La vida de las galaxias y la historia de su estudio

2024 Autor: Seth Attwood | [email protected]. Última modificación: 2023-12-16 16:02

La historia del estudio de planetas y estrellas se mide en milenios, el Sol, cometas, asteroides y meteoritos, en siglos. Pero las galaxias, esparcidas por todo el Universo, cúmulos de estrellas, gas cósmico y partículas de polvo, no se convirtieron en objeto de investigación científica hasta la década de 1920.

Se han observado galaxias desde tiempos inmemoriales. Una persona con vista aguda puede distinguir puntos de luz en el cielo nocturno, similares a gotas de leche. En el siglo X, el astrónomo persa Abd-al-Raman al-Sufi mencionó en su Libro de estrellas fijas dos puntos similares, ahora conocidos como la Gran Nube de Magallanes y la galaxia M31, también conocida como Andrómeda.

Con la llegada de los telescopios, los astrónomos han observado cada vez más de estos objetos, llamados nebulosas. Si el astrónomo inglés Edmund Halley enumeró solo seis nebulosas en 1716, entonces el catálogo publicado en 1784 por el astrónomo naval francés Charles Messier ya contenía 110, y entre ellas cuatro docenas de galaxias reales (incluida M31).

En 1802, William Herschel publicó una lista de 2500 nebulosas y su hijo John publicó un catálogo de más de 5000 nebulosas en 1864.

Nuestro vecino más cercano, la galaxia de Andrómeda (M31), es uno de los objetos celestes favoritos para las observaciones astronómicas y la fotografía de aficionados.

La naturaleza de estos objetos ha eludido durante mucho tiempo la comprensión. A mediados del siglo XVIII, algunas mentes perspicaces vieron en ellos sistemas estelares similares a la Vía Láctea, pero los telescopios en ese momento no brindaron la oportunidad de probar esta hipótesis.

Un siglo después, prevaleció la opinión de que cada nebulosa es una nube de gas iluminada desde el interior por una estrella joven. Más tarde, los astrónomos se convencieron de que algunas nebulosas, incluida Andrómeda, contienen muchas estrellas, pero durante mucho tiempo no estuvo claro si están ubicadas en nuestra galaxia o más allá.

Fue solo en 1923-1924 que Edwin Hubble determinó que la distancia de la Tierra a Andrómeda era al menos tres veces el diámetro de la Vía Láctea (de hecho, unas 20 veces) y que M33, otra nebulosa del catálogo Messier, no era menos distante de nosotros distancia. Estos resultados marcaron el comienzo de una nueva disciplina científica: la astronomía galáctica.

En 1926, el famoso astrónomo estadounidense Edwin Powell Hubble propuso (y en 1936 modernizó) su clasificación de las galaxias por su morfología. Debido a su forma característica, esta clasificación también se denomina "diapasón de Hubble".

En el "vástago" del diapasón hay galaxias elípticas, en las puntas del tenedor: galaxias lenticulares sin mangas y galaxias espirales sin puente de barra y con barra. Las galaxias que no pueden clasificarse como una de las clases enumeradas se denominan irregulares o irregulares.

Enanos y gigantes

El universo está lleno de galaxias de diferentes tamaños y masas. Su número se conoce muy aproximadamente. En 2004, el telescopio en órbita Hubble descubrió unas 10.000 galaxias en tres meses y medio, escaneando en la constelación austral de Fornax una región del cielo cien veces más pequeña que el área del disco lunar.

Si asumimos que las galaxias se distribuyen sobre la esfera celeste con la misma densidad, resulta que hay 200 mil millones en el espacio observado. Sin embargo, esta estimación está muy subestimada, ya que el telescopio no pudo detectar una gran cantidad de galaxias muy débiles..

Forma y contenido

Las galaxias también difieren en morfología (es decir, en forma). En general, se dividen en tres clases principales: en forma de disco, elípticas e irregulares (irregulares). Esta es una clasificación general, hay otras mucho más detalladas.

Las galaxias no están distribuidas al azar en el espacio exterior. Las galaxias masivas a menudo están rodeadas por pequeñas galaxias satélites. Tanto nuestra Vía Láctea como la vecina Andrómeda tienen al menos 14 satélites, y lo más probable es que haya muchos más. A las galaxias les encanta unirse en pares, trillizos y grupos más grandes de docenas de parejas ligadas gravitacionalmente.

Las asociaciones más grandes, los cúmulos galácticos, contienen cientos y miles de galaxias (el primero de estos cúmulos fue descubierto por Messier). A veces, se observa una galaxia gigante particularmente brillante en el centro del cúmulo, que se cree que surgió durante la fusión de galaxias más pequeñas.

Y finalmente, también hay supercúmulos, que incluyen tanto cúmulos y grupos galácticos como galaxias individuales. Por lo general, se trata de estructuras alargadas de hasta cientos de megaparsecs de longitud. Están separados por vacíos espaciales casi completamente libres de galaxias del mismo tamaño.

