Las GalaxiasHistóricamente, las galaxias han sido clasificadas de acuerdo a su forma aparente (morfología visual, como se le suele nombrar). Una forma común es la de galaxia elíptica, que, como lo indica su nombre, tiene el perfil luminoso de una elipse. Las galaxias espirales tienen forma circular pero con estructura de brazos curvos envueltos en polvo. Galaxias con formas irregulares o inusuales se llaman galaxias irregulares, y son, típicamente, el resultado de perturbaciones provocadas por la atracción gravitacional de galaxias vecinas. Estas interacciones entre galaxias vecinas (que pueden provocar la fusión de galaxias) pueden inducir el intenso nacimiento de estrellas. Finalmente tenemos las galaxias pequeñas que carecen de una estructura coherente y a las que también se les llama galaxias irregulares.
Se estima que existen más de cien mil millones (1011) de galaxias en el universo observable. La mayoría de las galaxias tienen un diámetro entre cien y cien mil parsecs y están usualmente separadas por distancias del orden de un millón de parsecs. El espacio intergaláctico está compuesto por un tenue gas, cuya densidad media no supera un átomo por metro cúbico. La mayoría de las galaxias están dispuestas en una jerarquía de agregados, llamados cúmulos, que a su vez pueden formar agregados más grandes, llamados supercúmulos. Estas estructuras mayores están dispuestas en hojas o en filamentos rodeados de inmensas zonas de vacío en el universo.
Se especula que la materia oscura constituye el 90% de la masa en la mayoría de las galaxias. La naturaleza de este componente no está demostrado que verdaderamente existe, ya que teoricamente es una materia extraña que no se puede encontrar nada más que en el universo.
Historia
En 1610, Galileo Galilei usó un telescopio para estudiar la cinta lechosa en el cielo nocturno, llamada Vía Láctea, y descubrió que está compuesta por una inmensa cantidad de pequeñas estrellas. En el año 1755, Immanuel Kant teorizó sobre la estructura y las agrupaciones de estrellas en el tratado Historia general de la naturaleza y teoría del cielo, basado en un trabajo previo de Thomas Wright. Kant afirmaba que la Vía Láctea era un sistema formado por miles de sistemas solares como el nuestro, agrupados en una estructura de orden superior, de características similares a las de los sistemas planetarios: sensiblemente plana, de forma elíptica, en movimiento de rotación alrededor de un centro y regidas por la misma mecánica celeste. También supuso que, por el punto de vista desde el que observamos la Vía Láctea y por la densidad de estrellas visibles que agrupa, nuestro sol se encuentra en su mismo plano y forma parte de ella.[1] Desde un planteamiento completamente teórico, Kant afirmó que era lógico suponer la existencia de otros planetas y satélites orbitando alrededor de otras estrellas, y que debían existir otras Vías Lácteas separadas a distancias de un orden de magnitud comparable a su vasto tamaño. Según su razonamiento, estas galaxias, o universos isla, teóricas serían visibles desde la Tierra como nubes ovaladas de luz tenue, sin que fuera posible distinguir las estrellas individuales dentro de ellas. Kant las identifica con ciertos tipos de nebulosas, que Pierre Louis Maupertuis describió como pequeños lugares cuya luz es sólo un poco mayor que la oscuridad del espacio celestial, todas ellas con el aspecto de elipses más o menos abiertas, pero cuya luz es mucho más débil que cualquier otra que conozcamos en el cielo.[2
Hacia el final del siglo XVIII, las galaxias no habían sido descubiertas. Charles Messier compiló un catálogo (Catálogo Messier) que contenía 103 objetos astronómicos que él denominó "Nebulosas y Cúmulos de Estrellas", seguido más tarde por el catálogo elaborado por William Herschel, con hasta 2.514 nuevos "objetos de espacio profundo". En 1845, Lord Rosse construyó un nuevo telescopio y éste le permitió distinguir las "nebulosas" elípticas de las circulares. Este telescopio permite ver de manera parcial para poder distinguir en algunas de estas "nebulosas" fuentes puntuales individuales de luz, confirmando de manera parcial las anteriores conjeturas de Kant.
En 1917, Hebert Curtis había observado la nova S Andromedae, en la "nebulosa" de Messier M31. Buscando en los registros fotográficos, encontró otras 11 novas y observó que, en promedio, estas novas eran 10 órdenes de magnitud más débiles que las ocurridas en nuestra galaxia. Como resultado de esta observación pudo predecir que dichas novas se debían encontrar a una distancia de 150.000 parsecs. Hebert se convirtió en un célebre defensor de la hipótesis de "universos isla", que sostenía que las "nebulosas espirales" eran realmente galaxias independientes.
En 1920 ocurrió el Gran Debate entre Harlow Shapley y Heber Curtis, en torno a la naturaleza de nuestra galaxia, las "nebulosas espirales" y la dimensión del universo. Para defender la afirmación de que M31 era una galaxia externa, Curtis argumentaba que las líneas obscuras observadas en dicha "nebulosa" eran similares a las nubes de polvo que se observan en la nuestra, Vol. 5 (1925). Usar un nuevo telescopio le permitió a Edwin Hubble resolver las partes exteriores de algunas "nebulosas espirales" como colecciones de estrellas individuales. Más aún, Hubble pudo identificar en esas estrellas algunas variables cefeidas y éstas le permitieron estimar la distancia a dichas "nebulosas": estaban demasiado alejadas para ser parte de la Vía Láctea. En 1936, Hubble organizó un sistema de clasificación de galaxias, que todavía es usado en nuestros días: la Secuencia de Hubble.
El primer intento de describir la forma que tiene la Vía Láctea fue llevado a cabo por William Herschel en 1785, contando cuidadosamente el número de estrellas en distintas regiones del cielo. En 1920 Kapteyn, usando un refinamiento de la técnica empleada por Herschel, sugirió la imagen de una pequeña galaxia elipsoidal (15 kiloparsecs de diámetro), con el Sol cerca del centro. Con un método diferente, basado en la distribución de cúmulos globulares, realizado por Harlow Shapley, emergió una imagen radicalmente distinta: un disco plano con un diámetro aproximado de 70 kiloparsecs y con un Sol alejado de su centro. Ninguno de los dos análisis tomó en cuenta la absorción de la luz y el polvo interestelar presentes en el plano galáctico. Robert Julius Trumpler tomó en cuenta estos efectos en 1930, estudiando cúmulos abiertos y produciendo la imagen que actualmente se acepta de nuestra galaxia: la Vía Láctea es una galaxia espiral con un diámetro aproximado de 30 kiloparsecs.
En 1944 Hendrick van de Hulst predijo que, debido a la presencia de hidrógeno interestelar, podría detectarse la emisión de microondas de 21 cm de longitud por parte de este gas. Esta radiación, detectada en 1951, ha permitido realizar mejoras en el estudio de la dinámica de galaxias, en tanto que no es bloqueada por la presencia de polvo. El efecto Doppler puede usarse para estudiar el movimiento de este gas en la galaxia. Con la mejora de los radio telescopios se han podido trazar nubes de Tgas de hidrógeno en otras galaxias.
En 1970, Vera Rubin hizo un estudio sobre la velocidad de rotación de las galaxias. El resultado de éste y otros estudios es que la masa conjunta de las estrellas, polvo y gases detectados en una galaxia es insuficiente para sostener la velocidad de rotación la misma. Para explicar esta discrepancia se ha postulado la existencia de materia obscura, inobservable, pero cuya masa contribuya con la gravedad necesaria para mantener las velocidades de rotación observadas.
A partir de 1990, con el telescopio espacial Hubble y otros telescopios espaciales, que cuentan con cámaras sensibles al infrarrojo, ultravioleta, rayos X y rayos gamma, el estudio de galaxias ha mejorado sustancialmente.
Nuestra galaxia, la Vía Láctea, pertenece a un Grupo Local de unas cuarenta y seis galaxias dominadas por la Vía Láctea y la Galaxia de Andrómeda. Este cúmulo se encuentra en el límite de un súper conglomerado, que comprende casi cinco mil galaxias. El súper cúmulo, a su vez, pertenece a otra enorme concentración de galaxias reunidas en masas compactas.
Tipos de galaxias
Las galaxias tienen tres configuraciones distintas: elípticas, espirales e irregulares. Una descripción algo más detallada, basada en su apariencia, es la provista por la secuencia de Hubble, propuesta en el año 1936. Este esquema, que sólo descansa en la apariencia visual, no toma en cuenta otros aspectos, tales como la tasa de formación de estrellas o la actividad del núcleo galáctico.
Galaxias elípticas
(E0-7): Galaxia con forma de elipse. Pueden ser nombradas desde E0 hasta E7, donde el número significa cuán ovalada es la elipse; así, E0 sería una forma de esfera y E7 de plato o disco. También se puede decir que el número indica su excentricidad multiplicada por 10.
Su apariencia muestra escasa estructura y, típicamente, tienen relativamente poca materia interestelar. En consecuencia, estas galaxias también tienen un escaso número de cúmulos abiertos, y la tasa de formación de estrellas es baja. Por el contrario, estas galaxias están dominadas por estrellas viejas, de larga evolución, que orbitan en torno al núcleo en direcciones aleatorias. En este sentido, tienen cierto parecido a los cúmulos globulares.
Las galaxias más grandes son gigantes elípticas. Se cree que la mayoría de las galaxias elípticas son el resultado de la coalición y fusión de galaxias. Éstas pueden alcanzar tamaños enormes y con frecuencia se las encuentra en conglomerados mayores de galaxias, cerca del núcleo.
Galaxias espirales
Las galaxias espirales son discos rotantes de estrellas y materia interestelar, con una protuberancia central compuesta principalmente por estrellas más viejas. A partir de esta protuberancia se extienden unos brazos en forma espiral, de brillo variable.
* (Sa-c): Galaxia de forma espiral con brazos de formación estelar. Las letras minúsculas indican cuán sueltos se encuentran los brazos, siendo "a" los brazos más apretados y "c" los más dispersos.
* Galaxias lenticulares (SO): Forma de galaxia espiral sin brazos. E8 también se menciona como perteneciente a este tipo.
* Galaxias espirales barradas (SBa-c): Galaxia espiral con una banda central de estrellas. Las letras minúsculas tienen la misma interpretación que las galaxias espirales.
* Galaxias Espirales Intermedias (SABa-c): Una galaxia que, de acuerdo a su forma, se clasifica entre una galaxia espiral barrada y una galaxia espiral sin barra..
Galaxias irregulares
Una galaxia irregular es una galaxia que no encaja en ninguna clasificación de galaxias de la secuencia de Hubble. Son galaxias sin forma espiral ni elíptica.
Hay dos tipos de galaxias irregulares. Una galaxia Irr-I (Irr I) es una galaxia irregular que muestra alguna estructura pero no lo suficiente para encuadrarla claramente en la clasificación de las secuencia de Hubble. Una galaxia Irr-II (Irr II) es una galaxia irregular que no muestra ninguna estructura que pueda encuadrarla en la secuencia de Hubble.
Las galaxias enanas irregulares suelen etiquetarse como dI. Algunas galaxias irregulares son pequeñas galaxias espirales distorsionadas por la gravedad de un vecino mucho mayor.
Apenas un 5% de las galaxias brillantes reciben el nombre de galaxia irregular.
La Galaxia de Bode (también conocida como Galaxia Espiral M81, Messier 81, M81 o NGC 3031) es una galaxia espiral ubicada a 12 millones de años luz en la constelación de la Ursa Major (Osa Mayor). Fue nombrada en honor a Johann Elert Bode, quien la descubrió en 1774. En 1993, una supernova (SN 1993J) fue observada en la Galaxia de Bode.
Se presume que la Galaxia de Bode contiene aproximadamente 250 mil millones de estrellas, siendo ligeramente más pequeña que la Vía Láctea. La galaxia es uno de los mejores ejemplos del diseño espiral en una galaxia, con brazos casi perfectos dispuestos en espiral hacia su centro. La Galaxia de Bode y su satélite, la Galaxia del Cigarro, o M82, son de los miembros más prominentes del Grupo M81. Ambas son visibles en el mismo campo de visión para la mayoría de los telescopios.
Condiciones físicas
La Galaxia de Bode tiene una magnitud aparente de 6,93, siendo una de las galaxias más brillantes. Bajo condiciones excepcionales y cielos verdaderamente obscuros en lugares remotos, lejos de la contaminación lumínica, puede ser vista a simple vista.
Su centro presenta un característico abultamiento que se ha explicado ya sea como consecuencia del choque con una galaxia vecina que produjo que nubes de gas y polvo interestelar se hayan comprimido, colapsándose para producir masivas estrellas de altas temperaturas, o debido a la existencia de un quásar en su centro, con un agujero negro supermasivo que debilitado produjera un brillo menor a los quásares, pero mayor a lo típico en núcleos de galaxias en espiral. Existe evidencia que apoya ésta última versión proporcionada por radiotelescopios que indican que el núcleo se caracteriza por ser pequeño y muy denso, del cual se emiten chorros de gas caliente a gran velocidad posiblemente generados por el campo magnético en torno al agujero negro.
Se define Galaxia más brillante de cúmulo (GBC) cómo la galaxia más brillante de un cúmulo de galaxias. En general suelen ser galaxias elípticas situadas cerca ó en el centro dinámico ó geométrico del cúmulo (es decir, en su fondo de potencial), y su posición suele coincidir con el punto dónde la emision de rayos X del cúmulo es mayor.
Su gran brillo, unido a su poca variación en magnitud absoluta de una a otra, las hace excelentes para determinar las distancias en el Universo.
Los escenarios para su formación incluyen:
* Flujos de enfriamiento (Cooling flows en inglés), ésto es formación estelar causada por enfriamiento del gas intergaláctico caliente presente en los cúmulos de galaxias y su acumulación en ciertas zonas del cúmulo. Diversos estudios ponen ésta teoría en duda;[1] [2] sin embargo, otros muestran que éste escenario parece ser el responsable de la formación estelar que se puede apreciar en ciertas GBCs[3]
* Canibalismo galáctico, cuando las galaxias caen hacia el centro del cúmulo debido a la fricción dinámica con otras y pierden estrellas y gas por interacciones con otras galaxias.[4]
* Fusiones entre galaxias, producidas de manera rápida durante el colapso gravitatorio del cúmulo.[5] En la actualidad, éste es considerado el más pausible.[6] [7]
Las GBCs están divididas entre varios tipos, que incluyen galaxias elípticas gigantes y galaxias D y cD.[8] Éstas dos últimas están formadas por un gran halo difuso que rodea un núcleo similar a una galaxia elíptica normal.
NGC 4314 es una galaxia espiral barrada situada en la constelación de Coma Berenices a una distancia de 40 millones de años luz. Se caracteriza por ser una galaxia espiral anémica, con un contenido en hidrógeno neutro bajísimo -100 veces menor del que cabría esperar para una galaxia de su tipo-, quizás debido a rozamiento con el gas que llena el espacio intergaláctico ó a interacciones gravitatorias con otras galaxias entre otras causas, y caracterizada además de por eso por estar casi todo el gas que contiene en la forma de hidrógeno molecular y concentrado en un anilllo alrededor del núcleo. Dicho anillo -que ha sido estudiado con ayuda del Telescopio Espacial Hubble y que aparece en la imagen de la derecha- es la única región de la galaxia dónde se están formando estrellas, y está rodeado por dos brazos espirales con poco gas ó polvo, pero en los que hay evidencia de formación estelar hace 200 millones de años, lo que sugiere que la formación estelar se ha ido desplazando a la región central de la galaxia, ó que por contra se han formado debido a la interacción entre la barra galáctica y el anillo central.
Una galaxia anémica es un tipo de galaxia espiral con un contenido en hidrógeno neutro inusualmente bajo comparado con otras galaxias de clasificación similar en la secuencia de Hubble y con un bajo contraste entre sus brazos espirales y las regiones entre ellos. El término fue introducido por primera vez por el astrónomo Sidney Van den Bergh en un artículo suyo publicado en 1976, considerando dichas galaxias como una forma intermedia entre las galaxias espirales normales y las galaxias lenticulares.
Características
Dichas galaxias se caracterizan, además de por ese bajo contenido en hidrógeno neutro (que se extiende a menos distancia del centro de lo que ocurre en galaxias espirales normales como nuestra Vía Láctea, estando a veces concentrado únicamente en las regiones centrales de la galaxia) y por estar relativamente poco marcados sus brazos espirales, por tender a ser más rojas que otras galaxias espirales similares -es decir, que tienen un índice de color más alto-, lo que apunta a una menor tasa de formación estelar, al menos de estrellas de alta masa, y por tanto menos estrellas jóvenes -una evidencia de ello es el aspecto más liso de sus brazos, con menos regiones HII que otras espirales similares y/o normales (cuyos brazos tienen un aspecto más grumoso), y delimitados por bandas de polvo interestelar-, así como un bulbo mayor. Este tipo de galaxias no han de confundirse con aquellas galaxias espirales de colores también muy rojizos y con una baja tasa de formación estelar, pero por contra muy ricas en gas.
Los prototipos de esta clase de galaxias son NGC 4921, la galaxia espiral más brillante del Cúmulo de Coma, y M90, una de las galaxias espirales más brillantes del Cúmulo de Virgo.
En un principio se pensaba que el hidrógeno molecular no parecía ser tan afectado por los procesos que hacen que este tipo de galaxias espirales tuviera un bajo contenido de hidrógeno neutro, de modo que pese a su deficiencia en lo segundo podrían tener tanto como una galaxia espiral normal (por ejemplo, la galaxia NGC 4314, que si bien es muy pobre en hidrógeno neutro, posee cierta cantidad de hidrógeno molecular pero sólo en su región más interna), pero un estudio muy reciente muestra que un número bastante elevado de estas galaxias son también deficientes en hidrógeno molecular.
Que muchas galaxias anémicas se hallen en cúmulos de galaxias ricos apunta a que han perdido su gas debido a ello, tanto por rozamiento con el gas intergaláctico caliente que llena dichos cúmulos como por interacciones con otras galaxias, algo que ha sido corroborado por diversas observaciones. También existen galaxias de este tipo aisladas, sin pertenecer a cúmulos galácticos ricos, siendo en este caso la razón de su "anemia" haber gastado casi todo su hidrógeno debido a procesos de formación estelar.
Galaxias espirales pasivas
Las conocidas cómo galaxias espirales pasivas son un tipo de galaxias espirales situadas en cúmulos galácticos con un elevado desplazamiento al rojo y caracterizadas por la presencia de estructura espiral, pero una formación estelar muy baja, que además en algunos casos sólo es visible en el infrarrojo al estar oculta por nubes de polvo interestelar, ó nula y que algunos autores creen que es el siguiente paso en la evolución de las galaxias espirales anémicas; sin embargo, otros astrónomos creen que ambos tipos de espirales -anémicas y pasivas- son en realidad la misma clase de objetos y que la única diferencia es que las primeras están mucho más cerca que las segundas.
Evolución posterior
Se cree que con el tiempo estas galaxias, al no poder recuperar el gas perdido por la formación de estrellas, -al igual que otras galaxias espirales situadas en cúmulos de galaxias ricos- evolucionarán hasta convertirse en sistemas parecidos a una galaxia lenticular, de modo que quizás cierto número de las galaxias lenticulares presentes en los cúmulos galácticos ricos fueron en su día galaxias espirales normales.
Otros ejemplos
Además de las dos mencionadas, otros dos excelentes ejemplos de esta clase de galaxias son también M58 o M91, pertenecientes al Cúmulo de Virgo, aunque bastantes otras galaxias espirales de dicho cúmulo también sufren de mayor o menor deficiencia de gas.
Se denomina galaxia anular o galaxia en anillo a un tipo poco frecuente de galaxias que tienen apariencia de anillo. Realmente, según Gerard de Vaucouleurs, son de tipo galaxia espiral, y se clasifican añadiendo a su tipología una r.
El anillo está formado por estrellas azules masivas, relativamente jóvenes y muy brillantes. La región intermedia que rodea al núcleo brillante contiene una cantidad relativamente pequeña de materia luminosa y aparece más oscura.
Los astrónomos creen que las galaxias anulares se forman cuando una galaxia más pequeña pasa por el centro de una galaxia más grande. Como la mayor parte de una galaxia es espacio vacío, esta "colisión" raramente se traduce en una verdadera colisión entre estrellas. Sin embargo las perturbaciones gravitatorias causadas por este acontecimiento podrían hacer que una onda de formación estelar se moviera a través de la galaxia más grande.
NGC 5907 es una galaxia espiral en la constelación de Draco que se encuentra a 40 millones de años luz de distancia. De magnitud aparente 10,38, su brillo superficial es 13,4 mag/arcsec2. Fue descubierta por William Herschel en 1788.
NGC 5907 aparece vista de canto desde nuestra perspectiva, orientada aproximadamente en sentido norte-sur. El núcleo no aparece claramente definido (y de hecho está escondido por el polvo interestelar, que dada la elevada inclinación de la galaxia dificulta en gran medida su estudio[1] ), destacando su disco extremadamente fino, que muestra cómo sucede en otras galaxias espirales cierta deformación atribuida a interacciones con galaxias vecinas,[2] por lo que ocasionalmente se la ha llamado Galaxia Astilla. Es la segunda galaxia más importante del Grupo de NGC 5866.
Utilizando la cámara de gran campo del Telescopio Issac Newton 2.5 m en La Palma se han podido observar los restos de una posible galaxia enana que está siendo destruida en su halo, y que se piensan que puede haber permanecido en ése estado varios miles de millones de años.[3] [4] Es de especial interés que la galaxia principal se ve de perfil y su disposición geométrica facilita la comparación con los modelos teóricos.
Se ha observado una supernova en esta galaxia (SN 1940A), que alcanzó magnitud 14.
La Galaxia Cometa, también conocida como 235144-260358 es una galaxia espiral situada en el cúmulo de galaxias Abell 2667, en la constelación del Escultor y a una distancia de 2900 millones de años luz de la Vía Láctea.
Es de tipo tardío y similar a nuestra galaxia, viéndose de frente y caracterizándose por su aspecto distorsionado, un único brazo espiral (un poco parecida a la mucho más cercana M99), y por la cola de nudos brillantes azules que está dejando detrás de ella, lo que explica que haya sido estudiada con ayuda de entre otros del Telescopio Espacial Hubble, del telescopio de infrarrojos Spitzer, y del telescopio de Rayos X Chandra.
