Galaxia espiral

Galaxy tiene varios brazos de estrellas más jóvenes.

Un ejemplo de una galaxia espiral, la Galaxia Molinillo (también conocida como Messier 101 o NGC 5457)

Las galaxias espirales forman una clase de galaxias descritas originalmente por Edwin Hubble en su obra de 1936 El reino de las nebulosas ^[1] y, como tales, forman parte de la secuencia de Hubble . La mayoría de las galaxias espirales consisten en un disco giratorio plano que contiene estrellas , gas y polvo , y una concentración central de estrellas conocida como abultamiento . Estos a menudo están rodeados por un halo de estrellas mucho más tenue , muchas de las cuales residen en cúmulos globulares .

Las galaxias espirales reciben su nombre por sus estructuras espirales que se extienden desde el centro hasta el disco galáctico. Los brazos espirales son sitios de formación estelar en curso y son más brillantes que el disco circundante debido a las estrellas OB jóvenes y calientes que los habitan.

Se observa que aproximadamente dos tercios de todas las espirales tienen un componente adicional en forma de estructura en forma de barra, ^{[2] que se} extiende desde el abultamiento central, en cuyos extremos comienzan los brazos espirales. La proporción de espirales barradas en relación con espirales sin barras probablemente ha cambiado a lo largo de la historia del universo , con solo alrededor del 10% que contiene barras hace unos 8 mil millones de años, a aproximadamente un cuarto de hace 2.5 mil millones de años, hasta el presente, donde más de dos tercios de las galaxias del universo visible ( volumen de Hubble ) tienen barras. ^[3]

La Vía Láctea es una espiral barrada, aunque la barra en sí es difícil de observar desde la posición actual de la Tierra dentro del disco galáctico. ^[4] La evidencia más convincente de que las estrellas forman una barra en el centro galáctico proviene de varios estudios recientes, incluido el Telescopio Espacial Spitzer . ^[5]

Junto con las galaxias irregulares , las galaxias espirales constituyen aproximadamente el 60% de las galaxias del universo actual. ^[6] Se encuentran principalmente en regiones de baja densidad y son raras en los centros de los cúmulos de galaxias. ^[7]

Estructura

Galaxia espiral barrada UGC 12158 .

Las galaxias espirales pueden constar de varios componentes distintos:

• Un disco plano y giratorio de estrellas y materia interestelar cuyos brazos espirales son componentes prominentes.
• Una protuberancia estelar central de estrellas principalmente más viejas, que se asemeja a una galaxia elíptica.
• Una distribución de estrellas en forma de barra.
• Un halo casi esférico de estrellas, incluidas muchas en cúmulos globulares.
• Un agujero negro supermasivo en el centro del abultamiento central
• Un halo de materia oscura casi esférico

La importancia relativa, en términos de masa, brillo y tamaño, de los diferentes componentes varía de una galaxia a otra.

Brazos espirales

NGC 1300 en luz infrarroja .

Los brazos espirales son regiones de estrellas que se extienden desde el centro de las galaxias espirales y espirales barradas . Estas regiones largas y delgadas se asemejan a una espiral y, por lo tanto, dan su nombre a las galaxias espirales. Naturalmente, las diferentes clasificaciones de galaxias espirales tienen distintas estructuras de brazos. Las galaxias Sc y SBc, por ejemplo, tienen brazos muy "sueltos", mientras que las galaxias Sa y SBa tienen brazos apretados (con referencia a la secuencia de Hubble). De cualquier manera, los brazos espirales contienen muchas estrellas azules jóvenes (debido a la alta densidad de masa y la alta tasa de formación de estrellas), lo que hace que los brazos sean tan brillantes.

Abultamiento

Galaxia espiral NGC 1589 ^[8]

Una protuberancia es un grupo de estrellas grande y apretado . El término se refiere al grupo central de estrellas que se encuentra en la mayoría de las galaxias espirales, a menudo definido como el exceso de luz estelar por encima de la extrapolación hacia adentro de la luz del disco externo (exponencial).

