su apariencia . Dado que la secuencia de Hubble se basa completamente en el tipo (forma) morfológica visual, puede pasar por alto ciertas características importantes de las galaxias, como la velocidad de formación de estrellas en las galaxias con explosión estelar y la actividad en los núcleos de las galaxias activas . [5]

Elípticas

El sistema de clasificación de Hubble clasifica las galaxias elípticas en función de su elipticidad, que van 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 por lo general tienen relativamente poca materia interestelar . En consecuencia, estas galaxias también tienen una pequeña porción de cúmulos abiertos y una tasa reducida de formación de nuevas estrellas. En cambio, están dominados por estrellas generalmente más antiguas y más evolucionadas que orbitan el centro de gravedad común en direcciones aleatorias. Las estrellas contienen poca abundancia de elementos pesados ​​porque la formación de estrellas cesa después del estallido inicial. En este sentido, tienen cierta similitud con los cúmulos globulares mucho más pequeños . [60]

Las galaxias más grandes son elípticas gigantes. Se cree que muchas galaxias elípticas se forman debido a la interacción de galaxias , lo que resulta en una colisión y fusión. Pueden crecer hasta tamaños enormes (en comparación con las galaxias espirales, por ejemplo), y las galaxias elípticas gigantes a menudo se encuentran cerca del núcleo de grandes cúmulos de galaxias. [61]

Galaxia de concha

Galaxia de caparazón elíptico NGC 3923 (fotografía del Hubble)

Una galaxia de caparazón es un tipo de galaxia elíptica donde las estrellas en el halo de la galaxia están dispuestas en capas concéntricas. Aproximadamente una décima parte de las galaxias elípticas tienen una estructura similar a una concha, que nunca se ha observado en galaxias espirales. Se cree que las estructuras en forma de caparazón se desarrollan cuando una galaxia más grande absorbe una galaxia compañera más pequeña. A medida que se acercan los dos centros de galaxias, los centros comienzan a oscilar alrededor de un punto central, la oscilación crea ondas gravitacionales que forman las capas de las estrellas, similares a las ondas que se extienden sobre el agua. Por ejemplo, la galaxia NGC 3923 tiene más de veinte capas. [62]

Espirales

La galaxia del molinillo de viento , NGC 5457

Las galaxias espirales se asemejan a molinetes en espiral . Aunque las estrellas y otro material visible contenido en dicha galaxia se encuentran principalmente en un plano, la mayoría de la masa en 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. [63]

Las galaxias espirales consisten en un disco giratorio de estrellas y 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 , seguido por una letra ( a , b , o c ), que indica el grado de apriete de los brazos espirales y el tamaño de la protuberancia central. Una galaxia Sa tiene brazos estrechamente enrollados, mal definidos 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. [64] Una galaxia con brazos mal definidos a veces se denomina galaxia espiral floculante ; en contraste con la galaxia espiral de gran diseño que tiene brazos espirales prominentes y bien definidos. [65] 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. [66]

NGC 1300 , un ejemplo de galaxia espiral barrada

En las galaxias espirales, los brazos espirales tienen la forma de espirales logarítmicas aproximadas , un patrón que se puede demostrar teóricamente que resulta de una perturbación en una masa de estrellas en rotación uniforme. Como 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 ". [67] 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 parten del otro lado del brazo). Este efecto es similar a una "ola" de desaceleraciones que se mueve 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. [68]

Objeto de Hoag , un ejemplo de una galaxia anular

Galaxia espiral barrada

La mayoría de las galaxias espirales, incluida nuestra propia galaxia, 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 en espiral. [69] En el esquema de clasificación de Hubble, estos se designan por un SB , seguido por una letra minúscula ( a , b o c ), que indica la forma de los brazos espirales (en 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 bien debido a una interacción de marea con otra galaxia. [70] Muchas galaxias espirales barradas están activas, posiblemente como resultado del gas que se canaliza hacia el núcleo a lo largo de los brazos. [71]

Nuestra propia galaxia, la Vía Láctea , es una gran galaxia espiral barrada en forma de disco [72] de unos 30 kiloparsecs de diámetro y un kiloparsec de espesor. Contiene alrededor de doscientos mil millones (2 × 10 11 ) [73] estrellas y tiene una masa total de alrededor de seiscientos mil millones (6 × 10 11 ) veces la masa del Sol. [74]

Espiral super luminosa

Recientemente, los investigadores describieron galaxias llamadas espirales superluminosas. Son muy grandes con un diámetro ascendente de 437.000 años luz (en comparación con los 100.000 años luz de diámetro 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 tasa de formación de estrellas aumentada alrededor de 30 veces más rápida que la Vía Láctea. [75] [76]

Otras morfologías

  • Las galaxias peculiares son formaciones galácticas que desarrollan propiedades inusuales debido a las interacciones de las mareas con otras galaxias.
    • Una galaxia anular tiene una estructura anular de estrellas y un medio interestelar que rodea un núcleo desnudo. Se cree que ocurre una galaxia en anillo cuando una galaxia más pequeña pasa a través del núcleo de una galaxia espiral. [77] Tal evento puede haber afectado a la Galaxia de Andrómeda , ya que muestra una estructura similar a un anillo múltiple cuando se ve en radiación infrarroja . [78]
  • Una galaxia lenticular es una forma intermedia que tiene propiedades tanto de galaxias elípticas como espirales. Estos se clasifican como tipo Hubble S0, y poseen brazos espirales mal definidos con un halo elíptico de estrellas [79] (las galaxias lenticulares barradas reciben la clasificación SB0 del Hubble).
  • Las galaxias irregulares son galaxias que no se pueden clasificar fácilmente en una 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 una clasificación de Hubble y pueden haber sido interrumpidas. [80] Ejemplos cercanos de galaxias irregulares (enanas) incluyen las Nubes de Magallanes .
  • Una galaxia ultra difusa (UDG) es una galaxia de densidad extremadamente baja. La galaxia puede tener el mismo tamaño que la Vía Láctea, pero tiene un recuento de estrellas visibles de solo el uno por ciento de la Vía Láctea. La falta de luminosidad se debe a que hay una falta de gas formador de estrellas en él, lo que da como resultado poblaciones estelares antiguas.

Enanos

A pesar de la prominencia de las grandes galaxias elípticas y espirales, la mayoría de las galaxias son galaxias enanas. Estas galaxias son relativamente pequeñas en comparación con otras formaciones galácticas, siendo aproximadamente una centésima parte del tamaño de la Vía Láctea, que contiene solo unos pocos miles de millones de estrellas. Recientemente se han descubierto galaxias enanas ultracompactas que tienen solo 100 parsecs de ancho. [81]

Muchas galaxias enanas pueden orbitar una sola galaxia más grande; la Vía Láctea tiene al menos una docena de satélites de este tipo, con un estimado de 300 a 500 aún por descubrir. [82] Las galaxias enanas también pueden clasificarse como elípticas , espirales o irregulares . Dado que las pequeñas elípticas enanas se parecen poco a las grandes, a menudo se las llama galaxias esferoidales enanas .

Un estudio de 27 vecinos 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 la galaxia tiene miles o millones de estrellas. Esto ha llevado a la sugerencia de 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 a menor escala. [83]

Interactuar

Las Antenas Galaxias 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 dan como resultado distorsiones de deformación debido a las interacciones de las mareas y pueden causar cierto intercambio de gas y polvo. [84] [85] Las colisiones ocurren cuando dos galaxias pasan directamente una a través de la otra y tienen suficiente momento relativo para no fusionarse. Las estrellas de las galaxias que interactúan generalmente no colisionarán, pero el gas y el polvo dentro de las dos formas interactuarán, lo que a veces desencadenará la formación de estrellas. Una colisión puede distorsionar severamente la forma de las galaxias, formando barras, anillos o estructuras en forma de cola. [84] [85]

En el extremo de las interacciones se encuentran las fusiones galácticas. En este caso, el momento relativo de las dos galaxias es insuficiente para permitir que las galaxias se atraviesen entre sí. En cambio, se fusionan gradualmente para formar una única galaxia más grande. Las fusiones pueden resultar en cambios significativos en la morfología, en comparación con las galaxias originales. Si una de las galaxias fusionadas es mucho más masiva que la otra galaxia fusionada, el resultado se conoce como canibalismo . La galaxia más grande y más masiva permanecerá relativamente inalterada por la fusión, mientras que la galaxia más pequeña se desgarra. La Vía Láctea se encuentra actualmente en el proceso de canibalizar la Galaxia Elíptica Enana de Sagitario y la Galaxia Enana de Canis Major . [84] [85]

Starburst

M82 , una galaxia de explosión estelar que tiene diez veces la formación estelar de una galaxia "normal" [86]