Dichos estudios muestran que su peculiar morfología es debida por un lado a las fuerzas de marea del cúmulo al que pertenece, que la están distorsionando, y por otro al rozamiento con el gas caliente intergaláctico de éste, causado por la gran velocidad relativa con la que se mueve, lo que la está despojando de su gas y ha resultado en un potente brote estelar en su centro y una elevada luminosidad en el infrarrojo.
Por otro lado, tales estudios han mostrado que los nudos azules, que vienen acompañados de filamentos de gas de bajo brillo, son en realidad cúmulos estelares muy masivos, de luminosidades comparables a las de los super cúmulos estelares ó las de las galaxias enanas, pensándose que tal vez sean los precursores de las galaxias enanas ultra compactas -que han sido encontradas en cúmulos galácticos lejanos-
La Galaxia Cometa ya muestra también cierta deficiencia de gas, y muy posiblemente su destino es perderlo todo -tanto por la elevada formación estelar que está experimentando cómo por el rozamiento mencionado- para acabar convertida en una galaxia espiral pasiva, con un bulbo galáctico grande y muy poca ó ninguna formación estelar.
La Galaxia de Andrómeda, también conocida como Galaxia Espiral M31, Messier 31 o NGC 224, es una galaxia espiral gigante. Es el objeto visible a simple vista más alejado de la Tierra (aunque algunos afirman poder ver a simple vista la Galaxia del Triángulo, que está un poco más lejos). Está a 2,5 millones de años luz (775 kpc) en dirección a la constelación de Andrómeda. Es la más grande y brillante de las galaxias del Grupo Local, que consiste en aproximadamente 30 pequeñas galaxias más tres grandes galaxias espirales: Andrómeda, la Vía Láctea y la Galaxia del Triángulo.
La galaxia se está acercando a nosotros a unos 300 kilómetros por segundo,[3] y se cree que de aquí a aproximadamente 3.000 a 5.000 millones de años podría colisionar con la nuestra y fusionarse ambas formando una galaxia elíptica gigante.
Estimaciones de su masa e luminosidad
La masa total de la Galaxia de Andrómeda es difícil de calcular, encontrándose en la literatura valores que van desde alrededor de 4*1111 masas solares hasta 1,37*1012 masas solares; en un estudio reciente, se ha calculado una masa total para ésta galaxia de aproximadamente 1,3*1012 masas solares, distribuida cómo sigue: 1,2*10.12 masas solares de materia oscura y 1,4*1011 masas solares en forma de materia bariónica, a su vez distribuidas en 1,3*1011 masas solares en la forma de estrellas, y 7,7*109 masas solares en la forma de gas (hidrógeno y helio).[4]
Con las mejoras en las mediciones y los datos obtenidos, algunos científicos creen que la Vía Láctea contiene mucha más materia oscura y podría ser más masiva que M31.[5] Sin embargo, observaciones recientes del Telescopio espacial Spitzer revelaron que la M31 contiene un billón de estrellas (1012), excediendo por mucho el número de estrellas en nuestra galaxia. [6]
Además de esto, algunos autores postulan que es la segunda galaxia intrínsecamente más brillante en un radio de 10 megaparsecs alrededor de nuestra galaxia, sólo superada por la galaxia del Sombrero (aunque quizás NGC 253 también la supere en brillo).;[7] sin embargo, al verse casi de canto, es difícil calcular su luminosidad total sin la extinción de su brillo causada por el polvo interestelar al verse así, de modo que se obtienen luminosidades distintas según el modelo empleado (por ejemplo, un estudio muy reciente sugiere una magnitud absoluta en el azul de -20,89, que con el índice de color corregido dado en él (0,6) da una magnitud absoluta de aproximadamente -21,5[8] ), aunque en general se está de acuerdo en que Andrómeda es más luminosa que la Vía Láctea[9
Historia
La primera referencia existente a la Galaxia de Andrómeda data del año 964, y fue hecha por el astrónomo persa Azophi, a la que en su Libro de las Estrellas Fijas describe cómo una nube pequeña en la constelación de Andrómeda.
La primera observación telescópica corresponde a Simon Marius en 1612. En 1764, Charles Messier la incluye en su catálogo con el número 31, dándole erróneamente el crédito de su descubrimiento a Marius en vez de a Azophi. William Herschel observó en su región central un débil brillo rojizo, pensando que era la más cercana de las grandes nebulosas y que no podía estar a más de 2000 veces la distancia a Sirio.
En 1864, William Huggins observó su espectro, y observó que no se parecía al que cabría esperar en un objeto nebuloso y sí al de uno hecho de estrellas, por lo que M31 era un objeto formado por estrellas (sin embargo, siguió siendo considerada durante mucho tiempo cómo una nebulosa). En 1885 apareció una supernova (catalogada cómo S Andromedae, y hasta la fecha la única registrada en ella) en su región central. Apareció en agosto de dicho año con magnitud próxima a la 6ª, ascendió hasta la 5,4ª hacia el 17 de dicho mes para ir perdiendo brillo paulatinamente; dejó de verse en febrero de 1886: todavía el 1 de febrero de ese año pudo medirla Asaph Hall con el gran refractor instalado en Washington, encontrándola con magnitud 16ª. Se ha calculado que su magnitud absoluta fue igual a la -18,2. Debido a que se consideraba a éste objeto cómo uno muy cercano, la supernova fue considerada en su tiempo cómo una nova.
Heber Curtis descubrió en 1917 una nova genuina en Andrómeda, y buscando en placas fotográficas anteriores encontró 11 más. Al parecer 10 magnitudes más débiles que las novas registradas en la Vía Láctea, supuso que el objeto estaba a 500.000 años luz y que tanto ella cómo otros objetos similares, conocidos por entonces cómo nebulosas espirales, no eran nebulosas sino galaxias independientes. Esto fue la causa de un famoso debate en 1920 entre éste astrónomo y Harlow Shapley -que defendía que eran en realidad nebulosas cercanas-, y que llegó a su fin cuando en 1925 Edwin Hubble encontró estrellas cefeidas en fotografías de Andrómeda, dejando claro que tales objetos son en realidad galaxias más ó menos cómo la nuestra, sólo que a grandes distancias, de modo que la Nebulosa de Andrómeda (denominación que aún se encuentra en textos antiguos) pasó a ser conocida definitivamente cómo la Galaxia de Andrómeda.
En 1943 Walter Baade fue el primero en discernir estrellas dentro de la región central de la galaxia de Andrómeda, y también demostró que había dos tipos de cefeidas, lo que significó duplicar su distancia hasta un valor ya muy cercano al aceptado actualmente.
Ya en 1940 Grote Reber detectó emisiones de radio procedentes de ésta galaxia, y en 1950 se realizaron los primeros radiomapas de ella, descubriendo también los astrónomos ingleses Brown y Hazard que esta galaxia emitía ondas de radio en la banda de los 158.8 MHz, siendo la primera galaxia descubierta como objeto emisor de ondas de radio.
Robin Barnard, de la Open University, ha detectado 10 fuentes de rayos X en la Galaxia de Andrómeda (publicados el 5 de abril de 2004), utilizando observaciones del observatorio orbital XMM-Newton de la Agencia Espacial Europea. Su hipótesis es que pueden ser posibles candidatos a agujeros negros o estrellas de neutrones, que calientan el gas entrante a millones de grados emitiendo rayos X. El espectro de las estrellas de neutrones es el mismo que el de los supuestos agujeros negros, pero se distinguen por sus masas -menores en el primer caso-.
Recientemente se ha hecho pública la que hasta la fecha es la imagen de más alta resolución de Andrómeda en ultravioleta, tomada por el telescopio Swift y que muestra más de 20.000 fuentes brillantes en ésa longitud de onda en ella[10
Estimaciones recientes de su distancia
Durante muchos años el valor aceptado de la distancia a Andrómeda fue de alrededor de 700 kiloparsecs, en base al estudio de sus variables cefeidas; sin embargo, debido al no conocerse bien la distancia a la Gran Nube de Magallanes, ésta estimación tenía cierto margen de error. Investigaciones más recientes que han utilizado no solamente tales estrellas sino otros métodos cómo mediciones de cómo varía su brillo superficial, el brillo aparente de sus gigantes rojas más luminosas,[11] y finalmente las variaciones de brillo de sendas estrellas dobles eclipsantes situadas en ella[12] [13] han permitido determinar una distancia media de 775 kiloparsecs (alrededor de 2,5 millones de años luz)
Estructura
Andrómeda juega un papel importante en los estudios galácticos, puesto que es la galaxia gigante más cercana. En 1991 la Cámara Planetaria a bordo del Telescopio Espacial Hubble fotografió su núcleo. Para sorpresa de todos, presenta una doble estructura, con dos puntos nucleares calientes separados por unos pocos años luz. Observaciones terrestres posteriores llevaron a especular que, además de existir dos núcleos, éstos se moverían el uno con respecto al otro y que uno de los núcleos está deshaciendo al otro, que podría ser el remanente de una galaxia más pequeña "tragada" por M31, pero esta explicación ha sido abandonada, ya que un núcleo galáctico de ese tipo no sólo no sobreviviría mucho tiempo antes de ser destruido por el principal, sino que además en este caso no parece haber un agujero negro central en él que lo estabilice, y además no tiene el aspecto de un núcleo galáctico (ni hay evidencias a mayor distancia del centro de dicha fusión galáctica); hoy se piensa que lo que estamos viendo es la proyección de un disco de estrellas (que a su vez tiene en su interior otro disco de estrellas de tipo espectral A nacido en un brote estelar hace 100-200 millones de años quizás causado por la absorción de una galaxia menor rica en gas,[14] por lo que el núcleo de ésta galaxia es en realidad aparentemente triple[15] ) que orbita alrededor del núcleo de Andrómeda y que al ser su órbita muy excéntrica las estrellas parecen "acumularse" en la zona cercana al agujero negro, apareciendo lo que se ve. Los núcleos de muchas galaxias son conocidos por ser lugares bastante violentos, y a menudo se propone la existencia de agujeros negros supermasivos para explicarlos; el situado en el verdadero centro de esta galaxia se calcula que tiene 108 masas solares y que se halla en el centro del disco de estrellas de tipo A mencionado arriba.
Recientes investigaciones han demostrado la existencia de una barra en el centro de M 31, lo cual la convierte en una galaxia espiral barrada al igual que la Vía Láctea.,[16] y por lo que quizás sea mejor clasificarla cómo SBb.
Scott Chapman, del California Institute of Technology, y Rodrigo Ibata, del Observatoire Astronomique de Strasbourg en Francia, anunciaron en 2005 sus observaciones con los telescopios Keck que muestran que el brillo tenue de estrellas que se extiende hacia fuera de la galaxia es, en realidad, parte del propio disco. Esto significa que el disco espiral de estrellas en Andrómeda es tres veces más largo de lo estimado hasta ahora. Es una evidencia de que hay un vasto disco estelar que hace que la galaxia tenga un diámetro de más de 220.000 años luz. Los cálculos previos estimaban el diámetro de Andrómeda entre 70.000 y 120.000 años luz.
El estudio de la estructura de Andrómeda es difícil debido a que se nos muestra casi de canto, pero sus brazos espirales pueden seguirse gracias a una serie de regiones HII que el astrónomo Walter Baade describió como "perlas en un hilo". Aunque apretados, parecen estar más separados que los de nuestra galaxia.[17] [18] Sin embargo, al estar la estructura espiral bastante distorsionada debido a la interacción con sus galaxias vecinas ha habido diversas interpretaciones sobre cuántos brazos tiene, habiendo quién piensa que tiene un único brazo espiral[19] y quién dos (la opinión de Baade y otros muchos autores). Imágenes rectificadas para simular el aspecto que tendría la galaxia vista de frente muestran, por otro lado, en el visible una galaxia espiral "floculenta", es decir, compuesta por multitud de brazos espirales pequeños en vez de uno o dos brazos espirales mayores,[20] -contrariamente a la interpretación mayoritaria de una espiral de dos brazos-. Asimismo, desde 1998 y gracias a estudios realizados también en el infrarrojo por el telescopio Observatorio Espacial Infrarrojo, se sabe que esta galaxia puede estar pasando de ser una galaxia espiral normal a una galaxia anillada; el gas y el polvo de Andrómeda están distribuidos en varios anillos alrededor del centro, el más prominente y que concentra una buena parte de la formación estelar de la galaxia con un radio de 10 kiloparsecs y conocido por algunos astrónomos cómo el anillo de fuego.[21] [22] Dichos anillos son invisibles en el óptico al estar hechos de polvo frío,[23] [24] [25] y al parecer algunos de de ellos fueron causados debido a la colisión entre esta galaxia y uno de sus satélites, la M 32, hace más de 200 millones de años[26]
Otros estudios realizados también en infrarrojos mediante el telescopio Spitzer muestran que en ésas longitudes de onda la estructura espiral aparece formada por dos brazos espirales y el anillo antes mencionado. Dichos brazos emergen de la barra central y continúan más allá de dicho anillo, estando poco definidos y formados por segmentos de brazos espirales en vez de ser continuos -lo cual ha sido atribuido a interacciones gravitatorias con galaxias satélite-.[27]
Andrómeda parece ser más rica en hidrógeno neutro que nuestra galaxia, con una masa de gas estimada en más de 7*109 masas solares -más del doble que la que contiene nuestra galaxia-.[28] [29] Sin embargo, al ser mayor que ella, esto implica una menor densidad de gas y una mayor eficiencia a la hora de formar estrellas. Además, tiene mucho menos hidrógeno molecular,[30] menos estrellas supergigantes que nuestra galaxia, y más estrellas de baja masa viejas,[31] [32] así cómo una tasa de formación estelar mucho menor, incluso en el mencionado anillo de fuego,[33] pensándose que fue más activa formando estrellas en el pasado.[34] Aun así, contiene algunas asociaciones estelares grandes y ricas en estrellas brillantes como NGC 206.,[35] y una abundante población de cúmulos de masa media -bastante escasos en nuestra galaxia-.[36
Cúmulos globulares y galaxias satélite
M31 es mucho más rica en cúmulos globulares que la Vía Láctea, con una población estimada en alrededor de 460.[37] El más brillante de ellos se asumió que era el G1, pero recientemente se ha descubierto otro -conocido cómo 037-B327-, difícil de estudiar por el fuerte oscurecimiento que sufre debido al polvo interestelar de M31, que es al menos comparable en propiedades a él, y podría incluso superarle[38] [39]
Un rasgo notable de los cúmulos globulares de ésta galaxia es su gran dispersión de edades; mientras que la nuestra sólo contiene globulares viejos, nacidos en la época en la que se formó nuestra galaxia y con una edad comprendida entre 8 mil millones y 10 mil millones de años, Andrómeda, además también de tales cúmulos globulares viejos, posee cierta cantidad de cúmulos con edades comprendidas entre unos pocos cientos de millones de años y 5 mil millones de años, los cuales no se encuentran en la Vía Láctea y cuyo hallazgo sugiere la idea de que M31 haya alcanzado su tamaño actual absorbiendo gran cantidad de galaxias menores.[40] Ésta idea es reforzada por estudios realizados mediante el Telescopio Espacial Hubble de las estrellas presentes en el halo galáctico, que muestran que aproximadamente 1/3 de las estrellas que lo forman tienen edades de entre 6 mil millones y 8 mil millones de años y elevada metalicidad, habiéndose formado posiblemente cuando Andrómeda absorbió una ó varias galaxias menores, mientras que el resto de ellas tienen edades considerablemente mayores y una metalicidad menor, los rasgos esperables en las estrellas que conforman un halo galáctico.[41] .[42]
Un estudio reciente va más allá y sugiere que la Galaxia de Andrómeda es el resultado de la fusión entre dos galaxias espirales, una de ellas alrededor de la tercera parte de masiva que la mayor, algo que explica muchas de las propiedades antes mencionadas que tiene éste objeto[43]
Otra evidencia a favor del crecimiento de M31 a base de absorber numerosas galaxias menores es el reciente hallazgo de estructuras en el halo formadas de estrellas y gas arrancado no sólo a galaxias ya destruidas por su fuerza gravitatoria, sino también a la Galaxia del Triángulo, calculándose que las dos galaxias se acercaron mucho hace 2500 millones de años y que dentro de 2000 millones de años se volverán a acercar bastante, siendo éste nuevo encuentro mucho más violento que el anterior[44] [45]
De acuerdo con estudios recientes, el halo de Andrómeda parece ser mucho más extenso de lo que se pensaba en un principio, llegando a solaparse con el de nuestra galaxia[46] [47]
Un tipo de objetos presentes en el halo de la Galaxia de Andrómeda, pero no encontrados por ahora en la Vía Láctea son cúmulos de propiedades similares a la de los cúmulos globulares, pero bastante menos densos y mayores que éstos, habiéndose sugerido que éstos objetos son una especie de eslabón perdido entre los cúmulos globulares y las galaxias enanas esferoidales[48]
Al igual que la Vía Láctea, la Galaxia de Andrómeda posee una gran cantidad de galaxias satélite, siendo las más notables de ellas la Galaxia del Triángulo, la M32, la M110, la NGC 185, y la NGC 147 (todas excepto la primera galaxias elípticas enanas, sobre todo las tres últimas que suelen ser clasificadas también cómo galaxias enanas esferoidales). Se cree también que -entre otras- las galaxias irregulares IC 10 e IC 1613 están también asociadas con ella.[49] [50]
El resto de sus galaxias satélites son galaxias enanas esferoidales, muy difíciles de estudiar y detectar, por lo que la lista puede ampliarse en el futuro; tales galaxias incluyen a Andrómeda I, Andrómeda II, Andrómeda V, Andrómeda VI, Andrómeda VIII, Andrómeda X, Andrómeda X, y las recientemente descubiertas Andrómeda XXI y Andrómeda XXII -ésta última, sin embargo, puede estar asociada con M33-[51]
Recientemente se ha descubierto también que varias de sus galaxias satélite se hallan en un mismo plano, lo que parece apuntar a un origen común a ellas[52
Observación
La Galaxia de Andrómeda es fácilmente visible a simple vista bajo un cielo verdaderamente oscuro; dicho cielo sólo lo podemos encontrar en relativamente pocos lugares, normalmente zonas aisladas lejos de los núcleos de población y fuentes de contaminación lumínica. A simple vista parece bastante pequeña, pues sólo la parte central es suficientemente brillante para ser apreciable por el ojo humano, pero el diámetro angular completo de la galaxia es en realidad de siete veces el de la Luna llena visto desde la tierra. Observando con binoculares ó un telescopio de pocos aumentos desde los lugares mencionados es posible ver no solamente su región central sino el resto de la galaxia, así cómo sus dos galaxias satélite más cercanas (M32 y M110); desde zonas urbanas solamente puede verse su región central y al menos la galaxia M32.
NGC 4565 es una galaxia espiral situada en la constelación de Coma Berenices a una distancia de 47 millones de años luz (14,3 megaparsecs) fácilmente visible con telescopios pequeños. Es un miembro de la nube de galaxias Coma I, la cual parece estar en proceso de acercamiento y eventual fusión con el vecino Cúmulo de Virgo.[2]
NGC 4565 es uno de los mejores ejemplos de galaxia espiral vista de canto junto con entre otras NGC 891 y NGC 5907, así cómo una galaxia espiral gigante más grande y luminosa que la propia Galaxia de Andrómeda.
Aunque durante mucho tiempo fue considerada una galaxia espiral normal, un estudio reciente realizado con el telescopio Spitzer muestra que en realidad es una galaxia espiral barrada con un anillo interno -similar a nuestra Vía Láctea-; otro estudio también reciente muestra la presencia de un pseudobulbo oculto dentro de ésa barra, la cual se ve casi desde un extremo -pareciendo un bulbo galáctico (en realidad inexistente)-, y sugiere que si NGC 4565 se viera de frente sería la galaxia de su tipo más espectacular entre las de su tipo del Universo cercano.[3]
NGC 4565 es también algo más rica en cúmulos globulares que nuestra galaxia, con una población estimada de ellos en alrededor de 240.
NGC 4631, también conocida cómo la Galaxia de la Ballena, es una galaxia espiral (clasificada por algunos autores cómo una galaxia espiral barrada) situada en la constelación de Canes Venatici, a una distancia de entre 25 y 30 millones de años luz de nuestra galaxia
Se trata de una galaxia vista de canto -lo que dificulta su estudio- de tipo tardío y fuertemente distorsionada por la interacción con galaxias vecinas cómo la galaxia elíptica enana NGC 4627 -en la imagen de la derecha, la pequeña galaxia situada justo debajo de ella- y la galaxia irregular NGC 4656,[1] las cuales han provocado con su atracción gravitatoria que el núcleo galáctico parezca desplazado hacia un lado en las imágenes tomadas en luz visible, la existencia de un brote estelar tanto en su centro -dónde no es demasiado intenso- cómo en el resto de ella,[2] [3] la presencia de cuatro colas de gas que unen a NGC 4631 con sus compañeras,[4] [5] y un arco de polvo e hidrógeno molecular en el halo galáctico[6] [7] -todo lo cual explica que haya aparecido en el Atlas de galaxias peculiares de Halton Arp cómo Arp 281-.
De modo similar a otras galaxias con brote estelar cómo M82 ó NGC 253, las explosiones de supernova producidas en el brote estelar han expulsado materia al halo galáctico en la forma de un potente superviento, que puede apreciarse en imágenes tomadas con rayos X y en H-Alpha[8] [9
NGC 4631 es la galaxia más brillante del grupo de galaxias de su nombre -que incluye a la ya mencionada NGC 4656-, así cómo un miembro del grupo de galaxias Coma I, a la que pertenece también por ejemplo NGC 4559 y que parece estar en proceso de acercamiento y fusión con el Cúmulo de Virgo
NGC 253 -también conocida cómo la Galaxia de la moneda de plata- es una galaxia espiral barrada descubierta en 1783 por Caroline Herschel situada en la constelación de Sculptor.
Está a 12,9 millones de años luz (3,94 megapársecs) de la Vía Láctea, lo que la sitúa las galaxias más cercanas al Grupo Local. Es también una de las galaxias más grandes y brillantes no sólo aparentemente (con una magnitud aparente de 7,1 y unas dimensiones aparentes de 27,5'*6,8'), sino en términos absolutos (algunos autores consideran que es la tercera galaxia intrínsecamente más brillante en un radio de 10 megaparsecs alrededor de nuestra galaxia, sólo superada por Andrómeda y la Galaxia del Sombrero, e incluso podría ser la segunda en brillo).