Los supercúmulos ya no están organizados en estructuras de un orden superior y están dispersos por todo el Cosmos de forma aleatoria. Por esta razón, en una escala de varios cientos de megaparsecs, nuestro Universo es homogéneo e isótropo.

Una galaxia en forma de disco es un panqueque estelar que gira alrededor de un eje que pasa por su centro geométrico. Por lo general, en ambos lados de la zona central del panqueque hay un bulto ovalado (del bulto inglés). La protuberancia también gira, pero con una velocidad angular menor que el disco. En el plano del disco, a menudo se observan ramas espirales, abundando en luminarias brillantes relativamente jóvenes. Sin embargo, hay discos galácticos sin estructura en espiral, donde hay muchas menos estrellas de este tipo.

La zona central de una galaxia en forma de disco se puede cortar con una barra estelar, una barra. El espacio dentro del disco está lleno de un medio de gas y polvo, el material fuente de nuevas estrellas y sistemas planetarios. La galaxia tiene dos discos: estelar y gaseoso.

Están rodeados por un halo galáctico, una nube esférica de gas caliente enrarecido y materia oscura, que es la principal contribución a la masa total de la galaxia. El halo también contiene estrellas viejas individuales y cúmulos de estrellas globulares (cúmulos globulares) de hasta 13 mil millones de años. En el centro de casi cualquier galaxia con forma de disco, con o sin abultamiento, hay un agujero negro supermasivo. Las galaxias más grandes de este tipo contienen 500 mil millones de estrellas cada una.

vía Láctea

El sol gira alrededor del centro de una galaxia espiral bastante común, que incluye entre 200 y 400 mil millones de estrellas. Su diámetro es de aproximadamente 28 kiloparsecs (algo más de 90 años luz). El radio de la órbita solar intragaláctica es de 8,5 kiloparsecs (de modo que nuestra estrella se desplaza hacia el borde exterior del disco galáctico), el tiempo de una revolución completa alrededor del centro de la Galaxia es de unos 250 millones de años.

La protuberancia de la Vía Láctea tiene forma elíptica y tiene una barra que fue descubierta recientemente. En el centro de la protuberancia hay un núcleo compacto lleno de estrellas de varias edades, desde varios millones de años hasta mil millones o más. Dentro del núcleo, detrás de densas nubes polvorientas, se encuentra un agujero negro bastante modesto para los estándares galácticos: solo 3.7 millones de masas solares.

Nuestra galaxia cuenta con un disco estelar doble. El disco interior, que no tiene más de 500 parsecs verticalmente, representa el 95% de las estrellas en la zona del disco, incluidas todas las estrellas jóvenes y brillantes. Está rodeado por un disco exterior de 1.500 parsecs de espesor, donde viven estrellas más viejas. El disco gaseoso (más precisamente, gas-polvo) de la Vía Láctea tiene al menos 3,5 kiloparsecs de espesor. Los cuatro brazos espirales del disco son regiones de mayor densidad del medio gas-polvo y contienen la mayoría de las estrellas más masivas.

El diámetro del halo de la Vía Láctea es al menos el doble del diámetro del disco. Allí se han descubierto unos 150 cúmulos globulares y, muy probablemente, todavía no se han descubierto unos cincuenta más. Los grupos más antiguos tienen más de 13 mil millones de años. El halo está lleno de materia oscura con una estructura abultada.

Hasta hace poco, se creía que el halo es casi esférico, sin embargo, según los últimos datos, se puede aplanar significativamente. La masa total de la galaxia puede ser de hasta 3 billones de masas solares, y la materia oscura representa el 90-95%. La masa de las estrellas en la Vía Láctea se estima en 90-100 mil millones de veces la masa del Sol.

Una galaxia elíptica, como sugiere su nombre, es elipsoidal. No gira como un todo y por lo tanto no tiene simetría axial. Sus estrellas, que en su mayoría tienen una masa relativamente baja y una edad considerable, giran alrededor del centro galáctico en diferentes planos y, a veces, no individualmente, sino en cadenas muy alargadas.

Las nuevas luminarias en las galaxias elípticas rara vez se encienden debido a la escasez de materias primas: hidrógeno molecular.

Como los humanos, las galaxias están agrupadas. Nuestro Grupo Local incluye las dos galaxias más grandes en las cercanías de aproximadamente 3 megaparsecs: la Vía Láctea y Andrómeda (M31), la galaxia del Triángulo, así como sus satélites: las Nubes de Magallanes Grandes y Pequeñas, galaxias enanas en Canis Major, Pegasus, Carina, Sextant, Phoenix y muchos otros, un total de cincuenta. El grupo local, a su vez, es miembro del supercúmulo local de Virgo.