Las estrellas se crean dentro de las galaxias a partir de una reserva de gas frío que se forma en nubes moleculares gigantes . Se ha observado que algunas galaxias forman estrellas a un ritmo excepcional, lo que se conoce como explosión estelar. 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 las explosiones estelares suele durar sólo unos diez millones de años, un período relativamente breve en la historia de una galaxia. Las galaxias Starburst fueron más comunes durante la historia temprana del universo, [87] y, en la actualidad, todavía contribuyen con un estimado del 15% a la tasa total de producción de estrellas. [88]

Las galaxias Starburst se caracterizan por concentraciones polvorientas de gas y la aparición de estrellas recién formadas, incluidas estrellas masivas que ionizan las nubes circundantes para crear regiones H II . [89] Estas estrellas masivas producen explosiones de supernovas , lo que resulta en remanentes 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. Solo cuando el gas disponible está casi consumido o disperso termina la actividad de la explosión estelar. [87]

Los estallidos de estrellas se asocian a menudo con la fusión o la interacción de galaxias. El ejemplo prototipo de una interacción de formación estelar de este tipo es M82 , que experimentó un encuentro cercano con el M81 más grande . Las galaxias irregulares a menudo exhiben nudos espaciados de actividad estelar. [90]

Galaxia activa

Se está emitiendo un chorro de partículas desde el núcleo de la radiogalaxia elíptica M87 .

Una parte de las galaxias observables se clasifican como galaxias activas si la galaxia contiene un núcleo galáctico activo (AGN). Una parte significativa de la producción total de energía de la galaxia es emitida por el núcleo galáctico activo, en lugar de las estrellas, el polvo y el medio interestelar de la galaxia. 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 las que tienen una luminosidad mucho mayor que la de la galaxia anfitriona se conocen como objetos cuasi-estelares o cuásares . Los AGN emiten radiación en todo el espectro electromagnético, desde longitudes de onda de radio hasta rayos X, aunque parte de la radiación puede ser absorbida por el polvo o el gas asociado con el propio AGN o con la galaxia anfitriona.

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 es el resultado de la energía gravitacional de la materia cuando cae hacia el agujero negro desde el disco. [91] La luminosidad de un 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 expulsa partículas del núcleo de la galaxia a velocidades cercanas a la velocidad de la luz . El mecanismo para producir estos chorros no se conoce bien. [92]

Blazars

Se cree que los blazares son una galaxia activa con un chorro relativista que apunta 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 del ángulo de visión del observador. [92]

REVESTIMIENTOS

Posiblemente relacionadas con los núcleos galácticos activos (así como con las regiones de explosión estelar ) son las regiones de líneas de emisión nuclear de baja ionización (LINER). La emisión de galaxias de tipo LINER está dominada por elementos débilmente ionizados . Las fuentes de excitación para las líneas débilmente ionizadas incluyen estrellas post- AGB , AGN y choques. [93] Aproximadamente un tercio de las galaxias cercanas se clasifican como que contienen núcleos LINER. [91] [93] [94]

Galaxia Seyfert

Las galaxias Seyfert son uno de los dos grupos más grandes de galaxias activas, junto con los cuásares. Tienen núcleos en forma de cuásares (fuentes de radiación electromagnética muy luminosas, distantes y brillantes) con un brillo superficial muy alto pero, a diferencia de los cuásares, sus galaxias anfitrionas son claramente detectables. Las galaxias Seyfert representan aproximadamente el 10% de todas las galaxias. Vistas en luz visible, la mayoría de las galaxias Seyfert parecen galaxias espirales normales, pero cuando se estudian bajo otras longitudes de onda, la luminosidad de sus núcleos es equivalente a la luminosidad de galaxias enteras del tamaño de la Vía Láctea.

Quásar

Los cuásares (/ ˈkweɪzɑr /) o fuentes de radio cuasi estelares son los miembros más enérgicos y distantes de los núcleos galácticos activos. Los quásares son extremadamente luminosos y se identificaron por primera vez como fuentes de energía electromagnética de alto corrimiento al rojo, incluidas las ondas de radio y la luz visible, que parecían ser similares a las estrellas en lugar de fuentes extendidas similares a las galaxias. Su luminosidad puede ser 100 veces mayor que la de la Vía Láctea.

Galaxia infrarroja luminosa

Las galaxias infrarrojas luminosas o LIRG son galaxias con luminosidades, la medida de la salida de energía electromagnética, por encima de 10 11 L☉ (luminosidades solares). En la mayoría de los casos, la mayor parte de la energía proviene de un gran número de estrellas jóvenes, que calientan el polvo circundante, que luego vuelve a irradiar la energía en el infrarrojo. La 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 todavía y forman estrellas a velocidades> 180 M☉ año -1 . Muchos LIRG también emiten radiación de un AGN. Las galaxias infrarrojas emiten más energía en el infrarrojo que en todas las demás longitudes de onda combinadas con un pico de emisión típicamente en longitudes de onda de 60 a 100 micrones. Los LIRG son poco comunes en el Universo local, pero eran mucho más comunes cuando el Universo era más joven.

Campos magnéticos

Las galaxias tienen sus propios campos magnéticos . [95] Son lo suficientemente fuertes como para ser dinámicamente importantes: impulsan el flujo de masa hacia los centros de las galaxias, modifican la formación de brazos espirales y pueden afectar la rotación del gas en las regiones exteriores de las galaxias. Los campos magnéticos proporcionan el transporte del momento angular necesario para el colapso de las nubes de gas y, por tanto, la formación de nuevas estrellas.

La fuerza de equipartición promedio típica para las galaxias espirales es de aproximadamente 10 μG ( microGauss ) o 1  nT ( nanoTesla ). A modo de comparación, el campo magnético de la Tierra tiene una fuerza promedio de alrededor de 0.3 G (Gauss o 30 μT ( microTesla ). Las galaxias radio-débiles como M 31 y M 33 , vecinas de nuestra Vía Láctea , tienen campos más débiles (alrededor de 5  μG) , mientras que las galaxias ricas en gas con altas tasas de formación de estrellas, como M 51, M 83 y NGC 6946, tienen un promedio de 15 μG. En brazos espirales prominentes, la fuerza de campo puede ser de hasta 25 μG, en regiones donde el gas frío y El polvo también se concentra. Los campos de equipartición totales más fuertes (50-100 μG) se encontraron en galaxias con estrellas , por ejemplo, en M 82 y las Antenas , y en regiones con estrellas nucleares, por ejemplo en los centros de NGC 1097 y de otras galaxias barradas. . [95]

La formación y evolución galáctica es un área activa de investigación en astrofísica .

Formación

Impresión artística de un protoglúster que se formó en el universo temprano [96]

Los modelos cosmológicos actuales del universo temprano se basan en la teoría del Big Bang . Aproximadamente 300.000 años después de este evento, los átomos de hidrógeno y helio comenzaron a formarse, en un evento llamado recombinación . Casi todo el hidrógeno era neutro (no ionizado) y absorbía fácilmente la luz, y aún no se habían formado estrellas. Como resultado, este período se ha llamado la " edad oscura ". Fue a partir de las 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 de materia oscura fría . [97] [98] Estas estructuras primordiales eventualmente se convertirían en las galaxias que vemos hoy.

Impresión artística de una galaxia joven que acumula material

Formación temprana de galaxias

La evidencia de la aparición de galaxias muy temprano en la historia del Universo se encontró en 2006, cuando se descubrió que la galaxia IOK-1 tiene un corrimiento al rojo inusualmente alto de 6,96, correspondiente a solo 750 millones de años después del Big Bang y lo que la convierte en la más alta galaxia distante y más temprana en formarse vista en ese momento. [99] Si bien algunos científicos han afirmado que otros objetos (como Abell 1835 IR1916 ) tienen mayores corrimientos al rojo (y por lo tanto se ven en una etapa anterior de la evolución del universo), la edad y composición de IOK-1 se han establecido de manera más confiable. En diciembre de 2012, los astrónomos informaron que UDFj-39546284 es el objeto más distante conocido y tiene un valor de corrimiento al rojo de 11,9. El objeto, que se estima que existió alrededor de 380 millones de años [100] después del Big Bang (que fue hace unos 13,8 mil millones de años), [101] está a unos 13,42 mil millones de años de distancia de viaje de luz . La existencia de galaxias tan pronto después del Big Bang sugiere que las protogalaxias deben haber crecido en las llamadas "edades oscuras". [97] Al 5 de mayo de 2015, la galaxia EGS-zs8-1 es la galaxia más distante y más antigua medida, formándose 670 millones de años después del Big Bang . La luz de EGS-zs8-1 ha tardado 13 mil millones de años en llegar a la Tierra, y ahora está a 30 mil millones de años luz de distancia, debido a la expansión del universo durante 13 mil millones de años. [102] [103] [104] [105] [106]

