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2 HISTORIA DEL
ESTUDIO DE LAS GALAXIAS
Un astrónomo persa, al-Sufi, ha sido reconocido como el
primero en describir el débil fragmento de luz en la
constelación Andrómeda que sabemos ahora que es una galaxia
compañera de la nuestra. En 1780, el astrónomo francés Charles
Messier publicó una lista de objetos no estelares que incluía
32 objetos que son, en realidad, galaxias. Estas galaxias se
identifican ahora por sus números Messier (M); la galaxia
Andrómeda, por ejemplo, se conoce entre los astrónomos como
M31.
En la primera parte del siglo XIX, miles de galaxias fueron
identificadas y catalogadas por William y Caroline Herschel, y
John Herschel. Desde 1900, se han descubierto en exploraciones
fotográficas gran cantidad de galaxias. Éstas, a enormes
distancias de la Tierra, aparecen tan diminutas en una
fotografía que resulta muy difícil distinguirlas de las
estrellas. La mayor galaxia conocida tiene aproximadamente
trece veces más estrellas que la Vía Láctea.
En 1912 el astrónomo estadounidense Vesto M. Slipher,
trabajando en el Observatorio Lowell de Arizona (EEUU),
descubrió que las líneas espectrales de todas las galaxias se
habían desplazado hacia la región espectral roja (véase
Desplazamiento hacia el rojo; Espectroscopia). Su compatriota
Edwin Hubble interpretó esto como una evidencia de que todas
las galaxias se alejaban unas de otras y llegó a la conclusión
de que el Universo se expandía. No se sabe si continuará
expandiéndose o si contiene materia suficiente para frenar la
expansión de las galaxias, de forma que éstas, finalmente, se
junten de nuevo. Véase Cosmología.
3 CLASIFICACIÓN DE LAS GALAXIAS
Cuando se utilizan telescopios potentes, en la mayor parte de
las galaxias sólo se detecta la luz mezclada de todas las
estrellas; sin embargo, las más cercanas muestran estrellas
individuales. Las galaxias presentan una gran variedad de
formas. Algunas tienen un perfil globular completo con un
núcleo brillante. Estas galaxias llamadas elípticas contienen
una gran población de estrellas viejas, normalmente poco gas y
polvo, y algunas estrellas de nueva formación. Las galaxias
elípticas tienen gran variedad de tamaños, desde gigantes a
enanas.
Por el contrario las galaxias espirales son discos achatados
que contienen no sólo algunas estrellas viejas sino también
una gran población de estrellas jóvenes, bastante gas y polvo,
y nubes moleculares que son el lugar de nacimiento de las
estrellas. Con frecuencia, las regiones que contienen
estrellas jóvenes brillantes y nubes de gas están dispuestas
en grandes brazos espirales que se pueden observar rodeando a
la galaxia. Generalmente, un halo de débiles estrellas viejas
rodea el disco, y suele existir una protuberancia nuclear más
pequeña que emite dos chorros de materia energética en
direcciones opuestas.
Otras galaxias en forma de disco se denominan irregulares.
Estas galaxias tienen también grandes cantidades de gas, polvo
y estrellas jóvenes, pero su disposición no es en forma de
espiral. En general están situadas cerca de galaxias más
grandes y su apariencia es probablemente el resultado de la
perturbación gravitatoria debida a galaxias con más masa.
Algunas galaxias muy singulares se sitúan en grupos cerrados
de dos o tres, y las interacciones de sus mareas han causado
distorsiones de los brazos espirales, produciendo discos
combados y largas colas en forma de serpentinas.
Los quásares son objetos que parecen estelares o casi
estelares, pero sus enormes desplazamientos hacia el rojo les
identifican como objetos situados a grandes distancias (véase
Radioastronomía). Muchos astrónomos creen en la actualidad que
los quásares son galaxias activas cuyos núcleos contienen
enormes agujeros negros. Probablemente están muy relacionados
con las radiogalaxias y con los objetos tipo BL Lacertae.
4 DETERMINACIÓN DE DISTANCIAS EXTRAGALÁCTICAS
Deducir la distancia de una galaxia mediante la simple
observación con un telescopio es imposible, ya que puede
tratarse de una galaxia gigante a una gran distancia o de una
más cercana a la Tierra pero de menor tamaño. Las distancias
se calculan comparando el brillo o tamaño de los objetos de
una galaxia desconocida con los de nuestra galaxia. Con este
fin se han utilizado las estrellas más brillantes, supernovas,
cúmulos de estrellas y nubes de gas. Son útiles sobre todo las
estrellas del tipo cefeidas, estrellas cuya luz varía
periódicamente porque el periodo de pulsación está relacionado
con el brillo intrínseco de la estrella. Observando la
frecuencia se puede calcular y comparar el verdadero brillo
con el brillo aparente; así se puede deducir la distancia. Los
astrónomos han descubierto recientemente que la velocidad de
las estrellas mientras orbitan el centro de sus galaxias
depende del brillo intrínseco y de la masa de esa galaxia. Las
galaxias de rotación rápida son extremadamente luminosas; las
de rotación más lenta son más débiles. Con frecuencia se
pueden determinar las velocidades orbitales de las estrellas
de una galaxia, así como el brillo intrínseco, y de esa forma
se puede deducir la distancia a esa galaxia.