Usando la clasificación de Hubble, el abultamiento de las galaxias Sa generalmente está compuesto por estrellas de Población II , que son estrellas rojas viejas con bajo contenido de metales. Además, el abultamiento de las galaxias Sa y SBa tiende a ser grande. Por el contrario, las protuberancias de SC y SBC galaxias son mucho más pequeños ^[9] y se componen de pequeños azules, estrellas de Población I . Algunas protuberancias tienen propiedades similares a las de las galaxias elípticas (reducidas a menor masa y luminosidad); otras simplemente aparecen como centros de discos de mayor densidad, con propiedades similares a las de las galaxias de disco.

Se cree que muchas protuberancias albergan un agujero negro supermasivo en sus centros. En nuestra propia galaxia, por ejemplo, se cree que el objeto llamado Sagitario A * es un agujero negro supermasivo. Hay muchas líneas de evidencia de la existencia de agujeros negros en los centros de galaxias espirales, incluida la presencia de núcleos activos en algunas galaxias espirales y mediciones dinámicas que encuentran grandes masas centrales compactas en galaxias como Messier 106 .

Bar

Galaxia espiral NGC 2008

Se observan alargamientos de estrellas en forma de barra en aproximadamente dos tercios de todas las galaxias espirales. ^{[10] [11]} Su presencia puede ser fuerte o débil. En las galaxias espirales de borde (y lenticulares), la presencia de la barra a veces puede ser discernida por las estructuras en forma de X o (cáscara de maní) fuera del plano ^{[12] [13]} que típicamente tienen una visibilidad máxima a la mitad de la longitud de la barra en el plano.

Esferoide

Galaxia espiral NGC 1345

La mayor parte de las estrellas en una galaxia espiral están ubicadas cerca de un solo plano (el plano galáctico ) en órbitas circulares más o menos convencionales alrededor del centro de la galaxia (el Centro Galáctico ), o en una protuberancia galáctica esferoidal alrededor de la galaxia. centro.

Sin embargo, algunas estrellas habitan un halo esferoidal o esferoide galáctico , un tipo de halo galáctico . El comportamiento orbital de estas estrellas está en disputa, pero pueden exhibir órbitas retrógradas y / o muy inclinadas , o no moverse en órbitas regulares en absoluto. Las estrellas halo pueden adquirirse de pequeñas galaxias que caen y se fusionan con la galaxia espiral; por ejemplo, la galaxia esferoidal enana de Sagitario está en proceso de fusionarse con la Vía Láctea y las observaciones muestran que algunas estrellas en el halo de la Vía Láctea tienen adquirido de ella.

NGC 428 es una galaxia espiral barrada, ubicada aproximadamente a 48 millones de años luz de la Tierra en la constelación de Cetus . ^[14]

A diferencia del disco galáctico, el halo parece estar libre de polvo y, en mayor contraste, las estrellas en el halo galáctico son de la Población II , mucho más antiguas y con una metalicidad mucho menor que sus primos de la Población I en el disco galáctico (pero similares a los en el bulbo galáctico). El halo galáctico también contiene muchos cúmulos globulares .

El movimiento de las estrellas de halo las lleva a través del disco en ocasiones, y se cree que varias pequeñas enanas rojas cercanas al Sol pertenecen al halo galáctico, por ejemplo , Star de Kapteyn y Groombridge 1830 . Debido a su movimiento irregular alrededor del centro de la galaxia, estas estrellas a menudo muestran un movimiento propio inusualmente alto .