Diferentes componentes de la luz de fondo del infrarrojo cercano detectados por el telescopio espacial Hubble en estudios de cielo profundo [107]

El proceso detallado mediante el cual se formaron las primeras galaxias es una cuestión abierta en astrofísica. Las teorías se pueden dividir en dos categorías: de arriba hacia abajo y de abajo hacia arriba. En las correlaciones de arriba hacia abajo (como el modelo Eggen-Lynden-Bell-Sandage [ELS]), las protogalaxias se forman en un colapso simultáneo a gran escala que dura alrededor de cien millones de años. [108] En las teorías de abajo hacia arriba (como el modelo de Searle-Zinn [SZ]), las estructuras pequeñas como los cúmulos globulares se forman primero, y luego varios de esos cuerpos se acumulan para formar una galaxia más grande. [109] Una vez que las protogalaxias comenzaron a formarse y contraerse, las primeras estrellas de halo (llamadas estrellas de Población III ) aparecieron dentro de ellas. Estos estaban compuestos casi en su totalidad de hidrógeno y helio y pueden haber sido más masivos que 100 veces la masa del Sol. Si es así, estas enormes estrellas habrían consumido rápidamente su suministro de combustible y se habrían convertido en supernovas , liberando elementos pesados ​​en el medio interestelar . [110] Esta primera generación de estrellas reionizó el hidrógeno neutro circundante, creando burbujas de espacio en expansión a través de las cuales la luz podría viajar fácilmente. [111]

En junio de 2015, los astrónomos informaron evidencia de estrellas de Población III en la galaxia Cosmos Redshift 7 en z = 6.60 . Es probable que tales estrellas hayan existido en el universo temprano (es decir, con un alto corrimiento al rojo) y pueden haber comenzado la producción de elementos químicos más pesados ​​que el hidrógeno que son necesarios para la formación posterior de planetas y la vida tal como la conocemos. [112] [113]

Evolución

Dentro de mil millones de años de la formación de una galaxia, comienzan a aparecer estructuras clave. Se forman cúmulos globulares , el agujero negro supermasivo central y una protuberancia galáctica de estrellas de Población II pobres en metales . La creación de un agujero negro supermasivo parece jugar un papel clave en la regulación activa del crecimiento de las galaxias al limitar la cantidad total de materia adicional agregada. [114] Durante esta época temprana, las galaxias experimentan un gran estallido de formación estelar. [115]

Durante los siguientes dos mil millones de años, la materia acumulada se asienta en un disco galáctico . [116] Una galaxia continuará absorbiendo el material que cae de las nubes de alta velocidad y las galaxias enanas a lo largo de su vida. [117] 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 . [118]

Campo profundo eXtreme de Hubble (XDF)
Campo de visión XDF comparado con el tamaño angular de la Luna . Varios miles de galaxias, cada una compuesta por miles de millones de estrellas , se encuentran en esta pequeña vista.
Vista de XDF (2012): Cada mancha de luz es una galaxia, algunas de las cuales tienen una antigüedad de 13,2 mil millones de años [119]  ; se estima que el universo observable contiene entre 200 mil millones y dos billones de galaxias.
La imagen XDF muestra (desde la izquierda) galaxias completamente maduras, galaxias casi maduras (de cinco a nueve mil millones de años) y protogalaxias , brillando con estrellas jóvenes (más allá de nueve mil millones de años).

La evolución de las galaxias puede verse afectada significativamente por interacciones y colisiones. Las fusiones de galaxias fueron comunes durante la época temprana, y la mayoría de las galaxias tenían una morfología peculiar. [120] Dadas las distancias entre las estrellas, la gran mayoría de los sistemas estelares de las galaxias en colisión no se verán afectados. Sin embargo, la extracción gravitacional del gas y el polvo interestelar que forman los brazos espirales produce un largo tren de estrellas conocido como colas de marea. Se pueden ver ejemplos de estas formaciones en NGC 4676 [121] o en Antennae Galaxies . [122]

La Vía Láctea y la cercana Galaxia de Andrómeda se mueven una hacia la otra a unos 130  km / s y, dependiendo de los movimientos laterales, las dos podrían colisionar en unos cinco o seis mil millones de años. Aunque la Vía Láctea nunca ha chocado con una galaxia tan grande como Andrómeda, la evidencia de colisiones pasadas de la Vía Láctea con galaxias enanas más pequeñas está aumentando. [123]

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 de estrellas probablemente también alcanzó su punto máximo hace unos diez mil millones de años. [124]

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. [125] Las galaxias elípticas carecen en gran medida de este gas, por lo que forman pocas estrellas nuevas. [126] El suministro de material formador 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. [127] [128]

Se espera que la actual era de la formación de estrellas a seguir para un máximo de cien mil millones de años, y luego la "era estelar" va a relajarse después de unos diez trillón a cien billón años (10 13 -10 14  años), como el más pequeño, Las estrellas más longevas de nuestro universo, diminutas enanas rojas , comienzan a desvanecerse. Al final de la era estelar, las galaxias estarán compuestas por objetos compactos : enanas marrones , enanas blancas que se están enfriando o frías (" enanas negras "), estrellas de neutrones y agujeros negros . Eventualmente, como resultado de la relajación gravitacional , todas las estrellas caerán en agujeros negros supermasivos centrales o serán arrojadas al espacio intergaláctico como resultado de las colisiones. [127] [129]

El sexteto de Seyfert es un ejemplo de un grupo de galaxias compacto.

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 otra galaxia de masa comparable durante los últimos mil millones de años son relativamente escasas. Se ha descubierto que sólo alrededor del cinco por ciento de las galaxias estudiadas están verdaderamente aisladas; sin embargo, estas formaciones aisladas pueden haber interactuado e incluso fusionarse con otras galaxias en el pasado, y aún pueden estar orbitadas por galaxias satélites más pequeñas. Las galaxias aisladas [nota 2] pueden producir estrellas a un ritmo más alto de lo normal, ya que su gas no está siendo despojado por otras galaxias cercanas. [130]

En la escala más grande, el universo se expande continuamente, lo que resulta en un aumento promedio en la separación entre galaxias individuales (ver la ley de Hubble ). Las asociaciones de galaxias pueden superar esta expansión a escala local a través de su atracción gravitacional mutua. Estas asociaciones se formaron temprano, cuando grupos de materia oscura unieron sus respectivas galaxias. Más tarde, los grupos cercanos se fusionaron para formar grupos a mayor escala. Este proceso de fusión en curso (así como la entrada de gas que cae) calienta el gas intergaláctico dentro de un cúmulo a temperaturas muy altas, alcanzando 30-100 megakelvins . [131] Aproximadamente entre el 70% y el 80% de la masa de un cúmulo está en forma de materia oscura, y entre el 10% y el 30% está formado por este gas calentado y el pequeño porcentaje restante de la materia en forma de galaxias. [132]

La mayoría de las galaxias están unidas gravitacionalmente a otras galaxias. Éstos 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, y estas formaciones contienen la mayoría de las galaxias (así como la mayor parte de la masa bariónica ) del universo. [133] [134] Para permanecer gravitacionalmente unida a tal grupo, cada miembro de la galaxia debe tener una velocidad suficientemente baja para evitar que escape (ver el teorema de Virial ). Sin embargo, si no hay suficiente energía cinética , el grupo puede evolucionar hacia un número menor de galaxias a través de fusiones. [135]

Problema sin resolver en física :

Las estructuras más grandes del universo son más grandes de lo esperado. ¿Son estas estructuras reales o fluctuaciones de densidad aleatorias?

(más problemas sin resolver en física)

Los cúmulos de galaxias consisten en cientos o miles de galaxias unidas por gravedad. [136] 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 mareamente sus galaxias satélites y añade su masa a la suya propia. [137]

Los supercúmulos contienen decenas de miles de galaxias, que se encuentran en cúmulos, grupos y, a veces, individualmente. En la escala de supercúmulos , las galaxias están dispuestas en láminas y filamentos que rodean grandes vacíos. [138] Por encima de esta escala, el universo parece ser el mismo en todas las direcciones ( isotrópico y homogéneo ). [139] 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 Borealis , actualmente la estructura más grande del universo encontrada hasta ahora, tiene 10 mil millones de años luz (tres gigaparsecs) de longitud. [140] [141] [142]

La Vía Láctea es miembro de una asociación llamada Local Group , 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. [143] El propio grupo local 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 . [144] Y el propio supercúmulo de Virgo es parte del complejo de supercúmulo Piscis-Cetus , un filamento de galaxias gigante .