5 DISTRIBUCIÓN DE LAS GALAXIAS
En general, las galaxias no están aisladas en el espacio sino
que suelen ser miembros de agrupaciones de tamaño pequeño o
medio, que a su vez forman grandes cúmulos de galaxias.
Nuestra galaxia pertenece a una agrupación pequeña de unas 20
galaxias que los astrónomos llaman el Grupo Local. La Vía
Láctea y la galaxia Andrómeda son los dos miembros mayores,
con 100.000 o 200.000 millones de estrellas cada una. Las
Nubes de Magallanes son tres galaxias satélites cercanas, pero
pequeñas y débiles, con 100 millones de estrellas
aproximadamente.
El cúmulo más cercano es Virgo, que junto con el Grupo Local y
otros cúmulos forma el Supercúmulo Local. Todos estos cúmulos
se mueven en la misma dirección; la razón de esto podría ser
otro supercúmulo escondido a la vista por nuestra propia
galaxia, ya que se tiene conocimiento de supercúmulos a una
distancia de hasta 300 millones de años luz. Algunos teóricos
sugieren que la causa podría ser un “anillo” cósmico, una
grieta unidimensional en la estructura del espacio-tiempo.
Por lo general, la distribución de cúmulos y supercúmulos en
el Universo no es uniforme, sino que supercúmulos de decenas
de miles de galaxias están dispuestos en largos filamentos,
fibrosos y con forma de lazo, separados por grandes vacíos. La
Gran Muralla, un filamento galáctico descubierto en 1989, se
extiende a lo largo del espacio a más de 500 millones de años
luz. Los cosmólogos suponen que la materia oscura, un material
hipotético que no irradia ni refleja la radiación
electromagnética, puede existir en cantidades suficientes como
para generar campos gravitatorios responsables de la
estructura heterógenea del Universo.
Las galaxias más distantes conocidas, cerca del límite del
universo visible, son objetos débiles y azules. Las imágenes
de estos objetos se pueden obtener dirigiendo un telescopio
hacia las regiones aparentemente vacías del cielo, utilizando
un detector de carga acoplada de estado sólido para concentrar
la luz débil y procesando después estas imágenes en un
ordenador o computadora. Una de las galaxias más lejanas, y la
más pequeña descubierta hasta el momento (alrededor de un
millón de estrellas), fue detectada por los telescopios Keck
del Observatorio Mauna Kea de Hawai gracias a la existencia
del cúmulo de galaxias Abell 2218, que actuó como lente
gravitacional, haciendo que el brillo de la galaxia fuera 30
veces mayor. El estudio de la señal recibida por estos
telescopios junto con la observación de unas imágenes
obtenidas por el telescopio espacial Hubble en 1995 y 1998
permitió anunciar su descubrimiento. Se han detectado galaxias
más lejanas, pero ninguna tan pequeña y de tan poca masa. Los
científicos piensan que puede tratarse de un sistema estelar
que terminaría uniéndose a otros grupos de estrellas similares
para formar una “auténtica” galaxia.
Las galaxias, que se alejan de la Tierra a una velocidad
aproximada al 88% de la velocidad de la luz, pueden haberse
formado alrededor de 2.000 millones de años después del origen
del Universo.
6 ROTACIÓN DE LAS GALAXIAS ESPIRALES
Estrellas y nubes de gas orbitan alrededor del centro de sus
galaxias. Los periodos orbitales son del orden de cientos de
millones de años. Estos movimientos se han estudiado midiendo
las posiciones de las líneas espectrales de la galaxia. En las
galaxias espirales, las estrellas se mueven en órbitas
circulares a velocidades que aumentan al crecer las distancias
al centro. En los bordes del disco espiral se han medido
velocidades de 300 km/s a distancias de 150.000 años luz.
Esta relación entre la velocidad y la distancia al centro es
diferente en el Sistema Solar, donde, por ejemplo, las
velocidades de los planetas disminuyen cuando aumenta la
distancia al Sol. Esta diferencia indica que la masa de una
galaxia no está tan concentrada en el centro como lo está la
masa del Sistema Solar. Gran cantidad de masa de una galaxia
se sitúa a mucha distancia del centro, pero tiene una
luminosidad tan débil que se ha detectado sólo por su
atracción gravitatoria. Estudios sobre velocidades de las
estrellas en las galaxias externas han fortalecido la teoría
de que gran parte de la masa del Universo consta de materia
oscura.
7 RADIACIÓN DESDE UNA GALAXIA
El conocimiento del aspecto de una galaxia está basado en
observaciones ópticas. El conocimiento de la composición y
movimientos de las estrellas individuales se basa en los
estudios espectrales de la región óptica. Gran cantidad de
detalles de la estructura galáctica se conocen a partir de las
investigaciones en la región de radio del espectro
electromagnético ya que el gas hidrógeno de los brazos
espirales de una galaxia irradia en esta región. El polvo
caliente del núcleo y de los brazos espirales de una galaxia
irradia en la zona infrarroja del espectro. Algunas galaxias
irradian más energía en la región óptica.
Observaciones recientes de rayos X han confirmado que los
halos galácticos contienen gas a temperaturas de millones de
grados. La emisión de rayos X se observa también en objetos
tan variados como los cúmulos globulares, fragmentos de
supernova y gas caliente en cúmulos de galaxias. Las
observaciones de la región ultravioleta revelan también las
características del gas del halo, así como los detalles de la
evolución de las estrellas jóvenes de las galaxias.
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