Clasificación galaxia Hubble
En la tercera década de este siglo se decidió un debate muy importante entre los astrónomos. C.P. 1924 Hubble consiguió identificar algunas cefeidas en el sistema estelar que entonces llamaban “Nebulosa de Andrómeda”. Ya que el comportamiento de las estrellas variables llamadas cefeidas era bastante conocido, Hubble consiguió medir la distancia a Andrómeda.
El valor de la distancia demostraba sin duda que Andrómeda era otra galaxia fuera de nuestra galaxia, en contra de quienes creían que el Camino Francés o la Vía Láctea era única en el Universo. Siguiendo su labor, E.P. Hubble publicó en 1926 la clasificación de galaxias a partir de fotografías tomadas con el telescopio de Mount Wilson. Todavía sabían poco de las galaxias. Por tanto, la clasificación es morfológica. El propio Hubble renovó su clasificación en 1936 para presentarla con el aspecto que nosotros analizaremos.
Posteriormente, a medida que el número de galaxias catalogadas ha aumentado, se han hecho más esfuerzos para mejorar la clasificación, pero la de Hubble no ha perdido la actualidad. En primer lugar, analizaremos brevemente esta clasificación de galaxias y, posteriormente, hablaremos de los esfuerzos que se están realizando actualmente para explicar la formación de los diferentes tipos de galaxias que aparecen en dicha clasificación.
Al hablar del Camino Francés dimos información sobre sus formas y otras peculiaridades, pero estas notas no pueden generalizarse del todo, porque no todas las galaxias son como la nuestra. No todos tienen brazos envolventes y hay otros que nos aparecen sin ninguna estructura. Sin embargo, por el aspecto que le dan estos brazos, los más abundantes son los llamados espirales.
Aunque estas afirmaciones no pueden ser demasiado precisas, los astrónomos consideran que el número de galaxias en el campo de observación de los mayores telescopios podría rondar los 100.000 millones (hay que tener en cuenta que la profundidad de esta zona se estima en la actualidad en 12 mil millones de años luz). Sin duda, más de la mitad de las galaxias (hasta el 75%) son espirales. El 20% del resto son elípticos y el 5% irregulares.
Como se puede apreciar en la figura, las galaxias espirales forman dos grupos: el más común (tipo S) y el más barroso (tipo SB). En las primeras la estructura espiral se forma en el propio núcleo. Los segundos, por el contrario, tienen una barra que les sale del núcleo y los brazos salen de este último. Las galaxias S y SB se dividen en subgrupos a, b y c: las del subgrupo A tienen un núcleo grande y los brazos finos e indefinidos; las del subgrupo C el núcleo es muy pequeño y los brazos fuertes; las del subgrupo B son intermedias entre las otras dos. El Camino del Francés podría estar entre los dos últimos. Normalmente, las galaxias espirales están formadas por grandes cantidades de matería interestelar y muchas estrellas jóvenes y luminosas.
Las galaxias elípticas, representadas por una E, también se llaman por su aspecto. Se dividen en ocho grupos en función de su elipticidad, de la EO a la E7. La asignación de número se realiza mediante la fórmula, donde a y b son las medidas del eje principal y pequeño de la galaxia en forma de elipse. Cuando a y b son iguales, la galaxia se ve en forma de circunferencia y es de tipo EO. En un principio se pensaba que las galaxias elípticas tenían la forma de lentes vikombexas, cuando la elipticidad se consideraba una característica subordinada a las posiciones relativas del observador. Hoy en día no se puede aceptar esta interpretación simplista.
N = 10 (1 - b / a)
Se han visto galaxias en forma de elipsoide, cilindro o almendra y se cree que pueden ser de formas mucho más complejas y variadas. Por lo demás no tienen definida su estructura interna. El centro es muy luminoso, pero su brillo disminuye rápidamente al ir hacia fuera. En el centro podría haber también estrellas jóvenes, pero la mayoría se encuentran en estados de evolución muy avanzados. Estas galaxias apenas tienen materia interestelar.