"> Reproducir medios
Hubble Legacy Field (video de 50 segundos) [145]
Plano sur de la Vía Láctea desde longitudes de onda submilimétricas [146]

Esta imagen ultravioleta de Andrómeda muestra regiones azules que contienen estrellas jóvenes y masivas.

La radiación máxima de la mayoría de las estrellas se encuentra en el espectro visible , por lo que la observación de las estrellas que forman galaxias ha sido un componente importante de la astronomía óptica . También es una parte favorable del espectro para observar regiones de H II ionizadas y para examinar la distribución de brazos polvorientos.

El polvo presente en el medio interestelar es opaco a la luz visual. Es más transparente al infrarrojo lejano , que se puede utilizar para observar las regiones interiores de nubes moleculares gigantes y núcleos galácticos con gran detalle. [147] 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 los telescopios espaciales o de gran altitud se utilizan para la astronomía infrarroja .

El primer estudio no visual de galaxias, particularmente galaxias activas, se realizó utilizando radiofrecuencias . La atmósfera de la Tierra es casi transparente a la radio entre 5  MHz y 30 GHz. (La ionosfera bloquea las señales por debajo de este rango). [148] Se han utilizado grandes interferómetros de radio para mapear los chorros activos emitidos por los núcleos activos. Los radiotelescopios también se pueden usar para observar hidrógeno neutro (a través de una radiación de 21 cm ), incluida, potencialmente, la materia no ionizada en el universo temprano que luego colapsó para formar galaxias. [149]

Los telescopios ultravioleta y de rayos X pueden observar fenómenos galácticos de gran energía. Las erupciones ultravioleta a veces se observan cuando una estrella en una galaxia distante se separa de las fuerzas de marea de un agujero negro cercano. [150] La distribución de gas caliente en los cúmulos galácticos puede mapearse mediante rayos X. La existencia de agujeros negros supermasivos en los núcleos de las galaxias se confirmó mediante la astronomía de rayos X. [151]

  • Galaxia oscura
  • Orientación galáctica
  • Formación y evolución de galaxias
  • Proyecto Illustris
  • Lista de galaxias
  • Lista de galaxias más cercanas
  • Galaxia infrarroja luminosa
  • Esquema de galaxias
  • Agujero negro supermasivo
  • Cronología del conocimiento sobre galaxias, cúmulos de galaxias y estructura a gran escala.
  • UniversoMáquina

  1. ↑ Las galaxias del lado izquierdo del esquema de clasificación de Hubble se denominan a veces de "tipo temprano", mientras que las de la derecha son de "tipo tardío".
  2. ^ El término "galaxia de campo" se usa a veces para referirse a una galaxia aislada, aunque el mismo término también se usa para describir galaxias que no pertenecen a un cúmulo pero que pueden ser miembros de un grupo de galaxias.