La galaxia espiral más antigua

La galaxia espiral más antigua registrada es BX442 . Con once mil millones de años, es más de dos mil millones de años más antiguo que cualquier descubrimiento anterior. Los investigadores creen que la forma de la galaxia es causada por la influencia gravitacional de una galaxia enana compañera . Los modelos informáticos basados ​​en esa suposición indican que la estructura en espiral de BX442 durará unos 100 millones de años. ^{[15] [16]}

Relacionados

En junio de 2019, los científicos ciudadanos a través de Galaxy Zoo informaron que la clasificación habitual de Hubble , particularmente en lo que respecta a las galaxias espirales , puede no ser compatible y puede necesitar una actualización. ^{[17] [18]}

Origen de la estructura en espiral

La galaxia espiral NGC 6384 tomada por el Telescopio Espacial Hubble .

La galaxia espiral NGC 1084 , hogar de cinco supernovas . ^[19]

El pionero de los estudios sobre la rotación de la Galaxia y la formación de los brazos espirales fue Bertil Lindblad en 1925. Se dio cuenta de que la idea de estrellas dispuestas permanentemente en forma de espiral era insostenible. Dado que la velocidad angular de rotación del disco galáctico varía con la distancia desde el centro de la galaxia (a través de un modelo gravitacional de tipo estándar del sistema solar), un brazo radial (como un radio) se curvaría rápidamente a medida que la galaxia gira. El brazo, después de algunas rotaciones galácticas, se volvería cada vez más curvado y se enroscaría cada vez más alrededor de la galaxia. A esto se le llama problema de bobinado . Las mediciones realizadas a finales de la década de 1960 mostraron que la velocidad orbital de las estrellas en las galaxias espiralescon respecto a su distancia del centro galáctico es de hecho más alta de lo esperado de la dinámica newtoniana, pero aún no puede explicar la estabilidad de la estructura en espiral.

Desde la década de 1970, ha habido dos hipótesis o modelos principales para las estructuras espirales de las galaxias:

• formación de estrellas causada por ondas de densidad en el disco galáctico de la galaxia.
• el modelo estocástico de formación estelar autopropagadora (modelo SSPSF ) - formación estelar causada por ondas de choque en el medio interestelar . Las ondas de choque son causadas por los vientos estelares y las supernovas de la formación estelar anterior reciente, lo que lleva a una formación estelar autopropagada y autosostenida. La estructura en espiral surge entonces de la rotación diferencial del disco de la galaxia.

Estas diferentes hipótesis no son mutuamente excluyentes, ya que pueden explicar diferentes tipos de brazos espirales.

Modelo de onda de densidad

Artículo principal: teoría de ondas de densidad

Reproducir medios

Animación de órbitas según lo predicho por la teoría de la onda de densidad, que explica la existencia de brazos espirales estables. Las estrellas entran y salen de los brazos espirales mientras orbitan la galaxia.

Bertil Lindblad propuso que los brazos representan regiones de densidad mejorada (ondas de densidad) que giran más lentamente que las estrellas y el gas de la galaxia. Cuando el gas entra en una onda de densidad, se comprime y crea nuevas estrellas, algunas de las cuales son estrellas azules de corta duración que iluminan los brazos. ^[20]

Teoría histórica de Lin y Shu

Diagrama exagerado que ilustra la explicación de Lin y Shu de los brazos espirales en términos de órbitas ligeramente elípticas.

La primera teoría aceptable para la estructura en espiral fue ideada por CC Lin y Frank Shu en 1964, ^[21]intentando explicar la estructura a gran escala de las espirales en términos de una onda de pequeña amplitud que se propaga con una velocidad angular fija, que gira alrededor de la galaxia a una velocidad diferente a la del gas y las estrellas de la galaxia. Sugirieron que los brazos espirales eran manifestaciones de ondas de densidad espirales; asumieron que las estrellas viajan en órbitas ligeramente elípticas y que las orientaciones de sus órbitas están correlacionadas, es decir, las elipses varían en su orientación (una a otra) de una manera suave con distancia creciente del centro galáctico. Esto se ilustra en el diagrama de la derecha. Está claro que las órbitas elípticas se acercan en determinadas zonas para dar el efecto de brazos. Por lo tanto, las estrellas no permanecen para siempre en la posición en la que las vemos ahora, sino que pasan a través de los brazos mientras viajan en sus órbitas.^[22]