Como se puede apreciar en la imagen, entre galaxias elípticas y espirales se encuentran las galaxias SO, con sus diferencias intermedias. Tienen un disco diferente a los elípticos, pero en él no tienen ningún brazo.
Por último, tenemos galaxias irregulares. No tienen ninguna simetría, a menudo carecen de núcleo y carecen de estructura espiral. En general son pequeñas y tienen una gran cantidad de matería interestelar. Se distinguen dos tipos: Tipo Irr I e Irr II. Las primeras tienen una luminosidad superficial muy baja, tienen numerosas nubes H II y las estrellas se pueden distinguir fácilmente en su interior. Las Nubes de Magallanes son un ejemplo de este tipo. La luminosidad superficial de los Irr II es elevada, a menudo cruzados con franjas de polvo y tampoco es posible diferenciar las estrellas del interior con los telescopios más grandes.
La galaxia M82 que explota es el ejemplo de este grupo. Como en el caso de la última galaxia que hemos mencionado, el aspecto de algunas galaxias irregulares podría deberse a una intensa actividad interna. Otros son satélites de galaxias más grandes cuyo campo de gravedad sería la causa de la deformación de la estructura que podían tener antes.
La clasificación de Hubble se consideró inicialmente como una secuencia evolutiva: las galaxias serían las primeras elípticas, evolucionando luego a forma de espiral. Hoy en día está casi plenamente asumido que esa idea está equivocada. Todas las galaxias nacieron en la misma época, sin evolucionar de un tipo a otro. Si se acepta, el parámetro que delimita cómo será la galaxia es la razón entre el tiempo que el gas necesita para crear la estrella y el tiempo que una gran nube necesita para convertirse en galaxia.
Si las estrellas se forman antes por el estado del gas, la energía cinética generada por el colapso se queda en la estrella (en sus movimientos). Como las interacciones entre las estrellas son muy escasas, en el fondo se formaría un sistema estelar esférico o elipsoidal. Si la formación de las estrellas fuera la más lenta de las dos, el colapso generado por el campo de gravedad provocaría la formación del disco, perdiendo energía cinética en el proceso (interacciones entre partes). Las estrellas se formarían entonces en el disco (sin cesar pero pocos) y se formaría una galaxia espiral.
La clave está, por tanto, en el proceso que delimita la razón de los tiempos mencionados. A este problema se enfrentaron G. Lake y R.G. Carlberg simula la dinámica de creación de galaxias con el superordenador Cray X-MP. Estos científicos han analizado la dinámica de un modelo de 10.000 fracciones. Este modelo analiza el comportamiento del gas en el fondo de materia oscura, incluyendo la formación de estrellas. La materia oscura supone el 90% de la masa total.
De los resultados obtenidos hace un par de años se deduce que la distribución de la estrella y el gas difiere según la velocidad de las fracciones de materia oscura. Si esta velocidad es baja, el colapso de la materia oscura es más fácil y la energía y el momento angular se reparten entre las fracciones. La transferencia hacia fuera de los momentos angulares es muy importante. Como es sabido, el momento angular actúa contra la fuerza gravitatoria. Por tanto, una vez transferidas al exterior, en las regiones centrales las estrellas se forman con facilidad y estamos en el caso de la formación de galaxias elípticas.
Si la velocidad de las fracciones es alta, el colapso no es tan fácil ni la transferencia del momento angular. Por tanto, la formación de las estrellas es más lenta y pueden formarse galaxias espirales. Además, es perfectamente lógico que las galaxias espirales tengan un momento angular mayor que las elípticas, como se ha demostrado experimentalmente.
Lo que no está del todo claro es lo que limita la distribución de velocidades en la materia oscura. Por otra parte, son muy pocos los parámetros considerados y pocos los que se han estudiado entre sus posibles valores, pero el trabajo demuestra claramente la importancia de la materia oscura en el proceso de formación de las galaxias.
EFEMÉRIDES SOL: Entra en Piscis el 19 de febrero a las 3 y 58 (UT).
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