  1. ^ Sparke y Gallagher 2000 , p. I
  2. ^ Hupp, E .; Roy, S .; Watzke, M. (12 de agosto de 2006). "NASA encuentra prueba directa de materia oscura" . NASA . Consultado el 17 de abril de 2007 .
  3. ^ Uson, JM; Boughn, SP; Kuhn, JR (1990). "La galaxia central en Abell 2029 - Una vieja supergigante". Ciencia . 250 (4980): 539–540. Código Bibliográfico : 1990Sci ... 250..539U . doi : 10.1126 / science.250.4980.539 . PMID  17751483 . S2CID  23362384 .
  4. ^ Hoover, A. (16 de junio de 2003). "Astrónomos de UF: Universo un poco más simple de lo esperado" . Mostrador de noticias del Hubble. Archivado desde el original el 20 de julio de 2011 . Consultado el 4 de marzo de 2011 .
    • Basado en: Graham, AW; Guzmán, R. (2003). "Fotometría HST de galaxias elípticas enanas en coma y una explicación de la supuesta dicotomía estructural entre galaxias elípticas enanas y brillantes". El diario astronómico . 125 (6): 2936-2950. arXiv : astro-ph / 0303391 . Código bibliográfico : 2003AJ .... 125.2936G . doi : 10.1086 / 374992 . S2CID  13284968 .
  5. ^ a b Jarrett, TH "Atlas de morfología de galaxias del infrarrojo cercano" . Instituto de Tecnología de California . Consultado el 9 de enero de 2007 .
  6. ^ Finley, D .; Aguilar, D. (2 de noviembre de 2005). "Los astrónomos miran más de cerca hasta el núcleo misterioso de la Vía Láctea" . Observatorio Nacional de Radioastronomía . Consultado el 10 de agosto de 2006 .
  7. ^ "Los astrónomos se equivocaron sobre el número de galaxias en el universo" . The Jerusalem Post | JPost.com . Consultado el 14 de enero de 2021 .
  8. ^ a b Christopher J. Conselice; et al. (2016). "La evolución de la densidad numérica de la galaxia en z <  8 y sus implicaciones". El diario astrofísico . 830 (2): 83. arXiv : 1607.03909 . Código Bib : 2016ApJ ... 830 ... 83C . doi : 10.3847 / 0004-637X / 830/2/83 . S2CID  17424588 .
  9. ^ a b Fountain, Henry (17 de octubre de 2016). "Dos billones de galaxias, como mínimo" . The New York Times . Consultado el 17 de octubre de 2016 .
  10. ^ Personal (2019). "¿Cuántas estrellas hay en el universo?" . Agencia Espacial Europea . Consultado el 21 de septiembre de 2019 .
  11. ^ Marov, Mikhail Ya. (2015). "La Estructura del Universo". Los fundamentos de la astrofísica moderna . págs. 279-294. doi : 10.1007 / 978-1-4614-8730-2_10 . ISBN 978-1-4614-8729-6.
  12. ^ Mackie, Glen (1 de febrero de 2002). "Ver el Universo en un Grano de Arena Taranaki" . Centro de Astrofísica y Supercomputación . Consultado el 28 de enero de 2017 .
  13. ^ "Cúmulos de galaxias y estructura a gran escala" . Universidad de Cambridge . Consultado el 15 de enero de 2007 .
  14. ^ Gibney, Elizabeth (2014). "Nueva dirección de la Tierra: 'Sistema Solar, Vía Láctea, Laniakea ' ". Naturaleza . doi : 10.1038 / nature.2014.15819 . S2CID  124323774 .
  15. ^ CT Onions et al., Diccionario de etimología inglesa de Oxford, Oxford 1966, p. 385.
  16. ^ a b Harper, D. "galaxia" . Diccionario de Etimología en línea . Consultado el 11 de noviembre de 2011 .
  17. ^ Waller y Hodge , 2003 , p. 91
  18. ^ Konečný, Lubomír. "Emblemática, agricultura y mitografía en el origen de la Vía Láctea" (PDF) . Academia de Ciencias de la República Checa . Archivado desde el original (PDF) el 20 de julio de 2006 . Consultado el 5 de enero de 2007 .
  19. ^ Rao, J. (2 de septiembre de 2005). "Explora el reino del arquero" . Space.com . Consultado el 3 de enero de 2007 .
  20. ^ Plutarco (2006). The Complete Works Volume 3: Ensayos y misceláneas . Biblioteca de eco. pag. 66. ISBN 978-1-4068-3224-2.
  21. ^ a b c Montada, JP (28 de septiembre de 2007). "Ibn Bâjja" . Enciclopedia de Filosofía de Stanford . Consultado el 11 de julio de 2008 .
  22. ^ Heidarzadeh 2008 , págs. 23-25
  23. ^ Mohamed 2000 , págs. 49–50
  24. ^ Bouali, H.-E .; Zghal, M .; Lakhdar, ZB (2005). "Divulgación de fenómenos ópticos: establecimiento del primer taller de fotografía de Ibn Al-Haytham" (PDF) . El Congreso de Educación y Formación en Óptica y Fotónica . Consultado el 8 de julio de 2008 .
  25. ^ O'Connor, John J .; Robertson, Edmund F. , "Abu Arrayhan Muhammad ibn Ahmad al-Biruni" , archivo MacTutor de Historia de las Matemáticas , Universidad de St Andrews.
  26. ^ Heidarzadeh , 2008 , p. 25, cuadro 2.1
  27. ^ Livingston, JW (1971). "Ibn Qayyim al-Jawziyyah: una defensa del siglo XIV contra la adivinación astrológica y la transmutación alquímica". Revista de la Sociedad Oriental Americana . 91 (1): 96-103 [99]. doi : 10.2307 / 600445 . JSTOR  600445 .
  28. ↑ Galileo Galilei, Sidereus Nuncius (Venecia, (Italia): Thomas Baglioni, 1610), páginas 15 y 16.
    Traducción al inglés: Galileo Galilei con Edward Stafford Carlos, trad., The Sidereal Messenger (Londres, Inglaterra: Rivingtons, 1880), páginas 42 y 43.
  29. ^ O'Connor, JJ; Robertson, EF (noviembre de 2002). "Galileo Galilei" . Universidad de St. Andrews . Consultado el 8 de enero de 2007 .
  30. ^ Thomas Wright, Una teoría original o una nueva hipótesis del universo  ... (Londres, Inglaterra: H. Chapelle, 1750). De la p.48: "... las estrellas no están infinitamente dispersas y distribuidas de manera promiscua por todo el espacio mundano, sin orden ni diseño, ... este fenómeno [no es] otro que un cierto efecto que surge del observador situación, ... Para un espectador colocado en un espacio indefinido, ... que [es decir, la vía láctea ( Vía Lactea )] [es] un vasto anillo de estrellas ..."
    en la página 73 , Wright llama la Vía Láctea el Vortex Magnus (el gran remolino) y estimó su diámetro en 8,64 × 10 12 millas (13,9 × 10 12 km).
  31. ^ a b c d Evans, JC (24 de noviembre de 1998). "Nuestra Galaxia" . Universidad George Mason . Archivado desde el original el 30 de junio de 2012 . Consultado el 4 de enero de 2007 .
  32. ^ Immanuel Kant, Allgemeine Naturgeschichte und Theorie des Himmels  ... [Historia natural universal y teoría de los cielos ...], (Königsberg y Leipzig, (Alemania): Johann Friederich Petersen, 1755).
    Disponible en traducción al inglés por Ian Johnston en: Vancouver Island University, British Columbia, Canadá Archivado el 29 de agosto de 2014 en Wayback Machine.
  33. ^ William Herschel (1785). "XII. Sobre la construcción de los cielos" . Dar algunos relatos de las empresas, estudios y trabajos actuales de los ingeniosos en muchas partes considerables del mundo . Transacciones filosóficas de la Royal Society de Londres . 75 . Londres. págs. 213-266. doi : 10.1098 / rstl.1785.0012 . ISSN  0261-0523 . S2CID  186213203 . El diagrama de la galaxia de Herschel aparece inmediatamente después de la última página del artículo.
  34. ^ Paul 1993 , págs. 16-18
  35. ^ Trimble, V. (1999). "Robert Trumpler y la (no) transparencia del espacio". Boletín de la Sociedad Astronómica Estadounidense . 31 (31): 1479. Código bibliográfico : 1999AAS ... 195.7409T .
  36. ↑ a b Kepple y Sanner 1998 , p. 18
  37. ^ a b "La Gran Nube de Magallanes, LMC" . Observatoire de Paris. 11 de marzo de 2004. Archivado desde el original el 22 de junio de 2017.
  38. ^ "Abd-al-Rahman Al Sufi (7 de diciembre de 903 - 25 de mayo de 986 dC)" . Observatoire de Paris . Consultado el 19 de abril de 2007 .
  39. ^ Gordon, Kurtiss J. "Historia de nuestra comprensión de una galaxia espiral: Messier 33" . Caltech.edu . Consultado el 11 de junio de 2018 .
  40. ^ Kant, Immanuel, Historia natural universal y teoría de los cielos (1755)
  41. ^ Véase el texto citado de Una teoría original o una nueva hipótesis del Universo de Wrighten Dyson, F. (1979). Perturbar el Universo . Pan Books . pag. 245. ISBN 978-0-330-26324-5.
  42. ^ "Parsonstown | El genio de la familia Parsons | William Rosse" . parsonstown.info .
  43. ^ Slipher, VM (1913). "La velocidad radial de la Nebulosa de Andrómeda". Boletín del Observatorio Lowell . 1 : 56–57. Código Bibliográfico : 1913LowOB ... 2 ... 56S .
  44. ^ Slipher, VM (1915). "Observaciones espectrográficas de nebulosas". Astronomía popular . Vol. 23. págs. 21-24. Código Bibliográfico : 1915PA ..... 23 ... 21S .
  45. ^ Curtis, HD (1988). "Novae en las nebulosas espirales y la teoría del universo de la isla" . Publicaciones de la Sociedad Astronómica del Pacífico . 100 : 6. Código Bibliográfico : 1988PASP..100 .... 6C . doi : 10.1086 / 132128 .
  46. ^ Weaver, HF "Robert Julius Trumpler" . Academia Nacional de Ciencias de EE. UU . Consultado el 5 de enero de 2007 .
  47. ^ Öpik, E. (1922). "Una estimación de la distancia de la nebulosa de Andrómeda". El diario astrofísico . 55 : 406. Bibcode : 1922ApJ .... 55..406O . doi : 10.1086 / 142680 .
  48. ^ Hubble, EP (1929). "Una nebulosa espiral como sistema estelar, Messier 31". El diario astrofísico . 69 : 103-158. Código bibliográfico : 1929ApJ .... 69..103H . doi : 10.1086 / 143167 .
  49. ^ Sandage, A. (1989). "Edwin Hubble, 1889-1953" . Revista de la Real Sociedad Astronómica de Canadá . 83 (6): 351–362. Código bibliográfico : 1989JRASC..83..351S . Consultado el 8 de enero de 2007 .
  50. ^ Tenn, J. "Hendrik Christoffel van de Hulst" . Universidad Estatal de Sonoma . Consultado el 5 de enero de 2007 .
  51. ^ López-Corredoira, M .; et al. (2001). "Buscando la barra galáctica en el plano y el anillo en DENIS". Astronomía y Astrofísica . 373 (1): 139-152. arXiv : astro-ph / 0104307 . Bibcode : 2001A & A ... 373..139L . doi : 10.1051 / 0004-6361: 20010560 . S2CID  18399375 .
  52. ^ Rubin, VC (1983). "Materia oscura en galaxias espirales". Scientific American . Vol. 248 no. 6. págs. 96-106. Código Bibliográfico : 1983SciAm.248f..96R . doi : 10.1038 / scientificamerican0683-96 .
  53. ^ Rubin, VC (2000). "Cien años de galaxias en rotación". Publicaciones de la Sociedad Astronómica del Pacífico . 112 (772): 747–750. Código Bibliográfico : 2000PASP..112..747R . doi : 10.1086 / 316573 .
  54. ^ "El Universo Observable contiene diez veces más galaxias de lo que se pensaba" . www.spacetelescope.org . Consultado el 17 de octubre de 2016 .
  55. ^ "Hubble descarta una explicación principal de la materia oscura" . Mostrador de noticias del Hubble. 17 de octubre de 1994 . Consultado el 8 de enero de 2007 .
