galaxias - Observatorio Astronómico de Guirguillano
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Taller de Astronomía en las Ciencias del Mundo Contemporáneo 6. Galaxias investigación 6. Galaxias investigación ª ª ª ª ª ª ª ª ª ª ª ª ª ª Autoras: Ana Ulla Miguel y Luisa Blanco Fernández Galaxias Contido 1. Introdución 2. Clasificación de las galaxias 3. La Vía Láctea y nuestro “universo local” 4. Galaxias activas 1. Introdución En 1610, Galileo Galilei observó con su telescopio rudimentario que la banda tenue y lechosa que atraviesa el firmamento nocturno y que llamamos Vía Láctea era en realidad una acumulación de muchas estrellas y, hoy sabemos que, al mismo tiempo gas y polvo. La Vía Láctea se corresponde con la perspectiva interior que tenemos de nuestra propia galaxia. Así, los científicos se dieron cuenta de que nuestro Sol formaba parte de un sistema estelar estructurado y más grande del que imaginaban. Hoy en día, se entiende por galaxia un objeto celeste de más de 106 veces la masa de nuestro Sol, compuesta generalmente de estrellas, gas y polvo estando todos sus elementos unidos de forma -2- gravitacional. Cada galaxia del Universo contiene un mínimo de 100.000 millones de estrellas y se estima que haya más de 100.000 millones de galaxias en el Universo. oaf-M101 ngc 4565-oaf Imagen 1: : (Izquierda) M101 es una galaxia espiral vista de cara en la constelación de la Osa Mayor. (Derecha) NGC 4565 es una galaxia espiral vista de canto en la constelación Coma Berenices. Imágenes tomadas en el Observatorio Astronómico de Forcarei. 6. Galaxias investigación Atendiendo a la masa y al tamaño de las galaxias se pueden dividir fundamentalmente en gigantes, normales y enanas. Los componentes estructurales que se pueden observar dentro de una galaxia son: Núcleo: es la región más central y compacta de la galaxia, de pequeño tamaño (unos 100 pc de diámetro para la Vía Láctea), y conteniendo una gran acumulación de estrellas, polvo y gas. Algunos núcleos galácticos alojan agujeros negros centrales supermasivos. Bulbo: estructura esferoidal muy luminosa en torno al núcleo de la galaxia, con una distribución aproximadamente esférica de estrellas. Disco: estructura más o menos circular y plana que rodea el bulbo de algunas galaxias. Dentro del disco pueden observarse los “brazos espirales”, en las galaxias con dicha morfología. El Disco puede dividirse en varias “capas” denominadas disco delgado y disco grueso. Halo: estructura esferoidal de gran tamaño que rodea el bulbo y el disco, y en la que se alojan los cúmulos globulares. En algunos casos se detectan en algunas galaxias otras estructuras como pueden ser las barras (superpuestas al bulbo y donde las estrellas presentan un movimiento elíptico muy excéntrico paralelo a la dirección principal de dicha barra); los anillos (circulares y concéntricos con el centro de las galaxias espirales, ubicados en el plano del disco); y los caparazones (arcos circulares finos y poco brillantes presentes en algunas galaxias elípticas). Vera Rubin en 1970 estudió la velocidad de rotación de las galaxias concluyendo que la masa de las estrellas, del gas y el polvo de la misma no era suficiente para mantener dicha velocidad. A raíz de este descubrimiento se postula la existencia de una materia con masa, pero in-detectable en las radiaciones visibeis del espectro electromagnético, que se nombró materia oscura y que conviviría con el halo. Aun se está estudiando la composición de dicha materia siendo los posibles candidatos: w Planetas de distintos tamaños tanto rocosos como xovianos. w Enanas marrones que son objetos gaseosos sin la masa suficiente para iniciar reacciones nucleares en su interior características de las estrellas “normales”. -3- w Microagujeros negros o grandes cantidades de estrellas de neutrones. w Partículas elementales como el neutrino, partículas exóticas aun por descubrir o de otros tipos. 