Ésta galaxia, que visualmente recuerda un tanto a la mencionada Andrómeda, se ve casi de canto y además sus brazos espirales están cargados de polvo interestelar, lo que dificulta su estudio, al menos mientras no se utilicen longitudes de onda distintas a la luz visible. Gracias a estudios realizados en tales longitudes de onda, se sabe que tras la galaxia IC 10 es la galaxia con brote estelar más cercana a la Vía Láctea y además la más brillante (aparentemente) de éste tipo; estudios realizados con ondas de radio e infrarrojos han mostrado una gran acumulación de hidrógeno molecular en su centro, dónde al igual que en otras galaxias espirales barradas también está presente una "barra nuclear" más pequeña que la barra genuina de la galaxia, y sobre todo una elevada tasa de formación estelar y de supernovas particularmente allí; con la ayuda del Telescopio Espacial Hubble también han podido ser identificados en la región central lo que parecen ser varios super cúmulos estelares , uno de ellos según una investigación reciente con una masa de alrededor de catorce millones de masas solares y abundante en estrellas Wolf-Rayet. La elevada formación estelar existente en el centro de NGC 253 ha provocado también un potente viento estelar que sale de allí en dos conos de direcciones paralelas al disco de ésta galaxia y que ha sido estudiado con el telescopio de rayox X Chandra; todo ello ha hecho que ésta galaxia sea considerada en muchos aspectos cómo una versión grande de la galaxia M82.
NGC 253 en el infrarrojo cercano, mostrando su barra central y sus brazos espirales. Imagen del 2MASS.
NGC 253 es también el miembro más brillante del "Grupo de Galaxias de Sculptor", el cúmulo de galaxias más cercano al Grupo Local, y que incluye otras galaxias espirales cómo NGC 55, NGC 247, ó NGC 300. Cómo nota curiosa, éste grupo de galaxias se halla en la región del Polo Sur Galáctico, por lo que bastantes representaciones artísticas del aspecto de nuestra galaxia desde fuera de ella muestran cómo se "nos" vería desde allí.
Si bien NGC 253 es invisible a simple vista, puede ser localizada fácilmente con prismáticos desde un cielo razonablemente oscuro incluso desde latitudes medías del Hemisferio Norte, apareciendo cómo una mancha difusa extendida en sentido NE-SO. Mediante un telescopio de cierto tamaño es posible apreciar en ella algunas estructuras e irregularidades.
NGC 6946 es una galaxia espiral que se encuentra a sólo 10 millones de años luz de distancia en el límite de las constelaciones de Cepheus y Cygnus. Aparece vista de frente, siendo su magnitud aparente 9,6. Fue descubierta por William Herschel el 9 de septiembre de 1798.
NGC 6946 aparece oscurecida por materia interestelar de la Vía Láctea, ya que está bastante próxima al plano galáctico. Ocho supernovas se han observado en esta galaxia: SN 1917A, SN 1939C, SN 1948B, SN 1968D, SN 1969P, SN 1980K, SN 2002hh y SN 2004et. Por ello también es conocida como Galaxia de los Fuegos Artificiales.
Sin embargo, es el nacimiento de estrellas en la galaxia y no la aparición de supernovas lo que confiere a NGC 6946 su colorida apariencia. Debido a razones no completamente entendidas (al parecer, interacciones gravitatorias pasadas con otras galaxias y la presencia de una barra en su centro), experimenta un índice más alto de formación estelar que todas las grandes galaxias de nuestro entorno, y además no sólo es una de las galaxias de brote estelar más cercanas -conteniendo por ejemplo un super cúmulo estelar con una masa estimada en entre 500 mil y 2 millones de masas solares- sino también una galaxia muy rica en hidrógeno neutro e hidrógeno molecular. El pródigo nacimiento de estrellas eventualmente conlleva a un mayor número de explosiones de supernovas.[1]
Al igual que M101, ésta galaxia de bulbo galáctico pequeño parece carecer de un agujero negro supermasivo en su centro.
NGC 6946 ha sido incluida en el Atlas de galaxias peculiares de Halton C. Arp con el número Arp 29, siendo considerada allí una galaxia con un brazo espiral bien definido.
La Galaxia del Cigarro (también conocida como Galaxia Irregular M82, Messier 82, M82 o NGC 3034) es una galaxia irregular alargada y estrecha en la constelación de la Osa Mayor. Es el prototipo de galaxia con brote estelar, estando caracterizada por una elevada tasa de formación estelar en su centro, causada según parece por una interacción gravitatoria hace entre doscientos y quinientos millones de años con la primaria galaxia de Bode.[1] [2]
Ése brote estelar duró 50 millones de años, con una tasa de formación estelar de 10 masas solares por año, y fue seguido por otros dos, el último de ellos ocurrido hace entre 4 y 6 millones de años y que parece haber formado los cúmulos del núcleo. Estudios realizados con el telescopio espacial Hubble muestran la presencia de 197 cúmulos estelares allí, con una masa media de 2 ∙ 105 masas solares.
La región dónde se concentra la formación estelar tiene un tamaño de 500 pársecs, y son visibles en ella cuatro regiones brillantes conocidas cómo A, B, C y D, las cuales son interpretadas cómo supercúmulos estelares que sufren relativamente poca extinción debido al polvo interestelar. La frecuencia de supernovas allí es de una cada 10 años. Las producidas en las regiones A y C parecen ser las responsables de los chorros de materia expulsados al espacio intergaláctico visibles en la fotografía.[3]
El Observatorio de rayos X Chandra detectó emisiones de rayos X fluctuando en la zona, aproximadamente a 600 años luz del centro del objeto. Los astrónomos postularon que podría contener el primer agujero negro de masa mediana conocido, en torno a 500 masas solares.[4] Asimismo, es posible que exista un agujero negro en su centro con 30 millones de veces la masa del Sol.[5]
Estudios llevados a cabo en 2005 por un grupo de astrónomos mexicanos muestran que podría tratarse de una galaxia espiral barrada de tipo tardío y baja masa vista casi de canto, siendo que las distorsiones gravitacionales y las regiones de polvo hacen que presente una morfología irregular.[6]
Desde entonces, se ha continuado la investigacion analizando en detalle el resto de la galaxia, ya no sólo su brote estelar central. Llegándose a la conclusión de que una gran parte de las estrellas de su disco nacieron en un gran brote estelar hace 500 millones de años, habiendose deteniendo la formación estelar allí hace 100 millones de años y dejando cómo prueba de tal brote un gran número de super cúmulos estelares. En la actualidad, el único lugar de la galaxia dónde siguen naciendo estrellas es en su centro y quizás en su halo galáctico, aunque a una escala muy lenta. Todo ello sugiere un escenario según el cual la galaxia del Cigarro era una galaxia de bajo brillo superficial que sufrió el potente brote estelar mencionado que formó gran parte de las estrellas de su disco.
La Galaxia del Girasol (también conocida como Galaxia espiral M63, Objeto Messier 63, Messier 63, M63 o NGC 5055) es una galaxia espiral de la constelación de Canes Venatici. Fue descubierta por Pierre Méchain en 1779. La Galaxia del Girasol aparentemente forma parte de un grupo con la Galaxia Remolino y algunas galaxias pequeñas; el Grupo M51.
Cómo NGC 2841 es un excelente ejemplo de "galaxia espiral floculenta" en las cuales la estructura espiral está formada por multitud de segmentos de brazos espirales.
M63 cuenta con un pseudobulbo, y también es notable la existencia de un enorme pero débil arco de estrellas que se interpreta cómo los restos de una galaxia menor que fue absorbida por ella hace alrededor de 5 mil millones de años.
NGC 7742 es una galaxia en la constelación de Pegaso. Se encuentra a 72 millones de años luz de la Tierra y su magnitud aparente es de 11,6. A causa de su aspecto, informalmente se la llama también Galaxia del huevo frito. Fue descubierta el 18 de octubre de 1784 por el astrónomo William Herschel.
Observando la galaxia de dentro a afuera se puede distinguir:
* En el centro los científicos suponen la existencia de un agujero negro.
* Alrededor se observa una zona muy clara y un anillo de polvo interestelar, a unos 2000 años luz de distancia.
* La región de color malva subsiguiente (aproximadamente a 3200 años luz) es una región de intensa formación estelar.
* Después sigue un segundo cinturón de polvo con una densidad más pequeña que el primero.
* Únicamente fuera de este segundo cinturón de polvo hay brazos como en otras galaxias espirales. En ellos también nacen estrellas pero con menor intensidad que en el anillo interior.
NGC 7742 tiene un núcleo mucho más luminoso que lo que cabría esperar para una galaxia de su tamaño, ya que es una galaxia Seyfert de tipo 2, con un núcleo moderadamente activo. En este tipo de galaxias se piensa que existe un agujero negro supermasivo en el centro. El gas que cae en espiral hacia el interior se ve acelerado hasta fracciones significativas de la velocidad de la luz y a la vez es supercalentado, creando el brillante resplandor que se observa en la imagen obtenida con el telescopio espacial Hubble.
La Galaxia del Molinete (también conocida como Messier 101 o NGC 5457) es una galaxia espiral a 25 millones de años luz (8 Megaparsecs) en la constelación Osa Mayor.
Fue descubierta por Pierre Méchain el 27 de marzo de 1781, y él posteriormente comunicó su descubrimiento a Charles Messier que verificó su posición y la añadió a Catálogo Messier como una de las últimas entradas.
Es una de las galaxias más grandes existentes en la vecindad de la Vía Láctea, con un diámetro de más del doble que ella, y se caracteriza tanto por su riqueza en gas para formar nuevas estrellas cómo por su elevado número de regiones HII (más de 3000, algunas tan grandes y brillantes que tienen número NGC propio y que han sido estudiadas por el Telescopio Espacial Hubble, mostrando la presencia de super cúmulos estelares al menos en algunas de ellas) y de cúmulos estelares jóvenes (también estudiados con dicho telescopio), lo que apunta a una elevada tasa de formación estelar. Ello junto a la asimetría que muestra en las fotografías (que la ha hecho aparecer en el Atlas de galaxias peculiares de Halton C. Arp cómo Arp 26, y definida cómo Galaxia espiral con un brazo bien definido) hace pensar que -en términos astronómicos- hace relativamente poco otra galaxia estuvo a punto de colisionar con ella, causando ambos fenómenos.
Ésta galaxia tiene un bulbo casi inexistente, y de acuerdo a estudios recientes parece carecer de un agujero negro supermasivo en su centro, a diferencia de por ejemplo nuestra galaxia.
M101 está acompañada por cinco galaxias satélite prominentes: NGC 5204, NGC 5474, NGC 5477, NGC 5585, y Holmberg IV, que pueden ser las responsables de su estado actual -de hecho, M101 parece haber distorsionado a la galaxia NGC 5474-.
La galaxia del Ojo negro (también conocida como Galaxia de la Bella Durmiente, Galaxia Espiral M64, M64 o NGC 4826) fue descubierta por Edward Pigott en marzo de 1779, y catalogada por Charles Messier en 1780.
Esta galaxia es reconocida por los astrónomos amateur, debido a que es visible con telescopios pequeños. Es una galaxia espiral en la constelación de Coma Berenice.
Está a una distancia de 17 millones de años luz (5,2 Megaparsecs). Tiene una banda de polvo oscura alrededor de su núcleo brillante, lo que le da el nombre de galaxia del Ojo negro, o del Ojo del diablo.
Estudios de M64 muestran una característica importante, y es que el gas interestelar en la región exterior de M64 gira de forma opuesta al gas y las estrellas de la región interior. La región interior tiene un radio de aproximadamente 3.000 años luz (gira en dirección a las manecillas del reloj), mientras la región exterior se extiende otros 40.000 años luz (gira en dirección contraria a las manecillas del reloj), produciéndose bastante formación estelar en la zona que separa las dos.
Se piensa que ésto es debido a la colisión de M64 con una galaxia menor, que ahora ya ha sido totalmente destruida y absorbida por ella y que debió tener lugar hace alrededor de mil millones de años.
La Galaxia del Rehilete (también conocida como Galaxia Espiral M61, Messier 61, M61 o NGC 4303) es una galaxia espiral intermedia mediana del tipo SABbc, que se encuentra en el cúmulo de Virgo. Fue descubierta por Barnabus Oriani el 5 de mayo de 1779. M61 se encuentra a 60 millones de años luz de distancia. Con aproximadamente 100.000 años luz de diámetro, M61 es una de las galaxias espirales más grandes y brillantes del cúmulo de Virgo, y es casi el mismo tamaño de la Vía Láctea, perteneciendo dentro de ése cúmulo a la agrupación Nube S. Seis supernovas se han observado en M61, la más reciente en 2008.
M61 es una galaxia de núcleo activo, más concretamente una galaxia con brote estelar que se cree pudo haber sido causado por interacciones gravitatorias con las galaxias vecinas NGC 4292 y NGC 4303A; un estudio reciente muestra la presencia de un posible agujero negro supermasivo en el centro de ésta galaxia con una masa de 5 millones de veces la del Sol y que está asociado a un joven y masivo cúmulo estelar con una masa de 100000 veces la del Sol y una edad de 4 millones de años. Alrededor de éste objeto se halla un anillo que alberga también varios cúmulos estelares jóvenes de gran masa -además de una miniespiral central- y que se halla asociado a una segunda barra mucho más pequeña que la principal de la galaxia.
El resto de M61 muestra también una elevada formación estelar, y además ésta galaxia no tiene la deficiencia de hidrógeno neutro de otras galaxias espirales del cúmulo.
La Galaxia del Sombrero (también conocida como Galaxia Espiral M104, M104, o NGC 4594), es una galaxia espiral de la constelación de Virgo a una distancia de 28 millones de años luz. Fue descubierta por Pierre Méchain en 1781.Es una galaxia del Grupo de galaxias M104
Tiene un núcleo grande y brillante, una inusual protuberancia central, y una destacada banda de polvo en el disco galáctico. Desde la Tierra, es vista de canto, lo que le proporciona una apariencia de sombrero sobre un quinto del diámetro de la Luna llena.
Es una galaxia espiral de la 8ª magnitud de tipo Sa o Sb. Es invisible a simple vista, pero fácilmente reconocible con pequeños telescopios.
Información general
La galaxia se sitúa en la constelación de Virgo, aunque no se considera miembro del Cúmulo de Virgo. Una investigación reciente la convierte en la galaxia más brillante en un radio de 10 megaparsecs[1] , con una magnitud absoluta intrínseca de -22,8.[2]
El diámetro de M104 se sitúa entre los 50.000 y 140.000 años luz. Su masa es aproximadamente de 800.000 millones de soles.
M104 también posee un nutrido sistema de cúmulos globulares, con al menos varios cientos de ellos visibles con grandes telescopios, y una población estimada de 2.000 o más, muchos más de los que orbitan la Vía Láctea.
Imágenes recientes revelan que la galaxia tiene un halo galáctico de grandes dimensiones. También parece poseer en su centro un agujero negro con la masa de 109 masas solares.
Descubrimiento
Fue descubierta a finales del siglo XVIII, probablemente por Pierre Méchain, quien mencionó su hallazgo el 6 de mayo de 1783. Se trató del primer objeto Messier añadido tras la publicación inicial del Catálogo Messier; Messier añadió el objeto manualmente a su copia personal el 11 de mayo de 1781, pero no fue "oficialmente" incluido hasta 1921, describiéndola como una "nebulosa muy tenue".
Fue descubierta independientemente por William Herschel el 9 de mayo de 1784. Además, tomó nota de la presencia de un estrato "oscuro" en el disco de la galaxia, lo que ahora se llama "sendero de polvo". Más tarde los astrónomos fueron capaces de conectar las observaciones de Méchain y las observaciones de Herschel.
En 1912, Vesto Slipher descubrió que M104 tenía un gran corrimiento al rojo. Se calculó que se está alejando de la Tierra a una velocidad de 1.000 km/s - una velocidad demasiado alta para un objeto residente en la Vía Láctea. Ésta fue una de las sólidas claves que hicieron pensar que M104 no era una nebulosa, como se pensó tiempo atrás, y que el universo se expande en todas direcciones.
La designación de un objeto Messier
En 1921, Camille Flammarion encuentra lista personal de Messier de los objetos Messier incluyen sus correspondientes notas escritas a mano sobre la Galaxia Sombrero. Esto fue identificado con el objeto 4594 en el Nuevo Catálogo General, y Flammarion declaró que debería incluirse en el Catálogo Messier. Desde entonces, la Galaxia Sombrero ha sido conocido como M104 [6].
Medidas de Corrimiento al Rojo Histórico
En la década de 1910, Vesto Slipher descubrió que los espectros de varias galaxias, incluyendo la Galaxia Sombrero, son desplazados hacia el rojo. La velocidad media calculada a partir de estos desplazamientos hacia el rojo fue de 400 km / s. El corrimiento al rojo de la galaxia Sombrero misma se calculó a ser de 1100 km / s. [espectros 7] Slipher estaban entre las primeras observaciones de la expansión del universo, una de las piezas clave de evidencia para la teoría del Big Bang.
Slipher también detectó rotación dentro de los espectros de la Galaxia Sombrero. Sus observaciones de la rotación de galaxias se encuentran entre la primera realizada. [7]
Un VLT de ESO con base en tierra de la imagen.
Una imagen en el infrarrojo medio de la Galaxia Sombrero según lo visto por el Telescopio Espacial Spitzer (SST). Los colores blanco representan el 3,6 y 5,8 micrómetros de emisión de la luz estelar. Los colores rojos representan 8,0 micrómetros de las emisiones de hidrocarburos aromáticos policíclicos (HAP) en el anillo de polvo. [8] Crédito: Spitzer de infrarrojos cercanos Encuesta galaxias / SST / NASA. [Editar] anillo de polvo Como se señaló anteriormente, la característica más llamativa de esta galaxia es el carril de polvo que cruza por delante de la protuberancia de la galaxia. Este sendero de polvo es en realidad un anillo simétrico que rodea el bulbo de la galaxia. La mayoría de [8] del gas hidrógeno atómico frío [9] y el polvo [8] se encuentra dentro de este anillo. El anillo también podría contener más de frío gas molecular de la Galaxia Sombrero de [8], aunque esta es una inferencia basada en las observaciones con baja resolución y detecciones débil. [10] [11] Las observaciones adicionales son necesarios para confirmar que el gas molecular de la galaxia Sombrero de se ve limitada al anillo. Sobre la base de la espectroscopia infrarroja, el anillo de polvo es el principal lugar de formación estelar dentro de esta galaxia. [8]
Núcleo
El núcleo de la galaxia del Sombrero es clasificada como una región de ionización bajas emisiones nucleares (liner). [12] Se trata de regiones donde el gas ionizado nuclear está presente, pero los iones son sólo débilmente ionizados (es decir, los átomos han perdido relativamente pocos electrones). La fuente de energía para la ionización del gas en buques se ha debatido ampliamente. Algunos núcleos LINER puede ser alimentado por las estrellas calientes, jóvenes encuentran en las regiones de formación estelar, mientras que otros núcleos LINER puede ser accionado por los núcleos galácticos activos (regiones de alta energía que contienen un agujero negro supermasivo). Espectroscopía infrarroja observaciones han demostrado que el núcleo de la galaxia Sombrero es, probablemente, desprovisto de cualquier actividad de formación estelar significativo. Sin embargo, un agujero negro supermasivo se ha identificado en el núcleo (como se discutió en la subsección siguiente), por lo que este núcleo galáctico activo es probablemente la fuente de energía que débilmente ioniza el gas en la galaxia Sombrero [8].
Agujero Negro Supermasivo Central
En la década de 1990, un grupo de investigación liderado por John Kormendy demostrado que un agujero negro supermasivo está presente dentro de la Galaxia Sombrero. [13] La utilización de los datos tanto de la espectroscopia de CFHT y el Telescopio Espacial Hubble, el grupo demostró que la velocidad de rotación de la estrellas en el centro de la galaxia no podía mantenerse a menos que una masa de 1 mil millones de veces la masa del Sol, o 109 M ☉, está presente en el centro. [13] Este es uno de los agujeros negros más masivos medido en galaxias cercanas.
De Emisión de Sincrotrón
En radio y de rayos X de onda, el núcleo es una poderosa fuente de radiación sincrotrón. [14] [15] [16] [17] [18] [19] [20] de emisión de sincrotrón se produce cuando los electrones de alta velocidad, ya que oscilan pasar a través de regiones con fuertes campos magnéticos. Esta emisión es en realidad bastante común que los núcleos activos de galaxias. Aunque las emisiones de radio sincrotrón pueden variar en el tiempo para algunos núcleos activos de galaxias, la luminosidad de las emisiones de radio de la Galaxia Sombrero sólo varía del 10-20% [14].
De las Emisiones Submilimétricas no Identificados
En 2006, dos grupos publicaron las mediciones de la radiación submilimétrica del núcleo de la galaxia Sombrero en una longitud de onda de 850 micrómetros. [20] [8] Esta emisión no fue encontrado submilimétricas que procede de la emisión térmica del polvo (que se ve comúnmente en infrarrojo y longitudes de onda submilimétricas), la emisión de sincrotrón (que se ve comúnmente en longitudes de onda de radio), bremsstrahlung de emisión de gas caliente (que es infrecuente observar a longitudes de onda milímetro), o el gas molecular (que produce comúnmente submilimétricas líneas espectrales). [8] La fuente de las emisiones submilimétricas permanece sin identificar.
Los cúmulos globulares
La galaxia Sombrero tiene un número relativamente grande de los cúmulos globulares. Los estudios de observación de los cúmulos globulares de la Galaxia Sombrero han producido estimaciones de la población en el rango de 1200 a 2000. [21] [22] [23] La relación entre el número de cúmulos globulares de la luminosidad total de la galaxia es alta en comparación a la Vía Láctea y las galaxias similares con pequeñas protuberancias, pero la proporción es comparable al de otras galaxias con bultos de gran tamaño. Estos resultados han sido repetidamente utilizado para demostrar que el número de cúmulos globulares en galaxias se piensa que es relacionado con el tamaño de los bulbos de las galaxias. La densidad de superficie de los cúmulos globulares en general sigue el perfil de la luz de la protuberancia con excepción de cerca del centro de la galaxia. [21] [23] [24]
Distancia
Por lo menos dos métodos se han utilizado para medir la distancia a la Galaxia Sombrero.
El primer método se basa en la comparación de los flujos medidos desde las nebulosas planetarias en la galaxia Sombrero a la luminosidad de las nebulosas planetarias conocidas en la Vía Láctea. Este método dio la distancia a la galaxia Sombrero en 29,0 ± 2,0 millones de al (8,9 ± 0,6 Mpc) [1].