  56. ^ "¿Cuántas galaxias hay?" . NASA. 27 de noviembre de 2002 . Consultado el 8 de enero de 2007 .
  57. ^ Kraan-Korteweg, RC; Juraszek, S. (2000). "Mapeo del universo oculto: la distribución de galaxias en la zona de evitación". Publicaciones de la Sociedad Astronómica de Australia . 17 (1): 6–12. arXiv : astro-ph / 9910572 . Código bibliográfico : 2000PASA ... 17 .... 6K . doi : 10.1071 / AS00006 . S2CID  17900483 .
  58. ^ Lauer, Tod R .; Cartero, Marc; Weaver, Harold A .; Spencer, John R .; Stern, S. Alan; Buie, Marc W .; Durda, Daniel D .; Lisse, Carey M .; Poppe, AR; Binzel, Richard P .; Britt, Daniel T .; Buratti, Bonnie J .; Cheng, Andrew F .; Grundy, WM; Horányi, Mihaly; Kavelaars, JJ; Linscott, Ivan R .; McKinnon, William B .; Moore, Jeffrey M .; Núñez, JI; Olkin, Catherine B .; Parker, Joel W .; Porter, Simon B .; Reuter, Dennis C .; Robbins, Stuart J .; Schenk, Paul; Showalter, Mark R .; Cantante, Kelsi N .; Verbiscer, Anne J .; Young, Leslie A. (11 de enero de 2021). "Observaciones de Nuevos Horizontes del Fondo Óptico Cósmico" . El diario astrofísico . 906 (2): 77. arXiv : 2011.03052 . Código Bibliográfico : 2021ApJ ... 906 ... 77L . doi : 10.3847 / 1538-4357 / abc881 . ISSN  1538-4357 . S2CID  226277978 . Consultado el 15 de enero de 2021 .
  59. ^ "La nave espacial New Horizons responde a la pregunta: ¿Qué tan oscuro es el espacio?" . phys.org . Consultado el 15 de enero de 2021 .
  60. ^ Barstow, MA (2005). "Galaxias elípticas" . Departamento de Física de la Universidad de Leicester . Archivado desde el original el 29 de julio de 2012 . Consultado el 8 de junio de 2006 .
  61. ^ "Galaxias" . Universidad de Cornell . 20 de octubre de 2005. Archivado desde el original el 29 de junio de 2014 . Consultado el 10 de agosto de 2006 .
  62. ^ "Cebolla galáctica" . www.spacetelescope.org . Consultado el 11 de mayo de 2015 .
  63. ^ Williams, MJ; Bureau, M .; Cappellari, M. (2010). "Restricciones cinemáticas en el contenido de materia estelar y oscura de las galaxias espirales y S0". Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society . 400 (4): 1665–1689. arXiv : 0909.0680 . Código Bibliográfico : 2009MNRAS.400.1665W . doi : 10.1111 / j.1365-2966.2009.15582.x . S2CID  17940107 .
  64. ^ Smith, G. (6 de marzo de 2000). "Galaxias - Las nebulosas espirales" . Centro de Astrofísica y Ciencias Espaciales de la Universidad de California , San Diego. Archivado desde el original el 10 de julio de 2012 . Consultado el 30 de noviembre de 2006 .
  65. ^ Van den Bergh 1998 , p. 17
  66. ^ "Gordo o plano: dar forma a las galaxias" . phys.org . Febrero 2014
  67. ^ Bertin y Lin 1996 , págs. 65–85
  68. ^ Belkora 2003 , p. 355
  69. ^ Eskridge, PB; Frogel, JA (1999). "¿Cuál es la verdadera fracción de galaxias espirales barradas?". Astrofísica y Ciencias Espaciales . 269/270: 427–430. Código bibliográfico : 1999Ap y SS.269..427E . doi : 10.1023 / A: 1017025820201 . S2CID  189840251 .
  70. ^ Bournaud, F .; Combes, F. (2002). "Acreción de gas en galaxias espirales: formación y renovación de barras". Astronomía y Astrofísica . 392 (1): 83-102. arXiv : astro-ph / 0206273 . Bibcode : 2002A y A ... 392 ... 83B . doi : 10.1051 / 0004-6361: 20020920 . S2CID  17562844 .
  71. ^ Knapen, JH; Pérez-Ramírez, D .; Laine, S. (2002). "Regiones circumnucleares en galaxias espirales barradas - II. Relaciones con las galaxias anfitrionas". Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society . 337 (3): 808–828. arXiv : astro-ph / 0207258 . Código bibliográfico : 2002MNRAS.337..808K . doi : 10.1046 / j.1365-8711.2002.05840.x . S2CID  10845683 .
  72. ^ Alard, C. (2001). "Otro bar en el Bulge". Cartas de Astronomía y Astrofísica . 379 (2): L44 – L47. arXiv : astro-ph / 0110491 . Bibcode : 2001A y A ... 379L..44A . doi : 10.1051 / 0004-6361: 20011487 . S2CID  18018228 .
  73. ^ Sanders, R. (9 de enero de 2006). "La galaxia de la Vía Láctea está deformada y vibra como un tambor" . Noticias de UCBerkeley . Consultado el 24 de mayo de 2006 .
  74. ^ Bell, GR; Levine, SE (1997). "Masa de la Vía Láctea y membresía enana corriente esferoidal". Boletín de la Sociedad Astronómica Estadounidense . 29 (2): 1384. Código Bibliográfico : 1997AAS ... 19110806B .
  75. ^ "Acabamos de descubrir un nuevo tipo de galaxia colosal" . Futurismo . 21 de marzo de 2016 . Consultado el 21 de marzo de 2016 .
  76. ^ Ogle, Patrick M .; Lanz, Lauranne; Nader, Cyril; Helou, George (1 de enero de 2016). "Galaxias espirales superluminosas". El diario astrofísico . 817 (2): 109. arXiv : 1511.00659 . Código Bibliográfico : 2016ApJ ... 817..109O . doi : 10.3847 / 0004-637X / 817/2/109 . ISSN  0004-637X . S2CID  35287348 .
  77. ^ Gerber, RA; Lamb, SA; Balsara, DS (1994). "Evolución de la galaxia del anillo en función de la masa del" intruso ". Boletín de la Sociedad Astronómica Estadounidense . 26 : 911. Bibcode : 1994AAS ... 184.3204G .
  78. ^ "ISO desvela los anillos ocultos de Andrómeda" (Comunicado de prensa). Agencia Espacial Europea . 14 de octubre de 1998. Archivado desde el original el 28 de agosto de 1999 . Consultado el 24 de mayo de 2006 .
  79. ^ "Spitzer revela lo que se perdió Edwin Hubble" . Centro Harvard-Smithsonian de Astrofísica . 31 de mayo de 2004. Archivado desde el original el 7 de septiembre de 2006 . Consultado el 6 de diciembre de 2006 .
  80. ^ Barstow, MA (2005). "Galaxias irregulares" . Universidad de Leicester . Archivado desde el original el 27 de febrero de 2012 . Consultado el 5 de diciembre de 2006 .
  81. ^ Phillipps, S .; Drinkwater, MJ; Gregg, MD; Jones, JB (2001). "Galaxias enanas ultracompactas en el cúmulo de Fornax". El diario astrofísico . 560 (1): 201–206. arXiv : astro-ph / 0106377 . Código Bibliográfico : 2001ApJ ... 560..201P . doi : 10.1086 / 322517 . S2CID  18297376 .
  82. ^ Groshong, K. (24 de abril de 2006). "Extrañas galaxias satélite reveladas alrededor de la Vía Láctea" . Nuevo científico . Consultado el 10 de enero de 2007 .
  83. ^ Schirber, M. (27 de agosto de 2008). "No adelgazar para las galaxias enanas" . ScienceNOW . Consultado el 27 de agosto de 2008 .
  84. ^ a b c "Interacciones de galaxias" . Departamento de Astronomía de la Universidad de Maryland . Archivado desde el original el 9 de mayo de 2006 . Consultado el 19 de diciembre de 2006 .
  85. ^ a b c "Galaxias que interactúan" . Universidad de Swinburne . Consultado el 19 de diciembre de 2006 .
  86. ^ "¡Felices dieciséis, telescopio Hubble!" . NASA . 24 de abril de 2006 . Consultado el 10 de agosto de 2006 .
  87. ^ a b "Galaxias Starburst" . Centro Harvard-Smithsonian de Astrofísica . 29 de agosto de 2006 . Consultado el 10 de agosto de 2006 .
  88. ^ Kennicutt Jr., RC; et al. (2005). Demografía y galaxias anfitrionas de Starbursts . Starbursts: de 30 Doradus a Lyman Break Galaxies . Springer . pag. 187. Código bibliográfico : 2005ASSL..329..187K . doi : 10.1007 / 1-4020-3539-X_33 .
  89. ^ Smith, G. (13 de julio de 2006). "Starbursts y galaxias en colisión" . Centro de Astrofísica y Ciencias Espaciales de la Universidad de California , San Diego. Archivado desde el original el 7 de julio de 2012 . Consultado el 10 de agosto de 2006 .
  90. ^ Keel, B. (septiembre de 2006). "Galaxias Starburst" . Universidad de Alabama . Consultado el 11 de diciembre de 2006 .
  91. ^ a b Quilla, WC (2000). "Introducción de núcleos galácticos activos" . Universidad de Alabama . Consultado el 6 de diciembre de 2006 .
  92. ^ a b Lochner, J .; Gibb, M. "Un monstruo en el medio" . NASA . Consultado el 20 de diciembre de 2006 .
  93. ^ a b Heckman, TM (1980). "Un estudio óptico y de radio de los núcleos de galaxias brillantes - Actividad en núcleos galácticos normales". Astronomía y Astrofísica . 87 : 152-164. Bibcode : 1980A & A .... 87..152H .
  94. ^ Ho, LC; Filippenko, AV; Sargent, WLW (1997). "Una búsqueda de núcleos de Seyfert" enanos ". V. Demografía de la actividad nuclear en galaxias cercanas". El diario astrofísico . 487 (2): 568–578. arXiv : astro-ph / 9704108 . Bibcode : 1997ApJ ... 487..568H . doi : 10.1086 / 304638 . S2CID  16742031 .
  95. ^ a b Beck, Rainer (2007). "Campos magnéticos galácticos". Scholarpedia . 2 . pag. 2411. Código Bibliográfico : 2007SchpJ ... 2.2411B . doi : 10.4249 / scholarpedia.2411 .
  96. ^ "Secretos de construcción de una metrópolis galáctica" . www.eso.org . Comunicado de prensa de ESO . Consultado el 15 de octubre de 2014 .
  97. ^ a b "Protogalaxias" . Centro Harvard-Smithsonian de Astrofísica . 18 de noviembre de 1999. Archivado desde el original el 25 de marzo de 2008 . Consultado el 10 de enero de 2007 .
  98. ^ Firmani, C .; Avila-Reese, V. (2003). "Procesos físicos detrás de la secuencia morfológica de Hubble". Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica . 17 : 107-120. arXiv : astro-ph / 0303543 . Código bibliográfico : 2003RMxAC..17..107F .
  99. ^ McMahon, R. (2006). "Astronomía: amanecer después de la edad oscura". Naturaleza . 443 (7108): 151–2. Código bibliográfico : 2006Natur.443..151M . doi : 10.1038 / 443151a . PMID  16971933 . S2CID  28977650 .
  100. ^ Wall, Mike (12 de diciembre de 2012). "La galaxia antigua puede ser la más distante jamás vista" . Space.com . Consultado el 12 de diciembre de 2012 .
  101. ^ "Detectives cósmicos" . La Agencia Espacial Europea (ESA). 2 de abril de 2013 . Consultado el 15 de abril de 2013 .
  102. ^ "HubbleSite - NewsCenter - Los astrónomos establecen un nuevo récord de distancia de galaxias (05/05/2015) - Introducción" . hubblesite.org . Consultado el 7 de mayo de 2015 .
  103. ^ "Esta galaxia muy, muy lejana es la más lejana que se ha encontrado" . Consultado el 7 de mayo de 2015 .
  104. ^ "Los astrónomos revelan la galaxia más lejana" . Consultado el 7 de mayo de 2015 .
  105. ^ Overbye, Dennis (5 de mayo de 2015). "Los astrónomos miden la distancia hasta la galaxia más lejana hasta ahora" . The New York Times . ISSN  0362-4331 . Consultado el 7 de mayo de 2015 .