2. Clasificación das Galaxias Las galaxias se observan en el cielo como objetos extensos con distintas formas y colores. La secuencia de Hubble (ideada por él mismo en 1936) clasifica las galaxias según su morfología o aparencia visual. Utilizando este esquema (Figura 1), las galaxias pueden se: w Elípticas: tienen forma elipsoidal y su luminosidad va decreciendo a medida que nos alejamos del centro. Se denotan por la letra E y se subdividen de 0 a 7 (número que de la cuenta 6. Galaxias investigación de la excentricidad de la galaxia), siendo el tipo E0 lo de las galaxias esféricas y el E7 el de las más excéntricas observadas. w Espirales: son aplanadas y tienen brazos espirales que pueden salir directamente del núcleo de la galaxia -- llamadas espirales o espirales normales -- o de una barra en el núcleo -- llamadas espirales barradas --. Se notan por las letras S o SB, respectivamente, y se subdividen de a la c siendo a las que tienen unos brazos espirales mas apretados y c los más abiertos. w Lenticulares: tienen la misma forma que las espirales pero no tienen brazos espirales ni estrellas brillantes, siendo dominadas por su bulbo. Se notan por S0 y son fácilmente confundible con las E0. También existen las lenticulares barradas (SB0). Además de estos tres tipos “regulares” de galaxias, Hubble agrupó en un conjunto separado las galaxias irregulares (Irr, de subtipos I e II), que son aquellas con formas que no se pueden englobar en los anteriores tipos y que pueden ser resultado de: w Perturbaciones gravitacionales de galaxias vecinas. w Fusión de dos galaxias. Las de tipo Irr I son más estructuradas y luminosas que las de tipo Irr II. Sb Sc Sa E0 E3 E7 S0 SBa SBb SBc -4Figura 1: La secuencia de Hubble sólo clasifica las galaxias morfológicamente. En ningún caso dibuja la evolución de una galaxia en su esquema. Esta secuencia fue ampliada y modificada por varios astrónomos hasta nuestros días. Por ejemplo, en las espirales se aumentó la subclasificación hasta d y m, siendo la Sm a que corresponde con las galaxias que tienen los brazos más abiertos de toda la clase. Sd y Sm se corresponderían en realidad con una transición a las galaxias irregulares (Irr), cuyos brazos espirales están mal definidos y/o son difusos. Se añadieron también las galaxias elípticas enanas (dE) y las galaxias lenticulares enanas (dS0). Las dE suenen ser satélites de galaxias mayores como por ejemplo en el caso de M32 y M110, que es satélites de nuestra galaxia vecina Andrómeda. Estas galaxias enanas en general se distinguen de las anteriores (clasificación inicial) por tener un brillo superficial1 menor. 1 El brillo superficial de una galaxia es el brillo aparente de la misma en magnitudes dividido por su área aparente en segundos de arco al cuadrado. 6. Galaxias investigación 3. La Vía Láctea y nuestro “universo local” Casi todos los objetos que vemos en el cielo (estrellas, cúmulos, nebulosas, …) pertenecen a nuestra Galaxia, la Vía Láctea (Figura 2). Fuera de ella están las otras galaxias del Universo. Nuestra Galaxia es una galaxia espiral de 100.000 años-luz (30 kiloparsecs) de diámetro. El espesor del bulbo es de unos 1.000 años-luz (300 parsecs) mientras que el del disco es de unos 100 años-luz (30 parsecs). Hay estudios que aventuran la presencia de una barra de unos 15.000 años-luz de longitud que atraviesa dicho bulbo, siendo entonces una espiral barrada. La Galaxia tiene una velocidad radial de 220 km/s y por lo tanto tardaría en dar una vuelta entera unos 240 millones de años. Esa Figura 2: Recreación artística de la Vía rotación sería al mismo tiempo diferencial, es decir: que la Láctea vista de cara. Créditos: R. Hurt, velocidad de un punto no plano galáctico depende de su NASA/JPL. distancia radial al centro, siendo más lenta en la periferia y más rápida hacia el centro. Desde la posición del Sistema Solar en la Vía Láctea -- inmersos en el disco y cerca de uno de los brazos de espirales--, el centro galáctico se encontraría hacia la constelación de Sagitario y estaría a unos 27.000 años-luz (850 parsecs) de nuestro Sol. Se cree también que en el centro galáctico se encuentra un agujero negro supermasivo. Halo 850 pc Sol Bulbo 300 pc Disco 30 pc 30 Kpc Figura 3: Dibujoesquemático esquemático Vía Láctea de perfil Figura 1: Debuxo da de VíalaLáctea vista vista de canto. -5Alrededor de nuestra Galaxia podemos detectar: w Las grande y pequeña nubes de Magalláns que son galaxias irregulares, vecinas nuestras; w La galaxia espiral Andrómeda (M31) a 2,3 millones de años-luz de distancia; w Otras galaxias enanas, todas ellas formando el grupo local de galaxias en el que la Vía Láctea está integrada. Este grupo está formado por unas 46 galaxias conocidas hasta ahora, y a su vez pertenece al supercúmulo local o supercúmulo de Virgo. El grupo de galaxias del Escultor es el grupo más cercano a nuestro grupo local, estando situado a unos 10 millones de años-luz. Otros cúmulos vecinos son, por ejemplo, el cúmulo de Fornax, que se encuentra a 65 millones de años-luz, y el cúmulo de Coma, a 300 millones de años-luz. 6. Galaxias investigación 4. Galaxias activas También existe un conjunto de galaxias peculiares con las cuales se asocia una emisión de radiación inusualmente intensa (dichas emisiones pueden conseguir potencias de 1036 a 1042 W), visible y/o detectable en otras regiones del espectro electromagnético (como radio o rayos-X). Estos objetos se denominan núcleos de galaxias activas (AGN en sus siglas en inglés), y entre ellas se destacan los siguientes grupos principales: Las galaxias Seyfert, descub w Las galaxias Seyfert, descubiertas por primera vez por Carl Seyfert en 1943 y que poseen un núcleo, de muy reducido tamaño espacial y muy brillante, sobre todo en el ultravioleta. En su espectro presentan líneas de emisión abundantes y muy anchas: se distinguen las galaxias de tipo Seyfert I, con las líneas más anchas cas del tipo Seyfert II. w Las radiogalaxias, poseen una emisión muy potente en radio y presentan una fuente central compacta con dos chorros de materia que se alejan en direcciones opuestas. w Los cuásares (acrónimo de quasi-stellar radio source, del inglés), que son fuentes puntuales de forma práctica y que se encuentran a miles de millones de años-luz de nosotros, cuya luminosidad varía de manera irregular en intervalos de tiempos cortos (días, semanas o meses). w Los blazares (BL Lacertae), descubiertos en 1929: se pensó en un primer momento que se trataba de estrellas variables, llegándose más tarde a la conclusión de que eran galaxias. En el espectro no presentan líneas de absorción ni de emisión, pero también poseen chorros de materia expulsados en direcciones opuestas con respecto a su línea de visión desde la Tierra. Actualmente se piensa que los cuásares, blazares, galaxias Seyfert y la mayoría de las radiogalaxias podrían ser objetos del mismo tipo, pero observados según distintas orientaciones de su propia estructura (Figura 4). Se piensa al mismo tiempo que la mayoría de las galaxias “brillantes” tienen en su centro un agujero negro supermasivo, rodeado por un disco de acreción formado por la materia gaseosa de la galaxia, que cae en él a gran velocidad en espiral, para ser expulsada por el agujero. Ese material se calienta emitiendo una radiación muy intensa en forma de luz que ioniza las pequeñas nubes de gas de sus alrededores. Puede haber chorros de materia expulsados en direcciones opuestas, perpendicularmente al plano del disco de acreción (Figura 4 - derecha). Esta sería a grandes rasgos a descripción de un AGN dentro de su galaxia anfitriona, tal y como si muestra en el esquema de la Figura 4. -6- Figura 4: En el centro de los dos dibujos vemos un agujero negro rodeado de su disco de acreción. Las flechas negras representan la línea de visión desde la Tierra. Dependiendo del ángulo que presenta el AGN con respecto a nuestra línea de visión podremos observar los distintos objetos mencionados. NB: Las figuras 1, 3 y 4 fueron realizadas por Luisa Blanco Fernández Taller de Astronomía en las Ciencias del Mundo Contemporáneo: Fundamentos básicos y prácticas Galaxias Autoras: Ana Ulla Miguel Doctora en Astrofísica. Profesora del Depto. de Física Aplicada de la Universidade de Vigo Divulgadora científica Luisa Blanco Fernández Licenciada en Matemáticas Máster en Astrofísica Técnico en operaciones telescópicas Fundación CEO Ciencia y Cultura. http://www.fc3.es/ ª ª ª ª ª ª ª ª ª ª ª ª ª ª ª ª ª ª ª ª ª ª ª ª ª ª ª ª ª ª ª ª ª ª ª ª ª ª ª ª ª ª ª ª ª ª ª ª ª ª ª ª ª ª ª ª