El otro método utilizado es el brillo de la superficie fluctuaciones método. Este método utiliza la apariencia granulada de bulto en la galaxia para estimar la distancia a la misma. Cerca de protuberancias galaxia parecen muy granulado, mientras que más abulta distante una apariencia lisa. Los primeros mediciones utilizando esta técnica dio a distancias de 30,6 ± 1,3 millones de al (9,4 ± 0,4 Mpc). [25] Más tarde, después de cierto refinamiento de la técnica, una distancia de 32 ± 3 millones de al (9,8 ± 0,8 Mpc) se midió [26]. Esto fue aún más refinada en 2003 a ser 29,6 ± 2,5 millones de al (9,1 ± 0,8 Mpc) [2].
La distancia promedio medido a través de estas dos técnicas es 29,3 millones de al (9,0 Mpc), con una incertidumbre de 1,6 millones de al (0,5 Mpc). [Un]
Galaxias Cercanas y la Información del Grupo de Galaxias
La Galaxia del Sombrero se encuentra dentro de un complejo, nubes de filamentos como de galaxias que se extiende al sur del cúmulo de Virgo. [27] Sin embargo, no está claro en cuanto a si la galaxia Sombrero es parte de un grupo de galaxias formal. Jerárquica métodos para la identificación de grupos, que determinan la pertenencia al grupo por considerar si las galaxias individuales pertenecen a un agregado más grande de las galaxias, suelen producir resultados que muestran que la galaxia del Sombrero es parte de un grupo que incluye a NGC 4487, NGC 4504, NGC 4802, UGCA 289, y, posiblemente, algunas galaxias otros. [27] [28] [29] Sin embargo, los resultados que se basan en el método de filtración (es decir, los "amigos de amigos-" método), que une las galaxias individuales en forma conjunta para determinar la pertenencia al grupo, indican que o bien la galaxia Sombrero no está en un grupo [30] o que sólo puede ser parte de un par de galaxias con UGCA 287 [29].
Información de observación astronómica amateur
La Galaxia del Sombrero se encuentra 11,5 ° oeste de Spica [6] y 5,5 ° al noreste de Eta Corvi. [31] A pesar de la galaxia es visible con prismáticos 7x35 o un 4-pulgadas (100 mm) telescopio de aficionado, [31] un 8 - pulgadas (200 mm) telescopio es necesaria para distinguir el bulto del disco, [6], y un 10 o 12 pulgadas (300 mm) se necesita telescopio para ver el sendero de polvo oscuro.
La Galaxia del Triángulo (también conocida como Galaxia espiral M33, Objeto Messier 33, Messier 33, M33 o NGC 598), es una galaxia espiral localizada en la constelación del Triangulum. Es pequeña en comparación con sus vecinas mayores como la Vía Láctea y la Galaxia de Andrómeda (con entre 30 mil millones y 40 mil millones de estrellas[3] comparado con las entre 200 mil millones y 400 mil millones de la primera y el billón de la segunda), pero su tamaño es por término medio parecido al del resto de galaxias espirales del universo.
M33 es un miembro del Grupo Local de galaxias -el tercero en brillo y tamaño- y parece estar vinculada gravitacionalmente con Andrómeda, la cual está a 720000 años luz de ella y a la que orbita en una órbita de alta excentricidad.[4] LGS 3, uno de los miembros más pequeños del Grupo Local, posiblemente sea una galaxia satélite de ella.
Información general
Esta galaxia seguramente fue descubierta por Giovanni Battista Odierna antes de 1654, quien la agrupó junto con el cúmulo abierto que hoy conocemos como NGC 752. Charles Messier la descubrió independientemente en 1764, catalogándola como M33 el 25 de agosto. La Galaxia del Triángulo también fue catalogada por William Herschel el 11 de septiembre de 1784, asignándole el número H V.17. M33 se encuentra entre las primeras "Nebulosas espirales" identificadas por Lord Rosse.
Herschel designó la mayor región H II de esta galaxia (nebulosa de emisión difusa que contiene hidrógeno ionizado) como H III.150 separándola de ella y nombrándola NGC 604. Vista desde la Tierra, NGC 604 está localizada al noreste del centro galáctico, y es una de las regiones H II más grandes conocidas, con un diámetro de 1500 años luz y un espectro similar al de M42.
Aunque no puedan compararse con NGC 604, otras regiones HII de Triángulo son también tan grandes y brillantes que tienen su propio número NGC, cómo por ejemplo NGC 588, NGC 592, y NGC 595.[5]
La Galaxia del Triángulo puede observarse a ojo desnudo bajo condiciones excepcionales, y para muchas personas, es el objeto visible a simple vista más distante. Sin embargo, es muy grande y difusa y el mejor instrumento para observarla son unos binoculares, pudiendo incluso bajo condiciones muy buenas barruntarse con ellos sus brazos espirales, o un telescopio trabajando a muy bajos aumentos. Lo más importante e interesante que han destacado los expertos de M33 es que se trata de un auténtico hervidero de estrellas nacientes, en donde surgen soles a un ritmo muy superior al que nos tiene acostumbrados nuestra Vía Láctea, conteniendo además de NGC 604 algunas de las asociaciones estelares más ricas y brillantes del Grupo Local.[6]
M33 tiene un décimo de la masa de la Vía Láctea y mide 50.000 años luz de largo, aproximadamente la mitad que nuestra galaxia.
Un reciente estudio llevado a cabo por el telescopio de infrarrojos Spitzer muestra que M33 es mayor de lo que puede apreciarse en el visible, llegando sus nubes de polvo más allá de lo que se aprecia en las fotografías. Se piensa que ello es debido a las explosiones de supernova y/o a los vientos solares de estrellas jóvenes[7]
M33 está unida por una corriente de hidrógeno neutro (y según estudios recientes también por diversas corrientes de estrellas) a M31, además de tener la parte más externa de su disco de estrellas y gas distorsionadas, lo que indica un acercamiento pasado entre las dos,[8] y parece estar condenada a acabar chocando y fusionándose con la segunda. Se desconoce cuándo ocurrirá, pero quizás antes de la colisión entre M31 y nuestra galaxia.[9] Ésto ha sido confirmado por investigaciones recientes, que muestran que hubo un acercamiento entre ambas galaxias hace 2500 millones de años y que se producirá otro considerablemente más violento dentro de 2000 millones de años[10] [11
Cómo nota curiosa, desde ésta galaxia se ve a Andrómeda (M31) prácticamente de frente, ofreciendo ésta gracias a su relativa cercanía un aspecto impresionante; sin embargo, se vería muy cercana al plano galáctico, por lo cual el polvo la oscurecería y enrojecería, llegando incluso a hacerla invisible en el peor de los casos.
Nuestra galaxia se vería parecida a cómo se ve desde Andrómeda, aunque con un ángulo más abierto, un poco menor y menos brillante, y a buena altura sobre el plano galáctico
NGC 5866 (también llamada Galaxia Eje) es una galaxia lenticular relativamente brillante vista de canto en las constelación Draco. Algunos astrónomos creen que la NGC 5866 puede ser el Messier 102 si efectivamente el M102 no fue una entrada doble errónea para el M101.
Cabe destacar que, aunque sea clasificada cómo galaxia lenticular, puede ser en realidad una galaxia espiral de tipo temprano; de hecho, una investigación reciente muestra formación estelar, aunque muy modesta, en ella así cómo la presencia de cierta cantidad de gases fríos.
Un halo muy débil de estrellas rodea a ésta galaxia, el cual se ha interpretado cómo los restos de una galaxia menor aboserbida por ella.
Junto con NGC 5879 y NGC 5907 forma un pequeño grupo de galaxias, llamado Grupo de NGC 5866.
El NGC 5866 fue probablemente descubierto por Pierre Méchain o Charles Messier en 1781, e independientemente encontrado por William Herschel en 1788.
La galaxia elíptica M110 (conocido también como Objeto Messier 110, Messier 110, M110 o NGC 205) es una galaxia elíptica enana orbitando la galaxia de Andrómeda, y que se halla realmente a una distancia de ella de cerca de 190000 años luz.[1] Como tal es un miembro del Grupo Local de galaxias. Fue descubierta por Charles Messier el 10 de agosto de 1773 y considerada inicialmente como un miembro de la Nebulosa de Andrómeda. Fue añadida al catálogo Messier en 1966 por Kenneth Glyn Jones.
Caroline Herschel descubrió de manera independiente esta nebulosa el 27 de agosto de 1783 siendo catalogada por su hermano William Herschel el 5 de octubre de 1784 bajo la designación H V.18.
Para un observador terrestre M110 puede observarse al noroeste del bulbo de la galaxia de Andrómeda. M110 está rodeada por un halo de cúmulos globulares pertenecientes a M 31, de los cuales siete de ellos aparecen dentro del cuerpo de la galaxia (se aprecian como simples estrellas).
En su centro se forman nuevas estrellas, habiéndose determinado que ésto ha estado ocurriendo desde hace al menos más de 300 millones de años de manera más o menos constante
La galaxia elíptica M87 (también conocida como Galaxia Virgo A, Virgo A, Messier 87, M87, o NGC 4486) es una galaxia elíptica gigante fácil de ver con telescopios de aficionado. Se trata de la mayor y más luminosa galaxia de la zona norte del Cúmulo de Virgo, hallándose en el centro del subgrupo Virgo A (el más masivo de todos en los que se divide el cúmulo).[4] La galaxia también contiene un núcleo galáctico activo notable que es una fuente de alta intesidad de radiación de longitud de onda amplia, en particular en radiofrecuencias.[5] Ya que es la galaxia elíptica más brillante cercana a la Tierra y una de las fuentes de radio más brillantes del cielo, es un objetivo popular tanto para la astronomía amateur como el estudio científico. Se ha estimado que la galaxia tiene una masa dentro de un radio de 32 kpc de 2,6 ± 0.3 x 1012 masas solares, el doble de masa que nuestra galaxia.,[6] e incluyendo materia oscura puede ser 200 veces más masiva que ésta
Cúmulos globulares y halo exterior
La M87 tiene una población inusualmente grande de cúmulos globulares. En un sondeo de 2006, se estimó que habría unos 12.000 ± 800 cúmulos alrededor de la M87.,[7] en comparación con los 150-200 de la Vía Láctea.
Además, está rodeada por un gran halo sólo visible en fotografías de muy larga exposición y sensibilidad, de forma muy elongada e irregular y que se extiende al menos 30 minutos de arco (el tamaño aparente de la Luna llena) -correspondiente a un tamaño real de más de medio millón de años luz a la distancia de ésta galaxia-, y que se cree está formado por estrellas pertenecientes a galaxias que han sido destruidas por la atracción gravitatoria de M87 en encuentros cercanos con ella, para después ser absorbidas finalmente. Dicho halo parece estar distorsionado por la atracción gravitatoria de galaxias vecinas del cúmulo de Virgo,[8] y su presencia explica que M87 sea clasificada a veces cómo una galaxia de tipo cD,[9] aunque incipiente[10]
Al parecer, el comentado halo llega hasta una distancia de alrededor de 150 kiloparsecs; se desconoce la razón por la que acaba a ésa distancia, y las posibilidades barajadas incluyen un encuentro pasado entre M87 y otra galaxia -seguramente M84- ó una contracción de éste debido a materia oscura cayendo hacia la galaxia aquí tratada; el mismo estudio en el que se ha sugerido ésto también propone que M87 y M86 están cayendo la una hacia la otra y que las estamos observando justo antes de su primer acercamiento cercano.[11] En él también existen diversas corrientes de estrellas, que se piensa han sido arrancadas de otras galaxias cercanas ó son restos de galaxias menores destruidas y absorbidas por M87.[12
Chorro de materia y medio interestelar
En 1918, el astrónomo Herber Curtis del Observatorio Lick descubrió un chorro de materia procedente de la M87 que lo describió como "un curioso rayo recto". Este chorro de materia o jet se extiende al menos 5.000 años luz desde el núcleo de la M87 y está formado por materia eyectada de la propia galaxia, probablemente por un agujero negro supermasivo situado en su centro. Los astrónomos creían que el agujero negro en esta galaxia tiene una masa aproximada de 3200 millones de masas solares,[13] pero investigaciones recientes suben ésa masa hasta entre 6400 y 6600 millones de masas solares.[14] [15] Éste agujero negro está rodeado por un disco de gas caliente, que le alimenta a razón de una masa solar cada 10 años, y se ha sugerido que su posición no coincide con la del centro exacto de ésta galaxia, estando a aproximadamente 22 años luz de él (algo cuyas causas se desconocen y que ha sido atribuido a que M87 hubiera nacido tras la fusión de dos galaxias anteriores con agujeros negros supermasivos en su centro y que al fusionarse éstos hubiera acabado allí, ó también a que el jet hubiera propulsado al agujero negro a ésa distancia[16] ); sin embargo, otros autores niegan que tal desplazamiento exista[17] . En la M87 también se ha encontrado una fuente intensa de rayos X, y su proximidad significa que es una de las radiogalaxias mejor estudiadas.
Hay gas cayendo hacia la galaxia a un ritmo de 2-3 masas solares por año, gran parte del cual acaba en la región central de ésta y que al menos en parte parece proceder de una galaxia menor rica en gas que está siendo absorbida por M87.[18]
El medio interestelar de ésta galaxia está ocupado por un gas enriquecido en elementos cómo carbono y nitrógeno, que han sido producidos sobre todo por estrellas existentes en la Rama asintótica gigante, y oxígeno e hierro producidos por supernovas, sobre todo de tipo Ia. La abundancia de éstos elementos es de la mitad de la abundancia en el Sol hasta un radio de 4 kiloparsecs, aumentando a partir de éste radio.
M87, finalmente, cuenta con diversos filamentos de polvo con masas de alrededor de 10000 masas solares, y otros de gas caliente que parecen proceder de la galaxia menor en proceso de absorción mencionada antes,[19] y está rodeada por un halo de gas caliente.
Movimiento superluminal
En las imágenes realizadas por el telescopio espacial Hubble en 1999, el movimiento del chorro de materia de la M87 fue medido de cuatro a seis veces la velocidad de la luz. Se cree que este movimiento es el resultado visual de la velocidad relativista del chorro de materia, y no un movimiento superluminal verdadero. Sin embargo, la detección de tal movimiento respalda la teoría que quásares, objetos BL Lacertae y radiogalaxias pueden ser el mismo fenómeno, conocido como galaxias activas, vistas desde distintas perspectivas.;[20] de hecho, algunos astrónomos han sugerido que M87 puede ser en realidad una galaxia de tipo BL Lacertae (aunque, a diferencia de otros objetos de ésta clase, con un núcleo de poco brillo comparado con el resto de la galaxia) que vemos desde un ángulo desfavorable para apreciar las propiedades de éste tipo de objetos[21] [22
Lazos y anillos de emisión de rayos X
Las observaciones realizadas por el telescopio espacial Chandra indican la presencia de lazos y anillos en el gas caliente de emisión de rayos X que se extiende por el cúmulo y rodea a la M87. Estos lazos y anillos son formados por ondas de presión. Las ondas de presión son causadas por la variaciones en la velocidad en que la materia es eyectada por el agujero negro supermasivo en chorros. La distribución de los lazos sugieren que las erupciones menores ocurren cada seis millones de años. Uno de los anillos, causado por una erupción mayor, es una onda de choque de 85.000 años luz de diámetro alrededor del agujero negro. Otra característica notable son los finos filamentos de emisión de rayos X que se extienden hasta una longitud de 100.000 años luz y una gran cavidad en el gas caliente causada por una gran erupción hace 70 millones de años.
A diferencia de lo que ocurre en otras galaxias elípticas gigantes situadas en el centro de cúmulos de galaxias cómo por ejemplo NGC 6166, las erupciones regulares impiden que el gas caliente que llena el medio intergaláctico del cúmulo de Virgo caiga hacia el centro de ésta galaxia enfriándose y formando estrellas,[23] lo que implica que la evolución de la M87 ha podido ser afectada en gran medida impidiendo que se convirtiese en una galaxia espiral de gran tamaño. Las observaciones también significaron la presencia de ondas de sonidos: 56 octavas por debajo del Do para las erupciones menores y 58 o 59 octavas por debajo del Do para las mayores.[24
Emisiones de rayos gamma
La M87 es también una fuente de rayos gamma. Los rayos gamma son los más energéticos del espectro electromagnético; más de un millón de veces de mayor intensidad que la luz visible. Los rayos gamma procedentes de la M87 empezaron a ser observados a finales de la década de 1990, pero más tarde, telescopios HESS, los científicos han medido la variación del flujo de rayos gamma y han descubierto que los cambios se producen en cuestión de días.
Se ha aceptado que en el centro de la M87 se encuentra un agujero negro supermasivo, con una masa de varios miles de millones de masas solares. Sin embargo, el hecho de que las variaciones puedan cambiar en unos días, hace que el entorno inmediato al agujero negro supermasivo de la M87, con un tamaño similar al Sistema Solar,[25] sea la localización más prometedora de rayos gamma. En general, a menor superficie, mayor rapidez de variación y viceversa.
Messier 77 (también conocido como NGC 1068) es una galaxia espiral barrada a unos 47 millones de años luz en la constelación Cetus. Fue descubierta por Pierre Méchain en 1780.
M77 es una de las galaxias más grandes del catálogo Messier. Su área brillante abarca unos 120.000 años luz, pero sus extensiones más tenues alcanzan hasta cerca de los 170.000 años luz. Aparece como una magnífica espiral con amplios brazos estructurados, que en la región interna muestran una población estelar joven, pero al alejarse del centro predomina el color amarillento característico de una población estelar vieja.
Ésta galaxia tiene al menos dos barras: una interna visible en el infrarrojo y de longitud 3 kiloparsecs, y otra -la principal- de longitud 17 kiloparsecs, y a la que de modo similar a lo que ocurre con la galaxia NGC 5248 están asociadas las estructuras (brazos espirales, bandas de polvo, etc) visibles en la mayoría de las fotografías y las grandes regiones de formación estelar de las que se habla abajo. Es posible incluso que exista una barra interior a la más interna, pero parece bastante dudoso.[5] A su vez, rodeando todo lo anterior se halla un disco exterior mucho más débil que tiene un tamaño total de hasta 170000 años luz, antes mencionado que contiene también regiones de formación estelar y es visible en imágenes de larga exposición cómo.[6]
M77 está clasificada como una galaxia Seyfert de tipo II -aunque en realidad es una galaxia de tipo Seyfert I que aparece cómo Seyfert II al verse de canto el disco central[5] -, siendo la representante más cercana y brillante de esta clase de galaxias activas. El núcleo galáctico es una fuente intensa de radio conocida como Cetus A. Investigaciones llevadas a cabo en el infrarrojo por astrónomos del Caltech han revelado una fuente intensa de apariencia puntual, con menos de 12 años luz de diámetro rodeada por una estructura alargada de 100 años luz de extensión (una concentración de estrellas o de materia interestelar). Estas estructuras no son observables en las imágenes obtenidas con el Telescopio Espacial Hubble en luz visible. El objeto central responsable de la actividad Seyfert tiene una masa de alrededor de 10 millones de masas solares. Asimismo se ha hallado un disco gigante de unos 5 años luz de diámetro que orbita este objeto y que contiene moléculas de agua[7] M 77 también contiene en su centro un masivo y compacto cúmulo estelar, de edad calculada entre 500 millones de años y 1600 millones de años y tamaño 50 parsecs, que suministra un 7% de la luminosidad total del núcleo galáctico[8]
Finalmente, también alberga masivas regiones de formación estelar alrededor del núcleo, por lo que es también considerada una galaxia con brote estelar;[9] de hecho, se considera que ésta galaxia tiene las zonas de formación estelar más brillantes en un radio de 100 millones de años luz alrededor de nuestra galaxia y que tales zonas están entre las más brillantes conocidas.
M77 es el miembro dominante de un pequeño grupo de galaxias (Grupo de M77), que incluye NGC 1055, NGC 1073, UGC 2161, UGC 2275, UGC 2302, UGCA 44 y Markarian 600.
Ésta galaxia es fácil de ver incluso con telescopios pequeños, apareciendo cómo una mancha borrosa y redondeada cerca de una estrella de magnitud 10.
Messier 65 (también conocido como NGC 3623) es una galaxia espiral intermedia a unos 35 millones años luz desde la constelación Leo. Fue descubierta por Charles Messier en 1780. El M65, M66, y NGC 3628 forman el famoso Triplete de Leo, un pequeño grupo de galaxias.
Descubrimiento
El M65 fue descubierto por Charles Messier y lo incluyó en su lista del Catálogo Messier. Sin embargo, William Henry Smyth accidentalmente atribuyó el descubrimiento a Pierre Méchain en su popular trabajo astronómico del siglo XIX A Cycle of Celestial Objects (declarando "Ellos [M65 y M66] fueron observados por Méchain a Messier en 1780"). Este error fue a su vez recogido por Kenneth Glyn Jones en Messier's Nebulae and Star Clusters. Desde entonces esto se ha ramificado en varios otros libros de diferentes autores.
Formación estelar
La galaxia tiene poco polvo y gas, y hay poca formación estelar en ella; ha habido alguna relativamente recientemente en los brazos. El ratio de estrellas viejas a nuevas estrellas es correspondientemente bastante alto.
Messier 66 (también conocido como NGC 3627) es una galaxia espiral intermedia a unos 36 millones de años luz desde la constelación Leo. Fue descubierta por Charles Messier en 1780. El M66 abarca unos 96.000 años luz[3] M66 forma parte del famoso Triplete de Leo, un pequeño grupo de galaxias que también incluye el M65 y el NGC 3628.
Messier 74 (también conocido como Galaxia del Abanico o NGC 628) es una galaxia espiral en la constelación de Piscis. Debido a su bajo brillo de superficie es considerada uno de los objetos más difíciles del Catálogo Messier, habiendo discrepancias entre astrónomos aficionados sobre su visibilidad con diferentes ópticas, y de hecho un catálogo estelar del siglo XIX, el Bonner Durchmusterung, llega a clasificarla cómo una estrella[5]
Por otro lado, la galaxia contiene dos brazos espirales claramente definidos y es por tanto usada como un ejemplo arquetípico de una galaxia espiral de gran diseño[6]
El M74 fue descubierto por Pierre Méchain en 1780. Méchain entonces comunicó su descubrimiento a Charles Messier, que listó la galaxia en su catálogo.Es galaxia del Cuadriplete de M74
Objetos dentro de M74
La galaxia de M74 posee muchos objetos, posee una gran riqueza en objetos. Su color azulado se debe a que posee miríadas de cúmulos estelares, de estrellas con tonalidades azuladas (jóvenes), que desde la Tierra, se pueden ver (con enormes telescopios de observatorios) con una magnitud que oscila de +20 a +24, aunque individualmente sea más tenue. Esta galaxia posee un centenar de cúmulos estelares jóvenes que le dan ese aspecto azul zafiro.