  106. ^ Oesch, PA; van Dokkum, PG; Illingworth, GD; Bouwens, RJ; Momcheva, I .; Holden, B .; Roberts-Borsani, GW; Smit, R .; Franx, M. (18 de febrero de 2015). "Una medición espectroscópica de desplazamiento al rojo para una galaxia luminosa Lyman Break en z = 7.730 usando Keck / MOSFIRE". El diario astrofísico . 804 (2): L30. arXiv : 1502.05399 . Código Bib : 2015ApJ ... 804L..30O . doi : 10.1088 / 2041-8205 / 804/2 / L30 . S2CID  55115344 .
  107. ^ "Firmas de las primeras galaxias" . Consultado el 15 de septiembre de 2015 .
  108. ^ Eggen, DO; Lynden-Bell, D .; Sandage, AR (1962). "Evidencia de los movimientos de estrellas viejas que la galaxia colapsó". El diario astrofísico . 136 : 748. Bibcode : 1962ApJ ... 136..748E . doi : 10.1086 / 147433 .
  109. ^ Searle, L .; Zinn, R. (1978). "Composiciones de cúmulos de halo y formación del halo galáctico". El diario astrofísico . 225 (1): 357–379. Código bibliográfico : 1978ApJ ... 225..357S . doi : 10.1086 / 156499 .
  110. ^ Heger, A .; Woosley, SE (2002). "La firma nucleosintética de la población III". El diario astrofísico . 567 (1): 532–543. arXiv : astro-ph / 0107037 . Código bibliográfico : 2002ApJ ... 567..532H . doi : 10.1086 / 338487 . S2CID  16050642 .
  111. ^ Barkana, R .; Loeb, A. (2001). "Al principio: las primeras fuentes de luz y la reionización del Universo" (PDF) . Physics Reports (manuscrito enviado). 349 (2): 125–238. arXiv : astro-ph / 0010468 . Código bibliográfico : 2001PhR ... 349..125B . doi : 10.1016 / S0370-1573 (01) 00019-9 . S2CID  119094218 .
  112. ^ Sobral, David; Matthee, Jorryt; Darvish, Behnam; Schaerer, Daniel; Mobasher, Bahram; Röttgering, Huub JA; Santos, Sérgio; Hemmati, Shoubaneh (4 de junio de 2015). "Evidencia de poblaciones estelares similares a POPIII en los emisores LYMAN-α más luminosos en la época de reionización: confirmación espectroscópica". El diario astrofísico . 808 (2): 139. arXiv : 1504.01734 . Código bibliográfico : 2015ApJ ... 808..139S . doi : 10.1088 / 0004-637x / 808/2/139 . S2CID  18471887 .
  113. ^ Overbye, Dennis (17 de junio de 2015). "Se espían los rastros de las primeras estrellas que enriquecieron el cosmos" . The New York Times . Consultado el 17 de junio de 2015 .
  114. ^ "Las simulaciones muestran cómo los agujeros negros en crecimiento regulan la formación de galaxias" . Universidad Carnegie Mellon . 9 de febrero de 2005. Archivado desde el original el 4 de junio de 2012 . Consultado el 7 de enero de 2007 .
  115. ^ Massey, R. (21 de abril de 2007). "Atrapados en el acto; formando galaxias capturadas en el Universo joven" . Real Sociedad Astronómica . Archivado desde el original el 15 de noviembre de 2013 . Consultado el 20 de abril de 2007 .
  116. ^ Noguchi, M. (1999). "Evolución temprana de las galaxias de disco: formación de protuberancias en discos galácticos jóvenes grumosos". El diario astrofísico . 514 (1): 77–95. arXiv : astro-ph / 9806355 . Código Bibliográfico : 1999ApJ ... 514 ... 77N . doi : 10.1086 / 306932 . S2CID  17963236 .
  117. ^ Baugh, C .; Frenk, C. (mayo de 1999). "¿Cómo se forman las galaxias?" . PhysicsWeb . Archivado desde el original el 26 de abril de 2007 . Consultado el 16 de enero de 2007 .
  118. ^ González, G. (1998). La Metalicidad Estelar - Conexión Planetaria . Las enanas marrones y planetas extrasolares: Actas de un taller .. . pag. 431. Código Bibliográfico : 1998ASPC..134..431G .
  119. ^ Moskowitz, Clara (25 de septiembre de 2012). "El telescopio Hubble revela la vista más lejana del universo" . Space.com . Consultado el 26 de septiembre de 2012 .
  120. ^ Conselice, CJ (febrero de 2007). "La mano invisible del universo". Scientific American . Vol. 296 no. 2. págs. 35–41. Código Bibliográfico : 2007SciAm.296b..34C . doi : 10.1038 / scientificamerican0207-34 .
  121. ^ Ford, H .; et al. (30 de abril de 2002). "Los ratones (NGC 4676): galaxias en colisión con colas de estrellas y gas" . Mostrador de noticias del Hubble . Consultado el 8 de mayo de 2007 .
  122. ^ Golpeado, C. (1999). "Galaxy Collisions". Informes de física . 321 (1–3): 1–137. arXiv : astro-ph / 9908269 . Código Bibliográfico : 1999PhR ... 321 .... 1S . doi : 10.1016 / S0370-1573 (99) 00030-7 . S2CID  119369136 .
  123. ^ Wong, J. (14 de abril de 2000). "El astrofísico traza el final de nuestra propia galaxia" . Universidad de Toronto . Archivado desde el original el 8 de enero de 2007 . Consultado el 11 de enero de 2007 .
  124. ^ Panter, B .; Jiménez, R .; Cielos, AF; Charlot, S. (2007). "Las historias de formación de estrellas de las galaxias en el Sloan Digital Sky Survey". Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society . 378 (4): 1550-1564. arXiv : astro-ph / 0608531 . Código Bibliográfico : 2007MNRAS.378.1550P . doi : 10.1111 / j.1365-2966.2007.11909.x . S2CID  15174718 .
  125. ^ Kennicutt Jr., RC; Tamblyn, P .; Congdon, CE (1994). "Formación estelar pasada y futura en galaxias de disco". El diario astrofísico . 435 (1): 22–36. Código bibliográfico : 1994ApJ ... 435 ... 22K . doi : 10.1086 / 174790 .
  126. ^ Knapp, GR (1999). Formación de estrellas en galaxias de tipo temprano . Formación de estrellas en galaxias de tipo temprano . 163 . Sociedad Astronómica del Pacífico . pag. 119. arXiv : astro-ph / 9808266 . Código Bibliográfico : 1999ASPC..163..119K . ISBN 978-1-886733-84-8. OCLC  41302839 .
  127. ^ a b Adams, Fred; Laughlin, Greg (13 de julio de 2006). "La Gran Batalla Cósmica" . Sociedad Astronómica del Pacífico . Consultado el 16 de enero de 2007 .
  128. ^ "Cósmico 'misterio de asesinato' resuelto: las galaxias son 'estranguladas hasta la muerte ' " . Consultado el 14 de mayo de 2015 .
  129. ^ Pobojewski, S. (21 de enero de 1997). "La física ofrece un vistazo al lado oscuro del Universo" . Universidad de Michigan . Consultado el 13 de enero de 2007 .
  130. ^ McKee, M. (7 de junio de 2005). "Los solitarios galácticos producen más estrellas" . Nuevo científico . Consultado el 15 de enero de 2007 .
  131. ^ "Grupos y cúmulos de galaxias" . NASA / Chandra . Consultado el 15 de enero de 2007 .
  132. ^ Ricker, P. "Cuando colisionan los cúmulos de galaxias" . Centro de supercomputación de San Diego . Archivado desde el original el 5 de agosto de 2012 . Consultado el 27 de agosto de 2008 .
  133. ^ Dahlem, M. (24 de noviembre de 2006). "Estudio óptico y de radio de grupos de galaxias compactos del sur" . Grupo de Investigación en Astrofísica y Espacio de la Universidad de Birmingham . Archivado desde el original el 13 de junio de 2007 . Consultado el 15 de enero de 2007 .
  134. ^ Ponman, T. (25 de febrero de 2005). "Galaxy Systems: Grupos" . Grupo de Investigación en Astrofísica y Espacio de la Universidad de Birmingham. Archivado desde el original el 15 de febrero de 2009 . Consultado el 15 de enero de 2007 .
  135. ^ Girardi, M .; Giuricin, G. (2000). "La función de masa de observación de grupos de galaxias sueltas". El diario astrofísico . 540 (1): 45–56. arXiv : astro-ph / 0004149 . Código Bibliográfico : 2000ApJ ... 540 ... 45G . doi : 10.1086 / 309314 . S2CID  14059401 .
  136. ^ "Hubble señala el protocolluster más lejano de galaxias jamás visto" . Comunicado de prensa de la ESA / Hubble . Consultado el 22 de enero de 2015 .
  137. ^ Dubinski, J. (1998). "El origen de las galaxias cúmulos más brillantes" . El diario astrofísico . 502 (2): 141-149. arXiv : astro-ph / 9709102 . Código Bibliográfico : 1998ApJ ... 502..141D . doi : 10.1086 / 305901 . S2CID  3137328 . Archivado desde el original el 14 de mayo de 2011 . Consultado el 16 de enero de 2007 .
  138. ^ Bahcall, NA (1988). "Estructura a gran escala en el Universo indicada por cúmulos de galaxias". Revista anual de astronomía y astrofísica . 26 (1): 631–686. Código bibliográfico : 1988ARA & A..26..631B . doi : 10.1146 / annurev.aa.26.090188.003215 .
  139. ^ Mandolesi, N .; et al. (1986). "Homogeneidad a gran escala del Universo medida por el fondo de microondas". Cartas a la naturaleza . 319 (6056): 751–753. Código Bibliográfico : 1986Natur.319..751M . doi : 10.1038 / 319751a0 . S2CID  4349689 .
  140. ^ Horváth, István; Bagoly, Zsolt; Hakkila, Jon; Tóth, L. Viktor (2015). "Nuevos datos apoyan la existencia de la Gran Muralla Hércules-Corona Borealis". Astronomía y Astrofísica . 584 : A48. arXiv : 1510.01933 . Bibcode : 2015A & A ... 584A..48H . doi : 10.1051 / 0004-6361 / 201424829 . S2CID  56073380 .
  141. ^ Horváth, István; Bagoly, Zsolt; Hakkila, Jon; Tóth, L. Viktor (2014). "Anomalías en la distribución espacial GRB". Proceedings of Science : 78. arXiv : 1507.05528 . Código bibliográfico : 2014styd.confE..78H .
  142. ^ van den Bergh, S. (2000). "Información actualizada sobre el grupo local". Publicaciones de la Sociedad Astronómica del Pacífico . 112 (770): 529–536. arXiv : astro-ph / 0001040 . Código Bibliográfico : 2000PASP..112..529V . doi : 10.1086 / 316548 . S2CID  1805423 .
  143. ^ Tully, RB (1982). "El supercúmulo local". El diario astrofísico . 257 : 389–422. Código Bibliográfico : 1982ApJ ... 257..389T . doi : 10.1086 / 159999 .
  144. ^ NASA (2 de mayo de 2019). "Los astrónomos del Hubble ensamblan una amplia vista del universo en evolución" . EurekAlert! . Consultado el 2 de mayo de 2019 .
  145. ^ "Estudio ATLASGAL de la Vía Láctea completado" . Consultado el 7 de marzo de 2016 .
  146. ^ "Infrarrojo cercano, medio y lejano" . IPAC / NASA . Archivado desde el original el 30 de diciembre de 2006 . Consultado el 2 de enero de 2007 .
  147. ^ "Los efectos de la atmósfera superior de la Tierra en las señales de radio" . NASA . Consultado el 10 de agosto de 2006 .
  148. ^ "Las imágenes gigantes del radiotelescopio podrían hacer visible la materia oscura" . ScienceDaily . 14 de diciembre de 2006 . Consultado el 2 de enero de 2007 .
  149. ^ "El telescopio de la NASA ve Munch de agujero negro en una estrella" . NASA. 5 de diciembre de 2006 . Consultado el 2 de enero de 2007 .
  150. ^ Dunn, R. "Introducción a la astronomía de rayos X" . Grupo de Rayos X del Instituto de Astronomía . Consultado el 2 de enero de 2007 .