Formación de estrellas causada por ondas de densidad

Existen las siguientes hipótesis para la formación de estrellas causada por ondas de densidad:

• A medida que las nubes de gas se mueven hacia la onda de densidad, aumenta la densidad de masa local. Dado que los criterios para el colapso de las nubes (la inestabilidad de Jeans ) dependen de la densidad, una densidad más alta hace que sea más probable que las nubes colapsen y formen estrellas.
• A medida que pasa la onda de compresión, desencadena la formación de estrellas en el borde de ataque de los brazos espirales.
• A medida que las nubes son arrastradas por los brazos espirales, chocan entre sí e impulsan ondas de choque a través del gas, lo que a su vez hace que el gas colapse y forme estrellas.

La brillante galaxia NGC 3810 demuestra la estructura espiral clásica en esta imagen muy detallada del Hubble. Crédito: ESA / Hubble y NASA.

Más estrellas jóvenes en brazos espirales

Los brazos espirales parecen visualmente más brillantes porque contienen tanto estrellas jóvenes como estrellas más masivas y luminosas que el resto de la galaxia. A medida que las estrellas masivas evolucionan mucho más rápidamente, ^[23] su desaparición tiende a dejar un fondo más oscuro de estrellas más débiles inmediatamente detrás de las ondas de densidad. Esto hace que las ondas de densidad sean mucho más prominentes. ^[20]

Los brazos espirales simplemente parecen pasar a través de las estrellas más antiguas establecidas mientras viajan en sus órbitas galácticas, por lo que tampoco necesariamente siguen a los brazos. ^[20] A medida que las estrellas se mueven a través de un brazo, la velocidad espacial de cada sistema estelar se modifica por la fuerza gravitacional de la densidad local más alta. Además, las estrellas recién creadas no permanecen fijas para siempre en la posición dentro de los brazos espirales, donde la velocidad espacial promedio vuelve a la normalidad después de que las estrellas parten del otro lado del brazo. ^[22]

Órbitas alineadas gravitacionalmente

Charles Francis y Erik Anderson demostraron a partir de observaciones de movimientos de más de 20.000 estrellas locales (dentro de 300 parsecs) que las estrellas se mueven a lo largo de brazos espirales, y describieron cómo la gravedad mutua entre estrellas hace que las órbitas se alineen en espirales logarítmicas. Cuando la teoría se aplica al gas, las colisiones entre nubes de gas generan las nubes moleculares en las que se forman nuevas estrellas y se explica la evolución hacia espirales bisimétricas de gran diseño. ^[24]

Distribución de estrellas en espirales

La distribución similar de estrellas en espirales.

Las estrellas en espirales se distribuyen en discos delgados radiales con perfiles de intensidad tales que ^{[25] [26] [27]}

${\displaystyle I(R)=I_{0}e^{-R/h}}$

con ser el disco de la escala de longitud; es el valor central; es útil definir: como el tamaño del disco estelar, cuya luminosidad es${\displaystyle h}$${\displaystyle I_{0}}$${\displaystyle R_{opt}=3.2h}$

${\displaystyle L_{tot}=2\pi I_{0}h^{2}}$.

Los perfiles de luz de las galaxias espirales, en términos de coordenadas , no dependen de la luminosidad de la galaxia.${\displaystyle R/h}$

Nebulosa espiral

Antes de que se entendiera que existían galaxias espirales fuera de nuestra galaxia, la Vía Láctea, a menudo se las denominaba nebulosas espirales . La cuestión de si tales objetos eran galaxias separadas independientes de la Vía Láctea, o un tipo de nebulosa existente dentro de nuestra propia galaxia, fue el tema del Gran Debate de 1920, entre Heber Curtis del Observatorio Lick y Harlow Shapley del Monte. Observatorio Wilson . A partir de 1923, Edwin Hubble ^{[28] [29]} observó variables Cefeidas en varias nebulosas espirales, incluida la llamada "Nebulosa de Andrómeda"., lo que demuestra que son, de hecho, galaxias enteras fuera de la nuestra. Desde entonces, el término nebulosa espiral ha caído en desuso.