Aparte, esta galaxia, es rica en zona HII (hidrógeno), por lo que, las nebulosas de emisión, son muy notables en cuanto a número. Todas las manchas rojizas que encontramos en la nebulosa, no son nada más y nada menos que nebulosas de emisión, debidas a gases ionizados (oxígeno/hidrógeno). Que desde la Tierra, se pueden observar igualmente.
Por último, están las nebulosas planetarias. No se pueden observar desde la Tierra, pero existe un catálogo (véase Aladin, VizieR) que recopila las nebulosas planetarias de esta galaxia mediante estudios en fotometría con grandes telescopios. Más de una decena (y de dos) de nebulosas planetarias podemos observar en esta galaxia, que oscilan de magnitud +25 a +28, eso sólo de las que se han podido encontrar, y es que esta galaxia está llena principalmente de polvo, gas, nebulosas de emisión, estrellas jóvenes y nebulosas planetarias.
Recientemente, en un brazo al NNO de la galaxia, según el Centro de Obervaciones de Rayos X Chandra, se ha descubierto un quásar, que radica cierta extrañeza entre los demás quásares existentes. Aparte de ser la galaxia cuna de numerosas supernovas de estrellas viejas, que dan paso a estrellas de reciente formación.
Información general
M74 se halla a una distancia de alrededor de entre 23 y 30 millones de años luz de la Vía Láctea, según el método empleado para calcular su distancia. Es una galaxia de tipo tardío algo menos brillante y luminosa que nuestra galaxia a la distancia menor dada;[7] escalando los datos dados a la distancia superior, su luminosidad y tamaño son comparables a los de la Vía Láctea.
Cómo muchas galaxias de su tipo, es muy rica en gas y en estrellas jóvenes, cómo muestra el gran número de nebulosas de emisión y cúmulos de estrellas que aparecen en la fotografía -tomada por el Telescopio Espacial Hubble-, pensándose que ha estado formando estrellas a gran ritmo en los últimos 500 millones de años, pero que la formación estelar ha ido disminuyendo más rápidamente en las regiones internas de la galaxia que en las exteriores[8]
Al igual que sucede también en bastantes galaxias aisladas y ricas en gas, el hidrógeno neutro de ésta ocupa mucho más espacio que las estrellas visibles, estimándose que éste ocupa un área de al menos 10 minutos de arco y constituye una buena parte de la masa existente más allá del disco visible.[9] Además, M74 contiene también un disco de hidrógeno neutro exterior con un radio tres veces superior al óptico e inclinado 15 grados de origen desconocido[10
Supernovas
Dos supernovas han sido identificadas en M74:[1] SN 2002ap[11] and SN 2003gd.[12]
SN 2002ap ha atraído una considerable atención ya que es uno de los pocos tipos de supernovas Ic (o hipernova) observadas dentro de 10 Mpc en los últimos años.[13] [14] [15] Esta supernova se ha usado para probar las teorías existentes sobre los orígenes de similares Supernovas Ic lejanas[14] y las teorías sobre la conexión entre supernovas y las erupciónes de rayos gamma.[15]
SN 2003gd es una supernova[16] Tipo II-P. Este tipo de supernovas tienen una luminosidad característica, por lo que pueden ser usadas para medir distancias con precisión. La distancia medida a M74 usando la SN 2003gd es de 9.6 ± 2.8 Mpc, o 31 ± 9 millones de años luz.[2] Para comparar, las distancias medidas usando el brillo de las supergigantes son de 7.7 ± 1.7 Mpc y 9.6 ± 2.2 Mpc.[2] Ben E. K. Sugerman encontró un eco de luz - una reflexión de luz de una explosión de una supernova que aparece después de dicha explosión - associada con SN 2003gd.[17] Esta es una de las pocas supernovas en las cuales se ha encontrado dicha reflexión. De hecho, esta reflexión parece ser del polvo "en una nube de polvo extendida cómo una hoja situada ante la supernova", y esta puede ser usada para determinar la composición interestelar del polvo.[17] [18
Información del grupo de galaxias
M74 es la galaxia más brillante del grupo M74, un grupo de 5-7 galaxias que incluye la peculiar galaxia espiral NGC 660 y unas pocas galaxias irregulares.[19] [20] [21] Aunque han sido aplicados diferentes formas de identificación bastante eficaces,[21] el número exacto de miembros es aún desconocido. Generalmente, en dicho grupo suelen incluirse las galaxias:
M74, NGC 660, UGC 1176, UGC 1195 y UGC 1200.
En las inmediaciones de la galaxia, se pueden encontrar galaxias enanas, muy tenues igualmente (magnitud 19-20), hay tantas, que realmente resulta difícil decidir cuántos objetos hay en el grupo M74 por lo que sólo se ponen las más brillantes, conocidas, localizables y observables.
Messier 95 (también conocido como M95 o NGC 3351) es una galaxia espiral barrada a unos 38 millones de años luz[cita requerida] en la constelación Leo. Fue descubierta por Pierre Méchain en 1781 y catalogada por Charles Messier 4 días después. Es una galaxia con brote estelar, con una elevada tasa de formación estelar en su núcleo concentrada en un anillo alrededor de éste que alberga cierta cantidad de cúmulos estelares jóvenes de gran masa.
En una noche medianamente despejada y con unos prismáticos del orden de 10x50 y 20x50, es posible observarla como un pequeño parche de luz, pero su magnitud nos dificultará bastante la tarea.
Messier 96 (también conocido como NGC 3368) es una galaxia espiral barrada a 34 millones de años luz en la constelación Leo. Fue descubierta por Pierre Méchain en 1781.
Es el miembro más brillante del Grupo de galaxias Leo I, también llamado grupo de M96, e incluye también las galaxias M95 y a M105, así como a un numeroso grupo de galaxias más tenues.
Al igual que otras galaxias espirales barradas, M96 cuenta también con una barra interior a la principal y más pequeña que ésta, así cómo un disco interior de estrellas[3] y existe cierta cantidad de hidrógeno molecular en su región central[4]
El 9 de mayo de 1998 se descubrió una brillante supernova, SN 1998bu, de magnitud decimotercera, que aumentó rápidamente su brillo hasta 11,8.
Messier 98 (también conocido como M98 o NGC 4192) es una galaxia espiral intermedia a 60 millones de años luz en la constelación Coma Berenices. Fue descubierta por Pierre Méchain en 1781. Es también un miembro del Cúmulo de Virgo, y una de sus galaxias espirales más grandes y brillantes.
Se ha pensado que ésta galaxia (y no VIRGOHI21, cuya existencia es dudosa) puede ser una de las responsables de las características observadas en su compañera M99.[2]
Aunque algunos autores la consideren una galaxia anémica, M98 no sufre la deficiencia en gas que sufren muchas de sus compañeras de cúmulo, teniendo el esperable en una galaxia de sus características,[3] [4] y también se caracteriza por la presencia de regiones HII en el centro galáctico
Messier 100 (también conocido como NGC 4321) es una galaxia espiral a unos 52,5 millones de años luz en la constelación Coma Berenices. Fue descubierta por Pierre Méchain en 1781. Es una de las galaxias más grandes y brillantes en el cúmulo de Virgo, con una luminosidad similar a la de la Galaxia de Andrómeda. Se han identificado cinco supernovas en el M100: SN 1901B, SN 1914A, SN 1959E, SN 1979C y SN 2006X.
M100 es una galaxia con brote estelar, hallándose éste concentrado en un anillo (en realidad, dos "minibrazos" espirales) alrededor del núcleo y que tiene un radio de 1 kilopársec, existiendo también una barra interna precisamente con ése radio y perfectamente alineada con la barra principal. Dicho anillo parece haber estado formando estrellas desde hace 500 millones de años en varios brotes de formación estelar separados en el tiempo.
Ésta galaxia tiene también cerca al menos dos galaxias elípticas enanas: NGC 4322 y NGC 4328, estando unida con la primera por un puente de materia luminosa, y (cómo sucede con numerosas otras galaxias espirales de Virgo) presenta cierto déficit de hidrógeno neutro, el cual -excepto en su región suroeste- no llega más allá del disco estelar.[4] [5
Curiosidades
M100 es mencionada en uno de los episodios de la serie de televisión Seaquest cómo el lugar de origen de una nave que encuentra la tripulación del submarino
La Galaxia espiral M106 (también conocida como Messier 106, M106 o NGC 4258) es una galaxia espiral en la constelación de Canes Venatici. Fue descubierta por Pierre Méchain en 1781.
M106 es una galaxia espiral gigante con un diámetro comparable al de M 31 y se encuentra a una distancia entre 21 y 25 millones de años luz de la Tierra. También es una galaxia Seyfert, ya que debido a la emisión de rayos X detectada, se sospecha que parte de la galaxia está cayendo en un agujero negro supermasivo central.
M106 ha sido estudiada en la banda de rayos X mediante el telescopio Chandra, así cómo en la región de las ondas de radio. Dichos estudios muestran un par de brazos espirales extra no alineados con los brazos espirales visibles en las imágenes tomadas en el óptico y que parecen estar hechos de material calentado por ondas de choque y expulsados del núcleo galáctico.
Messier 88 (también conocido como M88 o NGC 4501) es una galaxia espiral a unos 47 millones de años luz en la constelación Coma Berenices. La galaxia es un miembro del cúmulo de Virgo, y una de las galaxias más grandes y brillantes de éste, con una luminosidad comparable a la de la Galaxia de Andrómeda. Fue descubierta por Charles Messier en 1781.[cita requerida]
Cómo otras muchas galaxias espirales del cúmulo de Virgo, ésta presenta cierto déficit de hidrógeno neutro, causado por el rozamiento con el gas caliente presente en el medio intergaláctico del cúmulo; en la zona suroeste de M88 el gas no llega más allá de la zona ocupada por las estrellas -a diferencia de lo que ocurre en otras muchas galaxias espirales no pertenecientes a cúmulos galácticos ricos, dónde el hidrógeno neutro suele ocupar un área mayor que el ocupado por las estrellas-, y allí la formación estelar es mayor que en el resto de la galaxia debido también al rozamiento antes mencionado, que también comprime el gas en la zona y acelera el nacimiento de estrellas. Por el contrario, en el lado opuesto (el noreste) hay gas de baja densidad que ocupa un área mayor que el ocupado por el cuerpo principal de gas y que parece haber sido arrancado por la interacción mencionada -un proceso que también se está produciendo, aunque a menor escala, en la galaxia NGC 4654, otra galaxia espiral brillante del Cúmulo de Virgo-.
M88, de acuerdo con un estudio reciente, se está moviendo casi de canto y a gran velocidad en una órbita muy elíptica en dirección suroeste, calculándose que dentro de 200-300 millones de años pasará relativamente cerca del centro del cúmulo -ocupado por la galaxia elíptica gigante M87-, dónde el medio intergaláctico es más denso, con lo que tal rozamiento será mayor y con ello la pérdida de gas.
Ésta galaxia es también clasificada cómo una galaxia de tipo Seyfert II; un estudio muestra cómo sus brazos espirales llegan hasta la región central, dónde existe una concentración de 42 millones de masas solares de hidrógeno molecular que ha sido llevado allí por los brazos espirales y que presenta dos picos con una mayor densidad. Es también en su zona central dónde se encuentra un agujero negro supermasivo, con una masa estimada en alrededor de 80 millones de masas solares.
NGC 404 es una galaxia lenticular situada en la constelación de Andrómeda, a una distancia de poco más de 3 megaparsecs de nuestra galaxia.
Ésta galaxia es conocida cómo El fantasma de Mirach, por estar muy cerca de ésa estrella -la cual la hace difícil de observar telescópicamente-, y se caracteriza por un lado por ser un ejemplo de "galaxia lenticular enana", una galaxia lenticular de baja luminosidad y tamaño -en éste caso, comparable a la de la Pequeña Nube de Magallanes-, y por otro por existir una elevada cantidad (para una galaxia de su tamaño y tipo) de hidrógeno neutro -concentrado en dos grandes anillos que rodean a la galaxia- e hidrógeno molecular, quizás capturados por ella de una galaxia irregular con la que se unió, y finalmente -a diferencia de numerosas galaxias lenticulares- por poseer cierta cantidad de estrellas jóvenes; una imagen recientemente tomada en el ultravioleta muestra un anillo de estrellas recién nacidas rodeando su núcleo, dónde existe un cúmulo de estrellas con 11 millones de veces la masa de nuestro Sol, así cómo tal vez un agujero negro central con una masa de entre menos de 100000 y 400000 masas solares; otros estudios más recientes muestran también formación estelar, aunque a una escala mucho más modesta en las regiones exteriores de la galaxia.
NGC 404 se halla aislada en el espacio, sin ninguna otra galaxia a menos de 1,1 megaparsecs de ella, y se ha afirmado que sus propiedades son el resultado de la fusión entre las galaxias que previamente habían formado un grupo de galaxias. De hecho, estudios de las poblaciones estelares de ésta galaxia sugieren que hace mil millones de años, NGC 404 fue una galaxia espiral que se convirtió en lenticular al fusionarse con otras galaxias, siendo los anillos de gas mencionados anteriormente los restos de dicha fusión.
La imagen mostrada ha sido tomada por el Telescopio Espacial Hubble, y en ella se pueden apreciar algunas nubes de polvo cercanas al centro galáctico así cómo resueltas numerosas estrellas gigantes rojas, las cuales han permitido calcular la distancia a la que se halla. Mediciones de cómo varía el brillo superficial de la galaxia dan también una distancia muy similar.
NGC 4567 y NGC 4568 son dos galaxias interactuando que se encuentran en la constelación de Virgo. NGC 4568 es una galaxia espiral con una inclinación intermedia y de magnitud aparente 11,7. NGC 4567, también galaxia espiral, aparece prácticamente de frente y su magnitud es 12,1. Visualmente, utilizando pequeños instrumentos aparecen como una mancha en forma de V. Informalmente se las ha llamado los "gemelos siameses".
Ambas galaxias, en proceso de fusión -cómo prueban estudios realizados en el óptico y de su distribución de hidrógeno neutro, que muestran respectivamente una banda de polvo prominente dónde parecen unirse y algunas distorsiones en sus regiones más exteriores[1] -, probablemente forman parte del Cúmulo de Virgo. No obstante, por ahora no presentan fuertes signos de distorsión ni colas de marea[2] al hallarse en una fase antes de su acercamiento máximo.[3]
La distancia a la que se encuentran varía según las fuentes, con valores entre 50 y 120 millones de años luz. Se han observado dos supernovas en NGC 4568, SN 1990B y SN 2004cc, ambas de tipo Ic, la primera de ellas llegó a alcanzar magnitud 14,4.
La Galaxia I Zwicky 18 es una galaxia enana irregular a 45 millones de años luz de la Tierra en dirección a la constelación de la Osa Mayor. Fue identificada por vez primera en la década de 1930 por el astrónomo Fritz Zwicky, a quien debe su nombre.
I Zwicky 18, con sólo 500 millones de años de edad, es una galaxia recién nacida, comparada con la mayor parte de las galaxias, incluida la Vía Láctea, cuya edad ronda los 12.000 millones de años.[1] Se piensa que todavía puede estar creando estrellas de Población III; sus estrellas están compuestas casi exclusivamente por hidrógeno y helio, estando casi completamente ausentes en su composición los elementos más pesados.
Se piensa que o bien la galaxia se ha formado recientemente, como parece indicar su materia "normal", o bien se formó con anterioridad y durante miles de millones de años ha permanecido como una galaxia oscura, y sólo recientemente ha adquirido la masa requerida de hidrógeno y helio para iniciar la formación estelar. En este sentido, un encuentro casual con otra galaxia enana, y las perturbaciones gravitacionales que ello conlleva, puede haber producido el colapso de las nubes de hidrógeno y el subsiguiente nacimiento de estrellas.
La galaxia IC 10 es una galaxia perteneciente al Grupo local y se encuentra en la constelación de Casiopea. Es una galaxia enana que se halla a una distancia aproximada de 1,8 millones de años luz. Por sus características y dimensiones se asemeja a la denominada Pequeña Nube de Magallanes, y por su distancia a Andrómeda -que es la misma que la existente a Triángulo- quizás forme parte del "subgrupo M31".
Clasificación
Es otra más de las denominadas Galaxia enanas y esto es debido a su masa relativamente pequeña. Esto se comprueba mediante las observaciones telescópicas que realizan los investigadores, o bien mediante observaciones a través de satélites espaciales. [2]
El rasgo más notable de éste objeto es ser la galaxia con brote estelar más cercana a la nuestra; su densidad de estrellas Wolf-Rayet es muy superior a la de la Gran Nube de Magallanes ó la Pequeña Nube de Magallanes. [3] [4
Descubrimiento astronómico
IC 10 X-1
La galaxia IC 10 se destaca particularmente, en estos momentos, por haberse descubierto en ella (mediante la exploración a través de dos satélites enviados al espacio por la NASA) el 30 de octubre de 2007, el mayor agujero negro estelar conocido hasta el presente y cuyo tamaño oscila entre 24 a 33 veces la masa del Sol. [5] Cabe destacar que hasta el presente el record en dimensión lo tenía el agujero negro estelar que había sido descubierto el 17 de febrero del mismo año, en la galaxia M33, y cuya masa equivale 16 veces a la del Sol.
El Molinillo Austral (también conocida como Messier 83 o NGC 5236) es una galaxia espiral barrada en la constelación de Hydra.
Fue descubierta entre los años 1751/1752 por el abad Nicolas Louis de Lacaille. Catalogada por Charles Messier el 17 de febrero de 1781 desde su casa en la parte norte de París, es tan difícil de observar que afirmó que "Uno puede verla solo si tiene una gran capacidad de concentración".
Seis supernovas se han registrado hasta ahora en M83:
1º ~ 1923A observada por C.O. Lampland en el Observatorio Lowell, de magnitud 14.
2º ~ 1945B aparecida el 13 de julio de 1945 de magnitud 14’2.
3º ~ 1950B observada por G. Haro de magnitud de 14,5 en su punto álgido.
4º ~ 1957D observada por H.S. Gates el 13 de diciembre de 1957, de magnitud 15.0, ocurrió a unos 3' NNE del núcleo.
5º ~ 1968L fue descubierta visualmente por el astrónomo aficionado Jack C. Bennett, cuando realizaba un barrido en busca de cometas, ésta fue de tipo I, localizada a 5' por delante del núcleo y alcanzó una magnitud de 11-12.
6º ~ 1983N apareció el 3 de julio de 1983 y alcanzó un brillo de magnitud 12.5.
Durante años, M83 había sido la galaxia en la que se habían descubierto más supernovas, pero NGC 6946 superó su marca con un número total de 8.
M83 también es un buen ejemplo de galaxia con brote estelar, estando concentrado éste en su zona central y conteniendo varios super cúmulos estelares. Es también rica en metales y abundante en estrellas Wolf-Rayet, con un número de ellas estimado en alrededor de 3000.
NGC 17 es una galaxia espiral localizada en la constelación de Cetus. Tiene doble entrada en el Nuevo Catálogo General; por ello, tanto NGC 17 como NGC 34 se refieren a ella.
NGC 87 es una galaxia irregular localizada en la constelación de Fénix.
NGC 92 es una galaxia espiral localizada en la constelación de Fénix.
NGC 134 es una galaxia espiral localizada en la constelación de Sculptor.
NGC 247 es una galaxia espiral intermedia que se encuentra a unos 9 millones de años luz de distancia en la constelación de Cetus, unos 3º al sur de Deneb Kaitos (β Ceti).
NGC 247 es un miembro del Grupo Sculptor, una de las agrupaciones galácticas más cercanas a la Vía Láctea. Es una de las galaxias gravitacionalmente ligadas a NGC 253, formando un pequeño núcleo en el centro del Grupo Sculptor. En la imagen de NGC 247 obtenida con el telescopio GALEX se observa una región en la parte superior en donde el déficit de gas produce un vacío en la formación de nuevas estrellas.
Fue descubierta en 1784 por el astrónomo William Herschel.
NGC 891 es una galaxia espiral situada a 9,8 megaparsecs (alrededor de 32 millones de años luz) de la Vía Láctea[2] en la constelación de Andrómeda, y notable por ser junto con por ejemplo NGC 4565 y NGC 5907 uno de los mejores ejemplos de galaxia espiral vista de canto que se pueden ver con telescopios de aficionado.
Es también considerada una de las galaxias más parecidas a la nuestra (algunos autores, de hecho, han llamado la atención sobre el gran parecido que presenta la Vía Láctea vista desde el Hemisferio Sur con ella[3] [4] ), con -entre otros parámetros- una luminosidad y tamaño similares, pensándose también debido a la peculiar dinámica del hidrógeno molecular en sus regiones centrales que puede ser en realidad una galaxia espiral barrada, con una barra central de 3 kiloparsecs de radio,[5] de nuevo al igual que la Vía Láctea; sin embargo, parece estar formando estrellas a mayor ritmo que nuestra galaxia.[6] y es también mucho menos rica en cúmulos globulares, con una población de ellos estimada en alrededor de 70 (la mitad que nuestra galaxia).[7]
Una peculiaridad que también muestra son estructuras filamentarias de polvo interestelar a buena distancia del disco galáctico, que han sido atribuidas a material expulsado por explosiones de supernova.,[8] así cómo una corriente de estrellas que la envuelve y que llega hasta una distancia de 50 kiloparsecs.[9]
NGC 891, finalmente, forma parte de un grupo de galaxias pequeño -a veces cónocido cómo el grupo NGC 1023-, que incluye entre otras a la galaxia lenticular NGC 1023 y a la galaxia espiral NGC 925.