Fuentes

  • "Revelando el secreto de una galaxia enana Virgo" . ESO . 3 de mayo de 2000. Archivado desde el original el 9 de enero de 2009 . Consultado el 3 de enero de 2007 .

  • Belkora, L. (2003). Cuidando los cielos: la historia de nuestro descubrimiento de la Vía Láctea . Prensa CRC . ISBN 978-0-7503-0730-7.
  • Bertin, G .; Lin, C.-C. (1996). Estructura espiral en galaxias: una teoría de ondas de densidad . Prensa del MIT . ISBN 978-0-262-02396-2.
  • Binney, J .; Merrifield, M. (1998). Astronomía galáctica . Prensa de la Universidad de Princeton. ISBN 978-0-691-00402-0. OCLC  39108765 .
  • Dickinson, T. (2004). El universo y más allá (4ª ed.). Libros de luciérnagas . ISBN 978-1-55297-901-3. OCLC  55596414 .
  • Heidarzadeh, T. (2008). Una historia de las teorías físicas de los cometas, desde Aristóteles hasta Whipple . Saltador. ISBN 978-1-4020-8322-8.
  • Mo, Houjun; van den Bosch, Frank; Blanco, Simon (2010). Formación y evolución de galaxias (1 ed.). Prensa de la Universidad de Cambridge . ISBN 978-0-521-85793-2.
  • Kepple, GR; Sanner, GW (1998). La guía del observador del cielo nocturno, volumen 1 . Willmann-Bell . ISBN 978-0-943396-58-3.
  • Merritt, D. (2013). Dinámica y evolución de los núcleos galácticos . Prensa de la Universidad de Princeton . ISBN 978-1-4008-4612-2.
  • Mohamed, M. (2000). Grandes matemáticos musulmanes . Penerbit UTM . ISBN 978-983-52-0157-8. OCLC  48759017 .
  • Paul, ER (1993). La galaxia de la Vía Láctea y cosmología estadística, 1890-1924 . Prensa de la Universidad de Cambridge. ISBN 978-0-521-35363-2.
  • Sparke, LS ; Gallagher, JS III (2000). Galaxias en el universo: una introducción . Prensa de la Universidad de Cambridge . ISBN 978-0-521-59740-1.
  • Van den Bergh, S. (1998). Morfología y clasificación de galaxias . Prensa de la Universidad de Cambridge. ISBN 978-0-521-62335-3.
  • Waller, WH; Hodge, PW (2003). Galaxias y frontera cósmica . Prensa de la Universidad de Harvard . ISBN 978-0-674-01079-6.

  • Base de datos extragaláctica (NED) de NASA / IPAC ( distancias NED )
  • Galaxias en In Our Time en la BBC
  • Un Atlas del Universo
  • Galaxias: información y observaciones de aficionados
  • La galaxia más antigua encontrada hasta ahora
  • Proyecto de clasificación de galaxias, aprovechando el poder de Internet y el cerebro humano
  • ¿Cuántas galaxias hay en nuestro universo? Archivado el 21 de agosto de 2015 en Wayback Machine.
  • Las galaxias más bellas de Astronoo
  • Video 3-D (01:46) - Más de un millón de galaxias de miles de millones de estrellas cada una - BerkeleyLab / animated.