Vía Láctea

La Vía Láctea alguna vez fue considerada una galaxia espiral ordinaria. Los astrónomos comenzaron a sospechar por primera vez que la Vía Láctea es una galaxia espiral barrada en la década de 1960. ^{[30] [31]} Sus sospechas fueron confirmadas por las observaciones del Telescopio Espacial Spitzer en 2005, ^[32] que mostraron que la barra central de la Vía Láctea es más grande de lo que se sospechaba anteriormente.

Brazos en espiral de la Vía Láctea : basado en datos de WISE .

Ejemplos famosos

Más información: Lista de galaxias espirales

• Galaxia de Andrómeda  : galaxia espiral barrada dentro del grupo local
• Vía Láctea  : galaxia espiral barrada que contiene nuestro sistema solar
• Galaxia Molinillo  - Galaxia espiral en la constelación de la Osa Mayor
• Galaxia de girasol
• Triangulum Galaxy  - Galaxia espiral en la constelación Triangulum
• Whirlpool Galaxy  : galaxia espiral de gran diseño en la constelación de Canes Venatici

Ver también

Clasificación

• Galaxia de disco  : una galaxia caracterizada por un volumen circular aplanado de estrellas, que puede incluir un abultamiento central.
• Galaxia elíptica enana
• Galaxia esferoidal enana: galaxias  pequeñas de baja luminosidad con muy poco polvo y una población estelar más antigua.
• Galaxia espiral floculante  - Galaxia irregular con brazos espirales discontinuos
• Diagrama de color-magnitud de la galaxia
• Galaxia espiral de gran diseño  : galaxia con brazos espirales prominentes y bien definidos,
• Galaxia espiral intermedia  : una galaxia que se encuentra entre las clasificaciones de una galaxia espiral barrada y una galaxia espiral no barrada.
• Galaxia lenticular  : tipo de galaxia intermedia entre una elíptica y una espiral.
• Anillo de galaxia  : una galaxia con una apariencia circular.
• Galaxia Starburst  : una galaxia que experimenta una tasa excepcionalmente alta de formación estelar.
• Galaxia Seyfert  : una clase de galaxias activas con núcleos muy brillantes

Otro

• Sistema de coordenadas galácticas  : un sistema de coordenadas celestes en coordenadas esféricas, con el Sol como centro.
• Corona galáctica  : un componente gaseoso, ionizado y caliente en el halo galáctico
• Formación y evolución de galaxias  : procesos que formaron un universo heterogéneo a partir de un comienzo homogéneo, la formación de las primeras galaxias, la forma en que las galaxias cambian con el tiempo.
• Curva de rotación de la galaxia
• Grupos y cúmulos de galaxias  : toda la materia que se puede observar desde la Tierra en la actualidad.
• Lista de galaxias
• Lista de galaxias más cercanas
• Lista de galaxias espirales
• Halo estelar
• Cronología del conocimiento sobre galaxias, cúmulos de galaxias y estructura a gran escala.
• Relación Tully-Fisher  - Tendencia en astronomía

Referencias

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Enlaces externos

Wikimedia Commons tiene medios relacionados con galaxias espirales .

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• Galaxias espirales @ SEDS Messier pages
• SpiralZoom.com , un sitio web educativo sobre galaxias espirales y otras formaciones espirales que se encuentran en la naturaleza. Para la escuela secundaria y la audiencia general.
• Explicación de la estructura en espiral
• GLIMPSE: el extraordinario estudio galáctico del plano medio infrarrojo heredado
• Merrifield, MR "Galaxias espirales y velocidad de patrón" . Sesenta símbolos . Brady Haran para la Universidad de Nottingham .