Curiosidades
Hay bastantes galaxias que son muy bien visibles desde la nuestra, pero que desde NGC 891 son invisibles ó casi en el óptico debido a la desfavorable inclinación de ésta que provocaría que estuvieran muy cercanas al plano galaćtico, en plena zona vacía de ésa galaxia (dónde el polvo interestelar las oscurecería hasta hacerlas indetectables en luz visible). Ejemplos de ellas son la Vía Láctea -que se vería más ó menos cómo se ve desde Andrómeda-, ésta última -que se vería tan de canto cómo nosotros vemos a NGC 891-, y sobre todo el Cúmulo de Virgo, del cual muchas galaxias serían muy difíciles de estudiar
NGC 925 es una galaxia espiral barrada de tipo SAB(s)d que se encuentra en la constelación de Triangulum, 2º al este de γ Trianguli. De magnitud aparente 9,9, su brillo superficial es sólo de 14,2 mag/arcsec2, por lo que para apreciarla es necesario utilizar telescopios bastante grandes. Su distancia es bien conocida gracias al hallazgo de variables cefeidas en ella con ayuda del Telescopio Espacial Hubble.
Estudios de su estructura y formación estelar muestran diversas asimetrías en ella (por ejemplo, tener un brazo bien desarrollado en su parte norte y brazos fragmentarios en su parte sur) y la presencia de formación estelar incluso más allá del disco visible, características más propias de galaxias irregulares que de galaxias espirales, pensándose que ha podido tener una interacción con otra galaxia en el pasado.
NGC 925 es miembro del Grupo de NGC 1023. Fue descubierta por William Herschel en 1784.
El objeto NGC 1275 es un conjunto de dos galaxias, una delante de otra, que se encuentran en la constelación de Perseo. La galaxia que se encuentra en segundo plano es una galaxia elíptica y delante de ella hay una galaxia espiral. Se encuentran a unos 235 millones de años luz de la Tierra.
La galaxia elíptica
La galaxia principal de NGC 1275 es una galaxia gigante difusa, es decir, una galaxia elíptica supermasiva que se encuentra en el centro del Cúmulo de galaxias de Perseo. Es una galaxia Seyfert con núcleo activo: algunos autores han señalado que presenta actividad tipo blazar, similar al de la galaxia BL Lacertae. En cualquier caso, presenta muchas de las características propias de las galaxias activas. Además es una radiofuente conocida como Perseus A. Se cree que tiene un agujero negro supermasivo en su centro, con una masa de 340 millones de masas solares.
NGC 1275 también es extremadamente rica en hidrógeno molecular, con una masa estimada de gas de 13.000 millones de masas solares, algo que es consecuencia del enfriamiento y subsecuente atracción por parte de ésta galaxia del gas caliente que llena el medio intergaláctico de Perseo, el cual se acaba concentrando en el centro de NGC 1275 produciendo la actividad visible en su núcleo y una elevada tasa de formación de estrellas.
La galaxia espiral
La galaxia espiral se encuentra en primer plano respecto a la galaxia gigante difusa, y a veces se denomina con las siglas HVS (del inglés High Velocity System). Se mueve hacia la galaxia elíptica a una velocidad de 3000 km/s, y se piensa que se está fusionando con el Cúmulo de Perseo. Su estructura está siendo desbaratada por la fuerte atracción gravitatoria de la galaxia elíptica, de la cual está separada por al menos 110 kiloparsecs.
NGC 1316 o Fornax A es una galaxia lenticular en la constelación de Fornax a 62 millones de años luz de distancia. Es además una radiogalaxia, la cuarta radiofuente más brillante en 1400 MHz, mostrando cuando es estudiada mediante ondas de radio dos grandes lóbulos de partículas de muy alta energía de 600000 años luz de tamaño cada uno a cada lado de ella.[2] Fue descubierta en 1826 por el astrónomo James Dunlop.
NGC 1316 forma parte del Cúmulo de Fornax, un cúmulo de galaxias en esa constelación, encontrándose en uno de sus extremos. Parece estar interactuando con la galaxia espiral NGC 1317, aunque ésta última parece no ser lo suficientemente grande para explicar las anomalías en la estructura de NGC 1316.
François Schweizer, al final de la década de 1970, observó que NGC 1316 parece una pequeña galaxia elíptica con unas líneas de polvo inusuales incrustadas dentro de un conjunto mayor de estrellas. También apreció un disco compacto de gas cerca del centro que parecía rotar más deprisa que las estrellas. En base a esto, sugirió que NGC 1316 es el producto de la fusión de varias galaxias menores. Estas colisiones pudieron haber alimentado el agujero negro supermasivo del centro galáctico -de una masa estimada en 130-150 millones de masas solares[3] - provocando que la galaxia se convierta en una radiogalaxia.[4]
En base al estudio de unos cúmulos estelares de estrellas rojas en NGC 1316 con el Telescopio Espacial Hubble, se concluye que hubo una gran colisión entre dos galaxias espirales hace unos pocos miles de millones de años que dieron forma a la actual NGC 1316.
NGC 1512 es una galaxia espiral que se encuentra a sólo treinta millones de años luz (aproximadamente 9,197 megaparsecs) de distancia en dirección a la constelación de Horologium. Su extensión es de 70.000 años luz, comparable a la de la Vía Láctea. De magnitud aparente 11,1 puede ser observada con pequeños telescopios.
Imágenes combinadas del telescopio espacial Hubble muestran intensos cúmulos de formación de estrellas en el anillo que rodea NGC 1512.[1] Estos cúmulos o bien están todavía envueltos en las nubes donde se han formado, o bien aparecen claramente brillantes en luz visible. Se piensa que los vientos producidos por estrellas jóvenes y supernovas limpian rápidamente el polvo y el gas, en un proceso que puede durar apenas unos pocos millones de años.
NGC 1566 es una galaxia espiral que se encuentra a unos 50 millones de años luz de distancia en dirección de la constelación austral del Dorado.
Vista de frente desde nuestra perspectiva, la formación estelar se concentra en los brazos espirales. El núcleo, pequeño pero muy luminoso, sugiere que es una galaxia Seyfert. Su espectro indica que el gas caliente cercano al núcleo se mueve a una velocidad anormalmente alta, sugiriendo que podría estar orbitando un agujero negro masivo que se encuentra en el corazón de NGC 1566.
NGC 1672 es una galaxia espiral barrada vista de frente desde nuestra perspectiva, que se encuentra a más de 60 millones de años luz de distancia en la dirección de la constelación austral del Dorado.
Su estructura revela detalles de nubes de estrellas en formación y bandas de polvo interestelar. Se observan cuatro brazos espirales que surgen de los extremos de la barra central. Estos brazos son asimétricos: uno de ellos, el del extremo noreste, es significativamente más brillante que el opuesto. Estos brazos contienen regiones de formación estelar, algunas de ellas pueden llegar a medir 4 arcsec.
NGC 1672 es una galaxia Seyfert,[1] que se caracterizan por tener un núcleo activo que en ocasiones llega a eclipsar el brillo del resto de la galaxia.
NGC 1705 es una galaxia enana irregular en la constelación de Pictor a 17 millones de años luz de distancia de la Tierra.
Imágenes obtenidas con el Telescopio Espacial Hubble permiten ver como estrellas jóvenes, azules y calientes se concentran hacia el centro galáctico, mientras que las más viejas, rojizas y frías se encuentran más diseminadas. Aunque en NGC 1705 se han estado formando estrellas en otras épocas, hace entre 26 y 31 millones de años tuvo lugar un episodio de gran actividad en la formación estelar. Muchas de las jóvenes estrellas del núcleo galáctico nacieron en este período de "estallido estelar".[1]
NGC 1705 está clasificada como una enana irregular por su pequeño tamaño y por carecer de una estructura regular. Actualmente, se cree que galaxias como ésta fueron los primeros sistemas en colapsar y comenzar a formar estrellas en el universo primitivo. Representan los primeros bloques a partir de los cuales se formaron más tarde objetos mucho más masivos como las galaxias espirales y elípticas a través de fusiones e interacciones. El estudio de las estrellas de NGC 1705 y otras galaxias irregulares cercanas ha demostrado que estas galaxias tienen varios miles de millones de años de antigüedad. La propia NGC 1705 podría tener hasta unos 13.500 millones de años.
NGC 2403 es una galaxia espiral intermedia que se encuentra a sólo ocho millones de años luz de distancia en dirección a la constelación de Camelopardalis. Su extensión es de 75.000 años luz y su magnitud aparente 8,9. Se puede ver fácilmente con binoculares de 10 x 50 y fue descubierta por William Herschel en 1788.
En NGC 2403 se pueden observar varias aglomeraciones debido al gran número de regiones H II de formación estelar en sus brazos espirales. Su brazo norte conecta con la nube estelar NGC 2404. Forma parte del Grupo de M81 y de la Nube de Galaxias Coma-Sculptor. De hecho, es una de las galaxias espirales más próximas a la Vía Láctea aparte de las del Grupo Local. Su morfología y características son similares a las de la Galaxia del Triángulo, y es también la primera galaxia fuera del Grupo Local en la que se descubrieron estrellas variables del tipo cefeida.
En base a estudios realizados de las fuentes de rayos X existentes en ésta galaxia, se ha sugerido que ha podido haber experimentado recientemente un brote estelar. Ésto se contradice, sin embargo, con otros estudios que muestran que la tasa de formación estelar de NGC 2403 es 100 veces menor que la de la M83 y 40 veces menor que la de la M51.
Se han observado dos supernovas en la galaxia: SN 1954J y SN 2003dj.
NGC 2683 es una galaxia espiral que se encuentra a unos 25 millones de años luz de distancia en dirección a la constelación del Lince, en el límite con Cáncer. Su magnitud aparente es 10,6. Informalmente se la ha llamado Galaxia UFO (siglas en inglés de unidentified flying object, OVNI) debido a su parecido con un platillo volante.
Con telescopios medianos aparece como una línea de luz tenue, ya que se encuentra casi de lado desde nuestra perspectiva. Con mayor resolución se observa en el centro un núcleo amarillento donde predominan estrellas viejas. Se aleja de nosotros a una velocidad de 410 km/s.
Si bien tradicionalmente se la considera cómo una galaxia normal, una investigación reciente muestra que en realidad es posiblemente una galaxia espiral barrada, con una barra muy difícil de apreciar debido a su gran inclinación.
Es una galaxia muy pobre en hidrógeno, tanto en hidrógeno neutro cómo en hidrógeno molecular, y dada su baja luminosidad en el infrarrojo con una muy baja tasa de formación estelar,
NGC 2683 tiene alrededor de 300 cúmulos globulares -el doble que nuestra galaxia- y es el miembro más brillante del grupo de galaxias de su nombre.
Fue descubierta el 5 de febrero de 1788 por William Herschel.
NGC 2841 es una galaxia espiral situada en la constelación de la Osa Mayor, a una distancia de 46 millones de años luz.
Es considerada uno de los mejores ejemplos de galaxia espiral floculenta, un tipo de galaxias en las que en vez de existir dos o más brazos espirales bien desarrollados, la estructura espiral consiste en multitud de fragmentos de brazos espirales alrededor del núcleo galáctico
La distancia a ésta galaxia ha podido ser hallada gracias al estudio de sus cefeidas mediante el Telescopio Espacial Hubble, y ha permitido calcular sus propiedades físicas, resultando ser una galaxia espiral gigante parecida a Andrómeda (M 31).
NGC 2903 es una galaxia espiral barrada en la constelación de Leo, situada 1,5º al sur de Alterf (λ Leonis), que se encuentra a 20,5 millones de años luz de la Tierra. Es una galaxia brillante de magnitud aparente 9,7 que puede ser observada con pequeños telescopios. Sorprendentemente fue olvidada por Charles Messier al confeccionar su catálogo y fue descubierta en 1784 por William Herschel.
NGC 2903 es una galaxia en varios aspectos similar a la Vía Láctea. Su tamaño es sólo un poco menor que nuestra galaxia, con una extensión de unos 80.000 años luz, y también tiene barra central -bien visible en imágenes tomadas en el infrarrojo-. Pero, a diferencia de la Vía Láctea, tiene jóvenes cúmulos estelares masivos brillantes en vez de los cumulos globulares viejos típicos de nuestra galaxia. De hecho, una brillante nube estelar dentro de NGC 2903, recibe su propio nombre de catálogo como NGC 2905.
La región central de la galaxia muestra una excepcional tasa de actividad en cuanto a formación de estrellas se refiere -concentrada en un anillo alrededor del núcleo, que tiene un diámetro de algo más de 600 parsecs e incluye no sólo un considerable número de estrellas jóvenes y luminosas sino también cierto número de nebulosas de emisión con luminosidades comparables a las de la Nebulosa de la Tarántula de la Gran Nube de Magallanes-, y también es brillante en frecuencias de radio, infrarrojo, ultravioleta y rayos X, lo que ha hecho que NGC 2903 sea considerada una galaxia con brote estelar.
Cómo sucede en otras muchas galaxias de tipo tardío aisladas, el hidrógeno neutro de NGC 2903 se extiende mucho más que el área visible de la galaxia en el óptico, extendiéndose tres veces más que la segunda. Además, tiene al menos tres pequeñas galaxias satélite: una de ellas una galaxia enana esferoidal, y otra a al menos algo más de 60 kiloparsecs de ella -una distancia similar a la de la Pequeña Nube de Magallanes- que parece estar hecha en buena parte de materia oscura, con una masa de 100 millones de veces la del Sol.
NGC 3184 es una galaxia espiral que se encuentra a 25 millones de años luz (aproximadamente 7,66 megaparsecs) de distancia en la constelación de la Osa Mayor. Se localiza a sólo 45 arcmin de Tania Australis (μ Ursae Majoris), prácticamente en el límite con Leo Minor.
NGC 3184 tiene dos regiones H II llamadas NGC 3180 y NGC 3181. Es destacable la abundancia en elementos pesados y la aparición de una supernova (SN 1999gi) que ha tenido lugar recientemente.
La galaxia tiene magnitud visual 9,6, pero es difícil distinguir su estructura a través del telescopio. Su diámetro es de unos 7 arcmin. Fue descubierta el 18 de marzo de 1787 por el astrónomo William Herschel.
NGC 3310 es una galaxia espiral que se encuentra a 42 millones de años luz de distancia en la constelación de la Osa Mayor.
A diferencia de la mayoría de las galaxias que forman nuevas estrellas de una manera no muy rápida, NGC 3310 es una galaxia starbust con una tasa de formación estelar muy alta. Mediante la utilización del Telescopio Espacial Hubble se han observado varios cientos de cúmulos estelares en los brazos espirales, cada uno de ellos con hasta un millón de estrellas.[1] Además, cientos de estrellas individuales jóvenes se encuentran esparcidas por toda la galaxia. Se estima que los cúmulos estelares tienen edades de entre un millón y cien millones de años. Se piensa que hace cien millones de años, una colisión con una galaxia vecina, pudo desencadenar la formación de estrellas.
Esto pone en tela de juicio la idea comúnmente aceptada de que los procesos de formación estelar son episodios breves después de una colisión galáctica, sugiriendo que se pueden prolongar en el tiempo una vez que se han desencadenado.
NGC 3628 es una galaxia espiral que se encuentra a 35 millones de años luz de distancia en dirección a la constelación de Leo. Vista de costado desde nuestra perspectiva, su magnitud aparente es 11,1 y su brillo superficial es 13,5 mag/arcsec2.
Junto con M65 y M66 forma el Triplete de Leo, un pequeño grupo de galaxias. Lo más destacable de NGC 3628 es una espectacular cola que se expande hacia arriba a unos 300.000 años luz de la galaxia propiamente dicha. Conocida como cola de marea, la estructura forma ese dibujo por las mareas galácticas causadas por interacciones pasadas con sus grandes vecinos. Esta cola está compuesta de cúmulos de estrellas jóvenes y azuladas, así como por regiones de formación estelar.
Fue descubierta por William Herschel en 1784.
NGC 3808A es una galaxia espiral interaccionando con la vecina NGC 3808B, también galaxia espiral. Están situadas en la constelación de Leo, siendo el brillo superficial de NGC 3808 13,6. Fueron descubiertas por William Herschel en 1785 y catalogadas en el Atlas Arp de Galaxias Peculiares como Arp 87 por el astrónomo Halton Arp en los años 60. Se encuentran a 300 millones de años luz de la Tierra.
Imágenes obtenidas con el Telescopio Espacial Hubble en 2007 han permitido observar con detalle ambas galaxias. La forma de las galaxias ha sido distorsionada por la interacción gravitacional entre ellas. En la galaxia principal, NGC 3808A vista prácticamente de frente, se observa un brillante anillo de formación estelar y varios prominentes brazos de polvo. Estrellas, gas y polvo fluyen desde esta galaxia hacia su compañera, NGC 3808B. Esta última aparece prácticamente de perfil y está rodeada de un anillo de estrellas y gas interestelar que es perpendicular al disco galáctico, denominado anillo polar.[1]
Las galaxias que interactúan con otras suelen exhibir altas tasas de formación de estrellas. Muchos indicios -color de la luz de las estrellas, intensidad de emisión del gas, emisión en el infrarrojo lejano del gas calentado- apoyan este hecho. Algunas galaxias en proceso de fusión tienen los niveles más altos de formación estelar que se pueden encontrar en el universo cercano.
NGC 3949 es una galaxia espiral que se encuentra a unos 50 millones de años luz de distancia en la constelación de la Osa Mayor.
Esta galaxia es muy similar a la Vía Láctea. Como nuestra propia galaxia, posee un disco azulado de estrellas jóvenes, salpicado de áreas de formación estelar. Por el contrario, la protuberancia central está formada mayoritariamente por estrellas más viejas de color más rojizo.
NGC 3949 forma parte de un gran grupo de galaxias, Grupo de M109, que puede contener más de 50 galaxias. Una supernova de tipo II se ha identificado en esta galaxia: SN 2000db.
Fue descubierta el 5 de febrero de 1788 por el astrónomo William Herschel.
NGC 3982 es una Galaxia espiral barrada de alrededor 67 millones de años luz (al) de distancia, situada en la constelación de la Osa Mayor (Ursa Major). Fue descubierta el 14 de abril de 1789 por William Herschel. Es parte del grupo M109, un grupo galáctico localizado en la constelación de la Osa Mayor, el cual contiene más de 50 galaxias, cuya galaxia más brillante del grupo es la galaxia espiral M109.[1] [2] [3]
Se ha observado una supernova, SN 1998aq en la galaxia.
NGC 4013 es una galaxia espiral, similar a la Vía Láctea, que se encuentra a unos 55 millones de años luz de distancia en la constelación de la Osa Mayor.
Desde nuestra perspectiva NGC 4013 aparece casi perfectamente de canto. Se observa con claridad una banda oscura de polvo y gas, de unos 500 años luz de grosor, que divide el disco de la galaxia en dos. Está formada por nubes interestelares de polvo que absorben la luz de las estrellas que se hallan detrás. Se piensa que estas nubes interestelares son regiones de formación estelar; las estrellas, una vez dispersado el polvo, serán visibles formando cúmulos de estrellas azules.[1]
NGC 4013 fue descubierta el 6 de febrero de 1788 por el astrónomo William Herschel.
NGC 4414 es una galaxia espiral que se encuentra a 62 millones de años luz (19,1 megaparsecs) de distancia en la constelación de Coma Berenices. Su diámetro óptico es de aproximadamente 56.000 años luz. De magnitud aparente 11,0, su brillo superficial es 13,0 mag/arcsec2.
Observación
Imágenes combinadas del telescopio espacial Hubble permiten observar el aspecto algodonoso y hermoso de la galaxia. Las regiones centrales de la galaxia, como sucede típicamente en la mayoría de las espirales, contienen principalmente estrellas viejas, amarillas y rojas. Los brazos espirales exteriores son más azulados, debido a la continua formación de jóvenes estrellas azules, las más brillantes de ellas visibles individualmente con la alta resolución de la cámara del Hubble. Los brazos son también muy ricos en nubes de polvo interestelar, que aparecen como manchas y estrías oscuras que destacan frente a la luz estelar.
NGC 4414 fue fotografiada por el telescopio espacial Hubble como parte del llamado Key Project sobre la escala de distancias extragalácticas. La determinación precisa de la distancia de esta galaxia, junto con mediciones similares de distancia a otras galaxias cercanas, contribuye al conocimiento general de los astrónomos sobre la velocidad de expansión del universo y sobre la edad del mismo.
NGC 4526 es una galaxia lenticular en la constelación de Virgo, 3º10' al suroeste de ρ Virginis. Se encuentra a unos 55 millones de años luz de distancia de la Tierra y forma parte del Cúmulo de Virgo.
En ella se han observado las supernovas SN 1969E y SN 1994D. Esta última, de tipo Ia, se observa claramente en la imagen de la derecha obtenida con el Telescopio Espacial Hubble.
NGC 4555 es una galaxia elíptica en la constelación de Coma Berenices de magnitud aparente 13,1, descubierta por William Herschel en 1785. Es una galaxia de gran tamaño, con un diámetro de 125.000 años luz, y se encuentra aislada, no formando parte de ningún grupo ni cúmulo de galaxias.
La importancia de esta galaxia radica en las observaciones llevadas a cabo por el Observatorio de rayos X Chandra, que muestran que está envuelta en una nube de gas caliente de unos 400.000 años luz de diámetro. La gravedad de las estrellas de la galaxia no es suficiente para retener la nube de gas, siendo necesaria la existencia de un halo con una gran cantidad de materia oscura. La masa de materia oscura necesaria para retener el gas es unas diez veces mayor que la masa total de las estrellas.[1]
Las grandes galaxias elípticas suelen formar parte de agrupaciones galácticas, en donde existe pérdida o ganancia de materia oscura por colisiones, siendo difícil conocer la cantidad de materia oscura que tenían en un principio. Las observaciones llevadas a cabo en NGC 4555 indican que una galaxia aislada posee materia oscura por sí misma.
NGC 4651 es una galaxia espiral situada en la constelación de Coma Berenices visible con telescopios de aficionado. Es un miembro del Cúmulo de Virgo, a alrededor de 52 millones de años luz (16 megaparsecs)) de la Vía Láctea,[1] aunque su distancia sea un tanto controvertida y haya autores que la situén desde a apenas 35 millones de años luz[2] hasta mucho más lejos, a alrededor de 72 millones de años luz.[3]
Es a veces conocida cómo la Galaxia del Paraguas por la estructura con forma de paraguas que se extiende desde su disco hacia el este y que está compuesta por corrientes de estrellas que han sido arrancadas a una galaxia mucho menor que ha sido despedazada por las fuerzas de marea de NGC 4651,[4] [5] lo que ha justificado su inclusión en el Atlas de galaxias peculiares de Halton C. Arp cómo Arp 189 (Galaxia con filamentos). Además, estudios realizados en la longitud de onda del hidrógeno neutro muestran ciertas distorsiones del gas existente en sus regiones exteriores y que, aunque no haya gas asociado a dicha corriente de estrellas, hay una pequeña galaxia situada más allá de la corriente de ésta que sí lo tiene y que puede haber nacido en el evento que dio origen a ésa corriente de estrellas.[6]
NGC 4651, finalmente, al hallarse en las regiones exteriores del cúmulo de Virgo, no sufre la deficiencia en hidrógeno de numerosas galaxias de éste, teniendo una distribución del gas extendiéndose más allá del área ocupada por las estrellas y siendo rica en éste.
NGC 4725 es una galaxia espiral barrada situada en la constelación de Coma Berenices, y fácil de ver con telescopios de aficionado.
Su distancia a la Vía Láctea, en base a estudios realizados de sus cefeidas mediante el Telescopio Espacial Hubble se estima en alrededor de 40 millones de años luz.[2] Ello la sitúa en el grupo de galaxias Coma I.
El rasgo más interesante de ésta galaxia es poseer un único brazo espiral, el cual emerge de un anillo que rodea a su barra central
NGC 4911 es una galaxia espiral perteneciente al Cúmulo de Coma, un cúmulo de galaxias rico situado en la constelación de Coma Berenices, a 320 millones de años luz. Es la segunda galaxia espiral más brillante de dicho cúmulo tras NGC 4921 y está situada no lejos del centro de éste.
NGC 4911 ha sido observada en detalle por el Telescopio Espacial Hubble; dichas observaciones muestran en ella sendas bandas de polvo y regiones de formación estelar, así cómo cúmulos globulares, así cómo anillos de estrellas a su alrededor que se interpretan cómo efecto de la atracción de sus galaxias vecinas al caer hacia el centro del cúmulo, un proceso que eventualmente puede convertirla en una galaxia anémica -al perder su gas debido a la interacción con el gas caliente que llena el medio intergaláctico de Coma- e incluso posteriormente en una galaxia lenticular ó elíptica -al perder estrellas debido a interacciones gravitatorias con otras galaxias de Coma-.
Al igual que NGC 4921, NGC 4911 es deficiente en hidrógeno neutro, el cual no coincide con la posición de la galaxia visible en el óptico, y muestra distorsiones al suroeste que se han atribuido a la interacción con una galaxia vecina.
NGC 5033 es una galaxia espiral situada en la constelación de Canes Venatici, visible con telescopios de aficionado y situada a una distancia de 37 millones de años luz de la Vía Láctea,[2] aunque otras fuentes dan una distancia mayor, del orden de 60 millones de años luz (18,7 megaparsecs).[3]
Ha sido considerada por algunos autores cómo una galaxia un tanto similar a la nuestra, al menos en lo relativo a sus propiedades y tipo morfológico;[4] [5] sin embargo, aunque a diferencia de nuestra galaxia, no sea considerada una galaxia espiral barrada, se ha sugerido que puede tener una pequeña barra en su centro.[6]
NGC 5033 es considerada una galaxia con un núcleo galáctico activo, más concretamente una galaxia Seyfert; investigaciones realizadas de éste núcleo muestran que su posición no coincide con la del centro de la galaxia, sino que está desplazado de éste, lo que se ha sugerido que ha sido causado por la colisión y absorción de otra galaxia.[7] Además, a diferencia de otras galaxias Seyfert cómo M77, no parece haber un brote estelar asociado con ése núcleo activo.[8]
NGC 5033, finalmente, forma una pareja notable con otra galaxia espiral grande cercana, la NGC 5005
NGC 5247 es una galaxia espiral en la constelación de Virgo, ubicada entre 60–70 millones de años luz.
NGC 6240 es una galaxia en la constelación del ofiuco. La galaxia es el remanente del choque entre dos galaxias progenitoras[1] dando origen a una galaxia enorme y con 2 núcleos.
Doble núcleos
Los dos núcleos de esta galaxia tienen un agujero supermasivo, aunque la real existencia de este no ha sido confirmada. Después del choque estas galaxias se ha dado como resultado un fenómeno raro: una galaxia de dos núcleos como la galaxia de las antenas. Esta galaxia por la acción de sus dos núcleos podría desaparecer puesto que al confirmarse la existencia de este agujero negro que no sería uno sino dos, sería un sistema binario compuesto por los dos agujeros negros en la galaxia[2] y posteriormente podría en unos millones de años fusionarse y acabar con la galaxia.
Estrellas frente a la formación de un agujero negro supermasivo
Las fuentes de energía de las URLIGs (Ultraluminous infrared galaxy) galaxias infrarrojas ultraluminosas general ha sido abiertamente debatido. La luz infrarroja de las galaxias es generalmente originado por el polvo en el medio interestelar. Las ULIRGs son notables en que ellas son anormalmente brillantes en el campo infrarrojo. La emisión infrarrojo del polvo en las ULIRGs es sobre un trillón de veces más luminoso que el Sol (que tiene una luminosidad infrarroja de1012 L?). Los astrónomos han especulado que sus intensas regiones de formación estelar o su núcleo galáctico activo (el cual contiene agujeros negros supermasivos) pueden ser responsables del intenso calor en el polvo que produce la emisión, aunque el consenso en general es que ambos pueden estar presentes en la mayoría de las ULIRGs. Estudiar la naturaleza de las ULIRGs ha sido difícil, esto es, porque el polvo en los centros de esas galaxias oscuras es observable en el espectro visible e infrarrojo y porque teóricamente ambos modelos galaxia de las antenas y galaxias de núcleo activo han demostrado que ellas pueden verse similarmente. Debido a que la NGC 6240 es el ejemplo más cercano a las ULIRGs, los astrónomos la han estudiado intensivamente para comprender la fuente de su alimentación.
Observación de Rayos X
Observaciones realizadas por Stefanie Komossa[3] y colaboradores del Observatorio Chandra X-Ray han detectado una muy fuerte emisión de rayos X de ambos núcleos. La intensidad de esta emisión y la presencia de las emisiones de hierro pobremente ionizado o neutral indican que ambos núcleos están activos. Probablemente, estos son los agujeros negros que fueron en los centros de la fusión de dos galaxias. En el transcurso de millones de años, se espera que los dos agujeros negros acerquen y juntos formen un agujero negro supermasivo binario.
NGC 6503 es una galaxia espiral situada en la constelación del Dragón, a una distancia de 5,27 megapársecs (17 millones de años luz) de la Vía Láctea.[2] Es también la galaxia aparentemente más brillante de su constelación.[3]
Es considerada similar a la Galaxia del Triángulo en propiedades (sin embargo, su tasa de formación estelar es bastante modesta), poseyendo un núcleo galáctico activo de tipo LINER, y caracterizándose también por estar relativamente aislada en el espacio y sin ninguna galaxia cerca.[4] [5]
Al igual que sucede en muchas otras galaxias de tipo tardío, el hidrógeno neutro de NGC 6503 ocupa un área mucho más amplia que la galaxia visible en el óptico.
NGC 6744 es una galaxia espiral intermedia que se encuentra a sólo 25 millones de años luz (aproximadamente 7,67 megaparsecs) de distancia en la constelación de Pavo en el hemisferio austral. De magnitud aparente 9,14, es un objeto muy bello de observar con un telescopio de 200 mm; en cambio los binoculares apenas son suficientes para detectar su presencia.
Se considerada una de las más similares a la Vía Láctea de nuestro entorno inmediato. Se observan brazos esponjosos y un núcleo alargado. Al igual que la Vía Láctea, posee una galaxia acompañante distorsionada, similar a una de las Nubes de Magallanes. Se calcula que alberga unos cien millones de estrellas.
Fue descubierta por James Dunlop el 30 de junio de 1826.
NGC 7217 es una galaxia espiral situada en la constelación de Pegaso a una distancia de 41 millones de años luz de la Vía Láctea[2] y visible con telescopios de aficionado.
Se caracteriza por su pobreza en gas, por poseer cierto número de estrellas que rotan alrededor del centro galáctico en sentido inverso al del resto de las demás,[3] [4] y sobre todo por varios anillos concéntricos a su núcleo que se cree pueden haber surgido por una colisión con una galaxia menor,[5] siendo el exterior el más prominente y el que concentra buena parte del gas y la formación estelar en ésta galaxia.[6]
Dentro a su vez del anillo más interno, estudios realizados con ayuda del Telescopio Espacial Hubble muestran una miniespiral central y varios anillos más de estrellas y gas que sugieren que ha habido diversos brotes de formación estelar en la región central de ésta galaxia[7]
NGC 7217, finalmente, tiene lo que parece ser un gran bulbo galáctico que se extiende más allá del disco galáctico y lo envuelve
NGC 7252 es una galaxia lenticular (SB0) localizada en la dirección de la constelación de Acuario. Posee una declinación de -24° 40' 42" y una ascensión recta de 22 horas, 20 minutos y 44,8 segundos.
La galaxia NGC 7252 fue descubierta en 26 de octubre de 1785 por William Herschel. Está a una distancia de cerca de 220 millones de años luz y es el resultado de la colisión de dos galaxias.
NGC 7317 es una galaxia elíptica (E4) localizada en la dirección de la constelación de Pegasus. Posee una declinación de +33° 56' 43" y una ascensión recta de 22 horas, 35 minutos y 51,9 segundos.
A galaxia NGC 7317 fue descubierta en 23 de septiembre de 1876 por Édouard Jean-Marie Stephan.
NGC 7319 es una galaxia espiral barrada perteneciente al Quinteto de Stephan situada en la dirección de la constelación de Pegaso. Posee una magnitud aparente de 13,3, una declinación de +33º 58' 33" y una ascensión recta de 22 horas, 36 minutos y 3,5 segundos.
NGC 7320 es una galaxia espiral (Scd) localizada en la dirección de la constelación de Pegasus. Posee una declinación de +33° 56' 54" y una ascensión recta de 22 horas, 36 minutos y 03,5 segundos.
A galaxia NGC 7320 fue descubierta en 23 de septiembre de 1876 por Édouard Jean-Marie Stephan.
NGC 7331 es una galaxia espiral en la constelación de Pegaso, localizada 9º al noroeste de Scheat (β Pegasi). De magnitud aparente 10,4 puede ser observada con pequeños telescopios. Descubierta por William Herschel en 1784, es una de las galaxias más brillantes que no están incluidas en el catálogo Messier.
Desde nuestra perspectiva, NGC 7331 aparece con una inclinación similar a la Galaxia de Andrómeda (M31). Durante bastante tiempo fue considerada similar a la Vía Láctea, hasta el punto de describirla una gemela de nuestra galaxia, en cuanto a masa, número de estrellas y ritmo de formación estelar. Sin embargo, por un lado la presencia de una barra en el centro de nuestra galaxia ha mostrado que las similitudes no son tales, y por otro lado el estudio de las cefeidas de ésta galaxia mediante el Telescopio Espacial Hubble han mostrado que ésta galaxia se halla a 49 millones de años luz de la Vía Láctea, con lo que es mucho más brillante y masiva que nuestra galaxia, teniendo una magnitud absoluta similar a la de la Galaxia de Andrómeda y una masa estimada en 460000 millones de veces la de nuestro Sol.[3] [4] Imágenes obtenidas en el infrarrojo lejano y en ondas de radio muestran un anillo de polvo de casi 20.000 años luz rodeando la galaxia.[5] En gran medida está formado por hidrocarburos policíclicos aromáticos, que resplandecen cuando reciben la luz de estrellas jóvenes. Por el contrario, en el centro de la galaxia predominan estrellas más viejas. De modo similar a lo que sucede en nuestra galaxia, el hidrógeno molecular de NGC 7331 está concentrado en un anillo con un radio de 3 kilopársecs, habiendo allí cierta actividad de formación estelar.[6] [7]
El bulbo de NGC 7331 también se caracteriza por rotar en sentido contrario al resto de la galaxia,[8] existiendo cierta evidencia de la presencia de un agujero negro supermasivo (500 millones de masas solares) en su centro,[9] y finalmente NGC 7331 también muestra evidencias de haber sufrido un brote estelar en el pasado.[10]
Sólo una supernova (SN 1959D, de tipo IIL) ha sido identificada en NGC 7331.
NGC 7814 es una galaxia espiral localizada en la constelación de Pegaso.
La Galaxia Remolino (también conocida como Objeto Messier 51, Messier 51, M51 o NGC 5194 o Galaxia Torbellino) es una clásica galaxia espiral localizada en la constelación Canes Venatici (perro cazador). Fue descubierta por Charles Messier el 13 de octubre de 1773. Es una de las galaxias espirales más conocidas del firmamento.
Información general
La Galaxia Remolino es una de las más brillantes galaxias del firmamento, visible con unos simples prismáticos. La estructura de galaxia en espiral fue observada por primera vez en esta galaxia, que es el miembro dominante del grupo de galaxias M51.
Su galaxia acompañante, NGC 5195, fue descubierta en 1781 por Pierre Méchain. Algunas veces el término M51 se usa para referirse a este par de galaxias, en cuyo caso las galaxias individuales deben ser denominadas M51A (NGC 5194) y M51B (NGC 5195). Esta galaxia se encuentra a menos de 37 millones de años luz de la Tierra, aunque algunas mediciones rebajan esta cifra a sólo 15 millones de años luz.
El 27 de junio de 2005, Wolfgang Kloehr, un astrónomo alemán, descubrió una supernova de tipo II en esta galaxia. Llamada SN2005cs llegando a tener una magnitud de 13,5.
Sextans A es el nombre de una galaxia enana irregular en la constelación de Sextans. De magnitud aparente 11,9 es una galaxia de baja luminosidad superficial, es decir, emite menos luz por unidad de área que una galaxia normal. Con un diámetro de unos 5000 años luz, se encuentra a 4,3 millones de años luz de distancia.
Sextans A es una de las galaxias más distantes del Grupo Local, formando parte de un subgrupo lamado Grupo de NGC 3109. Cerca de los límites del Grupo Local, es posible que no se halle ligada gravitacionalmente al mismo.
Sextans A se caracteriza por su peculiar forma cuadrada. Se piensa que hace 100 millones de años algo inició una onda de formación estelar en el centro de Sextans A. Estrellas masivas y de corta vida explotaron como supernovas, lo que a su vez generó la formación de nuevas estrellas y de nuevas supernovas, finalmente dando lugar a una "nube" en expansión, que desde nuestra perspectiva tiene forma aproximadamente cuadrada.[1]
Fue descubierta en 1942 por Fritz Zwicky.
NGC 3370 o Galaxia Silverado es una galaxia espiral que se encuentra a 98 millones de años luz en dirección a la constelación de Leo. Su magnitud aparente es 12,3. Probablemente fue descubierta por William Herschel en 1784.
De tamaño y masa similar a la Vía Láctea, NGC 3370 presenta una compleja estructura de brazos espirales, salpicada por áreas calientes donde se forman nuevas estrellas.[1] En su centro hay líneas de polvo y el núcleo no está definido claramente.
En noviembre de 1994, la luz de una supernova en NGC 3370 llegó a la Tierra, eclipsando al resto de las estrellas de la galaxia. Aunque las supernovas son comunes, con una explosión cada pocos segundos en algún lugar del universo, ésta fue especial. Bautizada como SN 1994ae, esta supernova fue una de las más cercanas y mejor observadas desde la llegada de los detectores digitales modernos. Además la supernova fue del Tipo Ia, la mejor herramienta que tienen los astrónomos para cartografiar la velocidad de crecimiento del universo en expansión.
Recientemente, los astrónomos han comparado las supernovas Tipo Ia cercanas con otras más distantes del mismo tipo, determinando que actualmente el universo está acelerando su expansión y que parece contener una misteriosa "energía oscura".
La Gran Nube de Magallanes (abreviada como LMC, del inglés Large Magellanic Cloud) es una galaxia enana, satélite de la Vía Láctea y miembro del Grupo Local. Se encuentra a unos 160.000 años luz (unos 50.000 pársecs) de distancia, siendo la tercera galaxia más próxima a la Vía Láctea después de la galaxia Enana del Can Mayor y la galaxia Enana Elíptica de Sagitario (SagDEG). Es visible a simple vista como un débil objeto en el hemisferio austral terrestre situado entre las constelaciones de Dorado y Mensa. Forma una de las llamada Nubes de Magallanes del hemisfero sur junto a la galaxia enana NGC 292.
Historia
La peculiar posición de la Gran Nube de Magallanes, exactamente en dirección al polo sur de la eclíptica, hace que desde latitudes mediterráneas no sea visible en ninguna época, por lo que permaneció desconocida en la Antigüedad clásica.
La primera mención de la Gran Nube de Magallanes aparece en el Libro de las Estrellas Fijas, texto escrito por el astrónomo persa Abd Al-Rahman Al Sufi en torno al año 964.[2] [3] Se la menciona como Al Bakr, el Buey Blanco de los árabes del sur, ya que la Gran Nube de Magallanes es visible desde el sur de Arabia.
La siguiente observación registrada fue hecha en 1503-1504 por Amerigo Vespucci en una carta sobre su tercer viaje.[4]
Fernando de Magallanes, en su viaje de circunnavegación alrededor de la Tierra, fue el primero en poner en conocimiento de occidente la existencia de esta galaxia, que hoy lleva su nombre.[3]
El primero en estudiar detalladamente la Gran Nube de Magallanes fue John Herschel, quien se estableció en Ciudad del Cabo entre 1834 y 1838, analizando 278 objetos diversos comprendidos dentro de ella.[5]
Hasta el descubrimiento de la galaxia Enana Elíptica de Sagitario en 1994, la Gran Nube de Magallanes era considerada la galaxia más cercana a la Vía Láctea. Con el descubrimiento en 2003 de la galaxia Enana del Can Mayor, el título de galaxia más cercana recayó sobre ésta última.
Morfología
La Gran Nube de Magallanes está clasificada, de acuerdo a la base de datos de objetos extragalácticos de la NASA, de tipo SB (s) m, una galaxia espiral barrada (SB) sin estructura de anillo (s) de forma no-regular y sin bulbo (m).[1] El aspecto irregular de la galaxia es probablemente el resultado de interacciones tanto con la Vía Láctea como con la Pequeña Nube de Magallanes.
Durante mucho tiempo se consideró que la Nube de Magallanes era una galaxia plana, como las galaxias espirales y que podía asumirse que se hallaba a una única distancia de nosotros. Sin embargo, en 1986, Caldwell and Coulson[6] encontraron que las cefeidas en el área noreste de la Gran Nube se encontraban más cerca de la Vía Láctea que las cefeidas en el área suroeste. Más recientemente, esta geometría inclinada ha sido confirmada por observaciones de cefeidas[7] y gigantes rojas en la etapa de fusión de helio.[8] Estos trabajos sugieren que la Gran Nube de Magallanes tiene una inclinación de ~35º, considerando que 0º corresponde a una galaxia cuyo plano es perpendicular a nosotros.
Objetos principales
La Gran Nube de Magallanes contiene unos 10.000 millones de estrellas y tiene un diámetro de aproximadamente 35.000 años luz. Su masa es unas 10.000 millones de veces la masa solar, una décima parte de la masa de la Vía Láctea. Como gran parte de las galaxias irregulares, la Gran Nube es muy rica en gas y polvo, y actualmente atraviesa una fase de gran actividad en cuanto a formación estelar. Los diversos estudios han encontrado cerca de 60 cúmulos globulares -algo menos de la mitad que en la Vía Láctea-, 400 nebulosas planetarias y 700 cúmulos abiertos, así como cientos de miles de estrellas gigantes y supergigantes, dentro de la Gran Nube de Magallanes.[9]
La Gran Nube de Magallanes es rica en objetos y fenómenos celestes de todo tipo, siendo el ejemplo más evidente la Nebulosa de la Tarántula (30 Doradus, NGC 2070), la mayor región de formación estelar de todo el Grupo Local. En su interior se encuentran dos cúmulos abiertos, R136a y Hodge 301, responsables de la iluminación de la nebulosa. En su periferia se observó la supernova SN 1987A: el objeto que luego explotó era una supergigante azul supermasiva (Sanduleak -69° 202a). Esta supernova ha sido la más cercana observada a lo largo del siglo XX.
Otras nebulosas notables son NGC 1748 y NGC 2080, ésta última situada 30 minutos de arco al sur de la Nebulosa de la Tarántula y conocida como Nebulosa Cabeza de Fantasma. Ambas son intensos núcleos de formación estelar. N44C es otra nebulosa de notable extensión situada 2º al norte del centro de la galaxia. DEM L 106 es una región H II que contiene la nebulosa N30B.
Entre los cúmulos abiertos cabe destacar NGC 1850 y NGC 1872; entre los cúmulos globulares, NGC 1818 es uno de los cúmulos más jóvenes que se conocen, con una edad de sólo 40 millones de años.
La estrella más luminosa de la galaxia es S Doradus, variable azul luminosa cuya magnitud absoluta puede llegar a alcanzar -10. WOH G64 es una supergigante roja con un diámetro estimado 2000 veces mayor que el del Sol. Recientemente se han observado otras dos estrellas hipergigantes en el interior de la galaxia, R 66 y R 126, de tipo espectral O.
La Vía Láctea es una galaxia espiral en la que se encuentra el Sistema Solar y, por ende, la Tierra. Según las observaciones, posee una masa de 10.12 masas solares y es una espiral barrada; con un diámetro medio de unos 100.000 años luz, se calcula que contiene entre 200 mil millones y 400 mil millones de estrellas. La distancia desde el Sol hasta el centro de la galaxia es de alrededor de 27.700 años luz (8,5 kpc, es decir, el 55 por ciento del radio total galáctico). La Vía Láctea forma parte de un conjunto de unas cuarenta galaxias llamado Grupo Local, y es la segunda más grande y brillante tras la Galaxia de Andrómeda (aunque puede ser la más masiva, al mostrar un estudio reciente que nuestra galaxia es un 50% más masiva de lo que se creía anteriormente.[2] ).
El nombre Vía Láctea proviene de la mitología griega y en latín significa camino de leche. Ésa es, en efecto, la apariencia de la banda de luz que rodea el firmamento, y así lo afirma la mitología griega, explicando que se trata de leche derramada del pecho de la diosa Hera. Sin embargo, ya en la Antigua Grecia un astrónomo sugirió que aquel haz blanco en el cielo era en realidad un conglomerado de muchísimas estrellas. Se trata de Demócrito (460 a. C. - 370 a. C.), quien sostuvo que dichas estrellas eran demasiado tenues individualmente para ser reconocidas a simple vista. Su idea, no obstante, no halló respaldo, y tan sólo hacia el año 1609 de la era común, el astrónomo Galileo Galilei haría uso del telescopio para observar el cielo y constatar que Demócrito estaba en lo cierto, ya que adondequiera que mirase, aquél se encontraba lleno de estrellas.
Partes
La galaxia se divide en tres partes bien diferenciadas:
* halo
o halo exterior
o halo interior
* disco
o disco delgado
o disco grueso
o disco extremo
* bulbo
Halo
El halo es una estructura esferoidal que envuelve la galaxia. En el halo la concentración de estrellas es muy baja y apenas tiene nubes de gas, por lo que carece de regiones con formación estelar. En cambio, es en el halo donde se encuentran la mayor parte de los cúmulos globulares. Estas formaciones antiguas son reliquias de la formación galáctica. Estas agrupaciones de estrellas se debieron formar cuando la galaxia era aún una gran nube de gas que colapsaba y se iba aplanando cada vez más. Otra característica del halo es la presencia de gran cantidad de materia oscura. Su existencia se dedujo a partir de anomalías en la rotación galáctica. Los objetos contenidos en el halo rotan con una componente perpendicular al plano muy fuerte, cruzando en muchos casos el disco galáctico. De hecho, es posible encontrar estrellas u otros cuerpos del halo en el disco. Su procedencia se delata cuando se analiza su velocidad y trayectoria, así como su metalicidad. Y es que los cuerpos del halo presentan una componente perpendicular al plano muy acusada, además del hecho de que se trata de cuerpos que se formaron antes que los del disco. Sus órbitas los llevan, pues, a cruzar periódicamente el disco. También es muy probable que una estrella de población II (pobre en metales) pertenezca al halo, pues éstas son más antiguas que las de población I (ricas en metales) y el halo, como ya se ha dicho, es una estructura antigua.
La masa en estrellas de éste componente es muy baja, de alrededor de 1.000 millones de masas solares; una gran parte de la masa del halo galáctico está en la forma de materia oscura[3
Disco
El disco se compone principalmente de estrellas jóvenes de población I. Es la parte de la galaxia que más gas contiene y es en él donde aún se dan procesos de formación estelar. Lo más característico del disco son los brazos espirales, que son ocho: dos brazos principales Escudo-Centauro y Perseo, así como dos secundarios -Sagitario y Escuadra- (en vez de cuatro brazos similares entre sí, como se pensaba antes).[4] Nuestro Sistema Solar se encuentra en el brazo Orión o Local, que forma parte del brazo espiral de Sagitario, de allí su nombre de "Local". Estas formaciones son regiones densas donde se compacta el gas y se da la formación de estrellas. Los brazos son, en realidad, ondas de densidad que se desplazan independientemente de las estrellas contenidas en la galaxia. El brillo de los brazos es mayor que el resto de las zonas, porque es allí donde se encuentran los gigantes azules (estrellas de tipo O, B), que son las únicas que pueden ionizar grandes extensiones de gas. Estas estrellas de corta vida nacen y mueren en el brazo espiral, convirtiéndose así en excelentes marcadores de su posición. Otros trazadores de los brazos espirales son las regiones HII (nubes de hidrógeno ionizado), originadas precisamente por esos gigantes azules. Estas nubes vuelven a emitir, en el rango de la luz visible, la energía captada en el ultravioleta o en otras frecuencias más cortas. Son altamente energéticas, pues han sido ionizadas por las potentes gigantes azules, que barren extensas áreas con sus vientos estelares.
Las estrellas de vida más larga como el Sol ya no sirven como marcadores, ya que tienen tiempo a lo largo de su vida de entrar y salir repetidas veces en los diferentes brazos espirales de la galaxia. Estas estrellas podrán encontrarse también fuera de los brazos.
Así como la galaxia se compone de dos partes según su grosor, halo y disco, el disco también: disco delgado y disco grueso. Se cree que el disco grueso es el remanente de un segundo proceso de colapso y aplanamiento de la galaxia. Del mismo modo que el halo es el remanente del colapso inicial, el disco grueso lo sería de una segunda fase de colapso.
El disco está unido al bulbo galáctico por una barra de radio 3,9 kiloparsecs,[5] , en cuyo interior a su vez puede existir una barra menor (algo que ocurre en bastantes otras galaxias espirales barradas).[6]
La barra mayor está ceñida a su vez por un anillo de radio 5 kiloparsecs, que concentra, además de una gran cantidad del hidrógeno molecular de la galaxia, una gran actividad de formación estelar. Dicho anillo es la estructura más notable de nuestra galaxia, y visto desde otras galaxias exteriores sería su zona más prominente.[7] De este anillo emergen los brazos espirales.
Se cree que posiblemente nuestra galaxia tiene entre 4 mil millones y 8 mil millones de masas solares de hidrógeno neutro, además de la mitad de ésa masa en la forma de hidrógeno molecular. Mientras que el primero llega más allá del espacio ocupado por las estrellas -pero la región central apenas tiene gas en ésa forma-, gran parte del segundo está concentrado en el anillo mencionado antes, y -excepto en la región más interna de la Vía Láctea- la densidad de hidrógeno molecular en la región central de la galaxia también es baja.[8]
Inicialmente se pensó que la tasa de formación estelar de nuestra galaxia sería de hasta cinco masas solares por año; sin embargo, estudios más recientes realizados con ayuda del telescopio de infrarrojos Spitzer sugieren una mucho menor, de apenas 1 masa solar por año[9]
Estudios recientes muestran que nuestra galaxia es atípica por no haber sufrido en los últimos 10 mil millones de años ninguna fusión importante con otra, en base a sus bajos momento angular, metalicidad, tamaño, y número de estrellas, habiendo formado estrellas de manera bastante constante y tenido una evolución tranquila, a diferencia de lo que ha sucedido con numerosas otras galaxias espirales cómo Andrómeda, las cuales han adquirido su tamaño y masa actuales debido a la absorción de numerosas galaxias menores. Ello también implica que una colisión entre dos galaxias espirales no tiene porqué crear siempre una galaxia elíptica, sino que puede dar lugar a una galaxia espiral mayor.[10] [11]
Ésta parte de la Vía Láctea tiene una masa de 60.000 millones de masas solares en forma de estrellas y una luminosidad de entre 15.000 y 20.000 millones de veces la del Sol[12]
Bulbo
El bulbo o núcleo galáctico se sitúa en el centro. Es la zona de la galaxia con mayor densidad de estrellas. Sin embargo, a nivel local se pueden encontrar algunos cúmulos globulares con densidades superiores. El bulbo tiene una forma esferoidal achatada y gira como un sólido rígido. También al parecer, en nuestro centro galáctico, hay un gran agujero negro de unas 2,6 millones de masas solares que los astrónomos denominaron Sagittarius A, o Sagitario A*. Su detección fue posible a partir de la observación de un grupo de estrellas que giraban en torno a un punto oscuro a más de 1.500 km/s.
Investigaciones muy recientes sugieren que nuestra galaxia carece de un bulbo central cómo el que tiene la Galaxia de Andrómeda (o si existe es muy pequeño), formado a partir de la colisión y fusión de galaxias preexistentes, y en su lugar tiene un pseudobulbo, consecuencia de la formación de una barra en su centro, lo que la hace similar a NGC 4565[13]
La masa concentrada en estrellas de éste componente se estima en 20.000 millones de masas solares, y su luminosidad en 5.000 millones de veces la del Sol[14
Galaxias satélite
Además de los al menos 150 cúmulos globulares conocidos,[15] nuestra galaxia cuenta con cierto número de galaxias satélite. Las dos mayores con diferencia son las Nubes de Magallanes, y el resto son galaxias elípticas enanas mucho menores, aunque recientemente se ha sugerido que las perturbaciones observadas en el gas situado en la periferia de la Vía Láctea pueden estar causadas por la gravedad de una galaxia de masa similar a la de la Gran Nube de Magallanes e invisible desde nuestra posición en la galaxia.[16]
Algunas de las galaxias compañeras -cómo por ejemplo la Galaxia Elíptica Enana de Sagitario- están tan cerca a ella que están siendo despedazadas y absorbidas por nuestra galaxia.
Las Galaxias Antennae o Antena son dos galaxias interactuando en la constelación de Corvus. Fueron descubiertas en 1785 por William Herschel.
Las galaxias Antennae (NGC 4038 y NGC 4039; Arp 244 en el Atlas de galaxias peculiares de Halton C. Arp) forman parte del Grupo de NGC 4038 junto con otras cinco galaxias. Están experimentando una colisión galáctica y reciben el nombre de Antennae o Antena por las largas líneas de estrellas, gas y polvo que son resultado de la colisión, y que recuerdan las antenas de un insecto. Los núcleos de ambas galaxias se están uniendo para formar una supergalaxia, probablemente una galaxia elíptica mientras que las colas acabarán por romperse e independizarse formando galaxias satélite menores.
Las dos galaxias espirales empezaron a unirse hace unos cientos de millones de años -calculándose que se han producido dos brotes estelares en ellas: uno hace 600 millones de años, y otro el actual- por lo que las galaxias Antennae son el ejemplo más cercano y más temprano de dos galaxias en interacción. Casi la mitad de los objetos en las Antennae son jóvenes cúmulos estelares (no pocos super cúmulos estelares), incluyendo algunos ocultos por el polvo interestelar y sólo detectables en infrarrojo, resultado de esta colisión. Los núcleos, de color más brillante a ambos lados del centro, están formados principalmente por estrellas más viejas y están atravesados por filamentos de oscuro polvo interestelar de color pardo.[1] Las zonas de formación estelar, rodeadas de resplandeciente gas hidrógeno, están representadas en la imagen en color rosa.
Las Antennae son muy ricas en gas, con una masa total estimada en 1,9*1010 masas solares (1,5*1010 masas solares de hidrógeno molecular y 4*109 masas solares de hidrógeno neutro); aun así, se piensa que el brote estelar que está teniendo ahora lugar en ellas es relativamente modesto y que el más potente tendrá lugar en el futuro, cuando las dos galaxias acaben por fusionarse completamente, concentrándose todo el gas en un área muy pequeña, disparándose la formación estelar, y convirtiéndolas en una Galaxia Infrarroja Ultraluminosa
En 2004 se observó una supernova, SN 2004gt, en NGC 4038. Otra supernova (la SN 2007sr) aparecida en 2007 ha permitido recalcular la distancia a la que se halla el par, obteniéndose una de 22,3±2,8 megapársecs (alrededor de 70 millones de años luz), la pensada originalmente y muy superior a las que se ha obtenido mediante el estudio de las gigantes rojas más brillantes (alrededor de 43 millones de años luz).
Una galaxia es un sistema masivo de estrellas, nubes de gas, planetas, polvo, y quizá materia oscura, y energía oscura, unidos gravitacionalmente. La cantidad de estrellas que forman una galaxia es variable, desde las enanas, con 107, hasta las gigantes, con 1012 estrellas (según datos de la NASA del último trimestre del 2009). Formando parte de una galaxia existen subestructuras como las nebulosas, los cúmulos estelares y los sistemas estelares múltiples.
Históricamente, las galaxias han sido clasificadas de acuerdo a su forma aparente (morfología visual, como se le suele nombrar). Una forma común es la de galaxia elíptica, que, como lo indica su nombre, tiene el perfil luminoso de una elipse. Las galaxias espirales tienen forma circular pero con estructura de brazos curvos envueltos en polvo. Galaxias con formas irregulares o inusuales se llaman galaxias irregulares, y son, típicamente, el resultado de perturbaciones provocadas por la atracción gravitacional de galaxias vecinas. Estas interacciones entre galaxias vecinas (que pueden provocar la fusión de galaxias) pueden inducir el intenso nacimiento de estrellas. Finalmente tenemos las galaxias pequeñas que carecen de una estructura coherente y a las que también se les llama galaxias irregulares.
Se estima que existen más de cien mil millones (1011) de galaxias en el universo observable. La mayoría de las galaxias tienen un diámetro entre cien y cien mil parsecs y están usualmente separadas por distancias del orden de un millón de parsecs. El espacio intergaláctico está compuesto por un tenue gas, cuya densidad media no supera un átomo por metro cúbico. La mayoría de las galaxias están dispuestas en una jerarquía de agregados, llamados cúmulos, que a su vez pueden formar agregados más grandes, llamados supercúmulos. Estas estructuras mayores están dispuestas en hojas o en filamentos rodeados de inmensas zonas de vacío en el universo.
Se especula que la materia oscura constituye el 90% de la masa en la mayoría de las galaxias. La naturaleza de este componente no está demostrado que verdaderamente existe, ya que teoricamente es una materia extraña que no se puede encontrar nada más que en el universo.
Historia
En 1610, Galileo Galilei usó un telescopio para estudiar la cinta lechosa en el cielo nocturno, llamada Vía Láctea, y descubrió que está compuesta por una inmensa cantidad de pequeñas estrellas. En el año 1755, Immanuel Kant teorizó sobre la estructura y las agrupaciones de estrellas en el tratado Historia general de la naturaleza y teoría del cielo, basado en un trabajo previo de Thomas Wright. Kant afirmaba que la Vía Láctea era un sistema formado por miles de sistemas solares como el nuestro, agrupados en una estructura de orden superior, de características similares a las de los sistemas planetarios: sensiblemente plana, de forma elíptica, en movimiento de rotación alrededor de un centro y regidas por la misma mecánica celeste. También supuso que, por el punto de vista desde el que observamos la Vía Láctea y por la densidad de estrellas visibles que agrupa, nuestro sol se encuentra en su mismo plano y forma parte de ella.[1] Desde un planteamiento completamente teórico, Kant afirmó que era lógico suponer la existencia de otros planetas y satélites orbitando alrededor de otras estrellas, y que debían existir otras Vías Lácteas separadas a distancias de un orden de magnitud comparable a su vasto tamaño. Según su razonamiento, estas galaxias, o universos isla, teóricas serían visibles desde la Tierra como nubes ovaladas de luz tenue, sin que fuera posible distinguir las estrellas individuales dentro de ellas. Kant las identifica con ciertos tipos de nebulosas, que Pierre Louis Maupertuis describió como pequeños lugares cuya luz es sólo un poco mayor que la oscuridad del espacio celestial, todas ellas con el aspecto de elipses más o menos abiertas, pero cuya luz es mucho más débil que cualquier otra que conozcamos en el cielo.[2
Hacia el final del siglo XVIII, las galaxias no habían sido descubiertas. Charles Messier compiló un catálogo (Catálogo Messier) que contenía 103 objetos astronómicos que él denominó "Nebulosas y Cúmulos de Estrellas", seguido más tarde por el catálogo elaborado por William Herschel, con hasta 2.514 nuevos "objetos de espacio profundo". En 1845, Lord Rosse construyó un nuevo telescopio y éste le permitió distinguir las "nebulosas" elípticas de las circulares. Este telescopio permite ver de manera parcial para poder distinguir en algunas de estas "nebulosas" fuentes puntuales individuales de luz, confirmando de manera parcial las anteriores conjeturas de Kant.
En 1917, Hebert Curtis había observado la nova S Andromedae, en la "nebulosa" de Messier M31. Buscando en los registros fotográficos, encontró otras 11 novas y observó que, en promedio, estas novas eran 10 órdenes de magnitud más débiles que las ocurridas en nuestra galaxia. Como resultado de esta observación pudo predecir que dichas novas se debían encontrar a una distancia de 150.000 parsecs. Hebert se convirtió en un célebre defensor de la hipótesis de "universos isla", que sostenía que las "nebulosas espirales" eran realmente galaxias independientes.
En 1920 ocurrió el Gran Debate entre Harlow Shapley y Heber Curtis, en torno a la naturaleza de nuestra galaxia, las "nebulosas espirales" y la dimensión del universo. Para defender la afirmación de que M31 era una galaxia externa, Curtis argumentaba que las líneas obscuras observadas en dicha "nebulosa" eran similares a las nubes de polvo que se observan en la nuestra, Vol. 5 (1925). Usar un nuevo telescopio le permitió a Edwin Hubble resolver las partes exteriores de algunas "nebulosas espirales" como colecciones de estrellas individuales. Más aún, Hubble pudo identificar en esas estrellas algunas variables cefeidas y éstas le permitieron estimar la distancia a dichas "nebulosas": estaban demasiado alejadas para ser parte de la Vía Láctea. En 1936, Hubble organizó un sistema de clasificación de galaxias, que todavía es usado en nuestros días: la Secuencia de Hubble.
El primer intento de describir la forma que tiene la Vía Láctea fue llevado a cabo por William Herschel en 1785, contando cuidadosamente el número de estrellas en distintas regiones del cielo. En 1920 Kapteyn, usando un refinamiento de la técnica empleada por Herschel, sugirió la imagen de una pequeña galaxia elipsoidal (15 kiloparsecs de diámetro), con el Sol cerca del centro. Con un método diferente, basado en la distribución de cúmulos globulares, realizado por Harlow Shapley, emergió una imagen radicalmente distinta: un disco plano con un diámetro aproximado de 70 kiloparsecs y con un Sol alejado de su centro. Ninguno de los dos análisis tomó en cuenta la absorción de la luz y el polvo interestelar presentes en el plano galáctico. Robert Julius Trumpler tomó en cuenta estos efectos en 1930, estudiando cúmulos abiertos y produciendo la imagen que actualmente se acepta de nuestra galaxia: la Vía Láctea es una galaxia espiral con un diámetro aproximado de 30 kiloparsecs.
En 1944 Hendrick van de Hulst predijo que, debido a la presencia de hidrógeno interestelar, podría detectarse la emisión de microondas de 21 cm de longitud por parte de este gas. Esta radiación, detectada en 1951, ha permitido realizar mejoras en el estudio de la dinámica de galaxias, en tanto que no es bloqueada por la presencia de polvo. El efecto Doppler puede usarse para estudiar el movimiento de este gas en la galaxia. Con la mejora de los radio telescopios se han podido trazar nubes de Tgas de hidrógeno en otras galaxias.
En 1970, Vera Rubin hizo un estudio sobre la velocidad de rotación de las galaxias. El resultado de éste y otros estudios es que la masa conjunta de las estrellas, polvo y gases detectados en una galaxia es insuficiente para sostener la velocidad de rotación la misma. Para explicar esta discrepancia se ha postulado la existencia de materia obscura, inobservable, pero cuya masa contribuya con la gravedad necesaria para mantener las velocidades de rotación observadas.
A partir de 1990, con el telescopio espacial Hubble y otros telescopios espaciales, que cuentan con cámaras sensibles al infrarrojo, ultravioleta, rayos X y rayos gamma, el estudio de galaxias ha mejorado sustancialmente.
Nuestra galaxia, la Vía Láctea, pertenece a un Grupo Local de unas cuarenta y seis galaxias dominadas por la Vía Láctea y la Galaxia de Andrómeda. Este cúmulo se encuentra en el límite de un súper conglomerado, que comprende casi cinco mil galaxias. El súper cúmulo, a su vez, pertenece a otra enorme concentración de galaxias reunidas en masas compactas.
Tipos de galaxias
Las galaxias tienen tres configuraciones distintas: elípticas, espirales e irregulares. Una descripción algo más detallada, basada en su apariencia, es la provista por la secuencia de Hubble, propuesta en el año 1936. Este esquema, que sólo descansa en la apariencia visual, no toma en cuenta otros aspectos, tales como la tasa de formación de estrellas o la actividad del núcleo galáctico.
Galaxias elípticas
(E0-7): Galaxia con forma de elipse. Pueden ser nombradas desde E0 hasta E7, donde el número significa cuán ovalada es la elipse; así, E0 sería una forma de esfera y E7 de plato o disco. También se puede decir que el número indica su excentricidad multiplicada por 10.
Su apariencia muestra escasa estructura y, típicamente, tienen relativamente poca materia interestelar. En consecuencia, estas galaxias también tienen un escaso número de cúmulos abiertos, y la tasa de formación de estrellas es baja. Por el contrario, estas galaxias están dominadas por estrellas viejas, de larga evolución, que orbitan en torno al núcleo en direcciones aleatorias. En este sentido, tienen cierto parecido a los cúmulos globulares.
Las galaxias más grandes son gigantes elípticas. Se cree que la mayoría de las galaxias elípticas son el resultado de la coalición y fusión de galaxias. Éstas pueden alcanzar tamaños enormes y con frecuencia se las encuentra en conglomerados mayores de galaxias, cerca del núcleo.
Galaxias espirales
Las galaxias espirales son discos rotantes de estrellas y materia interestelar, con una protuberancia central compuesta principalmente por estrellas más viejas. A partir de esta protuberancia se extienden unos brazos en forma espiral, de brillo variable.
* (Sa-c): Galaxia de forma espiral con brazos de formación estelar. Las letras minúsculas indican cuán sueltos se encuentran los brazos, siendo "a" los brazos más apretados y "c" los más dispersos.
* Galaxias lenticulares (SO): Forma de galaxia espiral sin brazos. E8 también se menciona como perteneciente a este tipo.
* Galaxias espirales barradas (SBa-c): Galaxia espiral con una banda central de estrellas. Las letras minúsculas tienen la misma interpretación que las galaxias espirales.
* Galaxias Espirales Intermedias (SABa-c): Una galaxia que, de acuerdo a su forma, se clasifica entre una galaxia espiral barrada y una galaxia espiral sin barra..
Galaxias irregulares
Una galaxia irregular es una galaxia que no encaja en ninguna clasificación de galaxias de la secuencia de Hubble. Son galaxias sin forma espiral ni elíptica.
Hay dos tipos de galaxias irregulares. Una galaxia Irr-I (Irr I) es una galaxia irregular que muestra alguna estructura pero no lo suficiente para encuadrarla claramente en la clasificación de las secuencia de Hubble. Una galaxia Irr-II (Irr II) es una galaxia irregular que no muestra ninguna estructura que pueda encuadrarla en la secuencia de Hubble.
Las galaxias enanas irregulares suelen etiquetarse como dI. Algunas galaxias irregulares son pequeñas galaxias espirales distorsionadas por la gravedad de un vecino mucho mayor.
Apenas un 5% de las galaxias brillantes reciben el nombre de galaxia irregular.
NGC 300 es una galaxia espiral localizada en la constelación de Sculptor. Se encuentra a aproximadamente 7 millones de años luz de distancia, formando parte del grupo de Sculptor.[2
Descripción física
Es una galaxia espiral de tipo (SAd), tiene un núcleo pequeño y extremadamente brillante. Similar en apariencia a M33.
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