Tanto las galaxias más grandes como las más pequeñas son de tipo elíptico. La participación total de sus representantes en la población galáctica del Universo es solo alrededor del 20%. Estas galaxias (con la posible excepción de las más pequeñas y débiles) también esconden agujeros negros supermasivos en sus zonas centrales. Las galaxias elípticas también tienen halos, pero no tan claros como los que tienen forma de disco.

Todas las demás galaxias se consideran irregulares. Contienen mucho polvo y gas y están produciendo activamente estrellas jóvenes. Hay pocas galaxias de este tipo a distancias moderadas de la Vía Láctea, solo el 3%.

Sin embargo, entre los objetos con un gran corrimiento al rojo, cuya luz se emitió a más tardar 3 mil millones de años después del Big Bang, su participación aumenta drásticamente. Aparentemente, todos los sistemas estelares de la primera generación eran pequeños y tenían contornos irregulares, y las galaxias grandes en forma de disco y elípticas surgieron mucho más tarde.

Nacimiento de galaxias

Las galaxias nacieron poco después de las estrellas. Se cree que las primeras luminarias brillaron a más tardar 150 millones de años después del Big Bang. En enero de 2011, un equipo de astrónomos que procesaba información del Telescopio Espacial Hubble informó la probable observación de una galaxia cuya luz fue al espacio 480 millones de años después del Big Bang.

En abril, otro equipo de investigación descubrió una galaxia que, con toda probabilidad, ya estaba completamente formada cuando el joven universo tenía unos 200 millones de años.

Las condiciones para el nacimiento de estrellas y galaxias surgieron mucho antes de que comenzara. Cuando el universo pasó la marca de 400.000 años, el plasma en el espacio exterior fue reemplazado por una mezcla de helio neutro e hidrógeno. Este gas todavía estaba demasiado caliente para fusionarse en las nubes moleculares que dan origen a las estrellas.

Sin embargo, estaba adyacente a partículas de materia oscura, inicialmente distribuidas en el espacio de manera no muy uniforme, donde es un poco más denso, donde está más enrarecido. No interactuaron con el gas bariónico y, por lo tanto, bajo la acción de atracción mutua, colapsaron libremente en zonas de mayor densidad.

Según los cálculos del modelo, cien millones de años después del Big Bang, se formaron en el espacio nubes de materia oscura del tamaño del sistema solar actual. Se combinaron en estructuras más grandes, a pesar de la expansión del espacio. Así es como surgieron los cúmulos de nubes de materia oscura y luego los cúmulos de estos cúmulos. Aspiraron gas espacial, lo que permitió que se espesara y colapsara.

De esta forma, aparecieron las primeras estrellas supermasivas, que rápidamente explotaron en supernovas y dejaron agujeros negros. Estas explosiones enriquecieron el espacio con elementos más pesados que el helio, lo que ayudó a enfriar las nubes de gas en colapso y, por lo tanto, hizo posible la aparición de estrellas de segunda generación menos masivas.

Tales estrellas ya podrían existir durante miles de millones de años y, por lo tanto, pudieron formar (nuevamente con la ayuda de la materia oscura) sistemas ligados gravitacionalmente. Así surgieron las galaxias longevas, incluida la nuestra.

“Muchos de los detalles de la galactogénesis todavía están ocultos en la niebla”, dice John Kormendy. - En particular, esto se aplica al papel de los agujeros negros. Sus masas van desde decenas de miles de masas solares hasta el récord absoluto actual de 6.600 millones de masas solares, pertenecientes a un agujero negro del núcleo de la galaxia elíptica M87, ubicada a 53,5 millones de años luz del Sol.

Los agujeros en el centro de las galaxias elípticas suelen estar rodeados por protuberancias formadas por estrellas viejas. Las galaxias espirales pueden no tener protuberancias en absoluto o tener sus similitudes planas, pseudobultos. La masa de un agujero negro suele ser tres órdenes de magnitud menor que la masa del bulto, naturalmente, si está presente. Este patrón es confirmado por observaciones que cubren agujeros con una masa de un millón a mil millones de masas solares.

Según el profesor Kormendy, los agujeros negros galácticos ganan masa de dos formas. El agujero, rodeado por un bulto en toda regla, crece debido a la absorción de gas que llega al bulto desde la zona exterior de la galaxia. Durante la fusión de galaxias, la intensidad del influjo de este gas aumenta bruscamente, lo que inicia estallidos de quásares.

Como resultado, las protuberancias y los agujeros evolucionan en paralelo, lo que explica la correlación entre sus masas (sin embargo, también pueden funcionar otros mecanismos aún desconocidos).

Investigadores de la Universidad de Pittsburgh, UC Irvine y la Universidad del Atlántico de Florida han modelado la colisión de la Vía Láctea y el predecesor de la Galaxia Elíptica Enana de Sagitario (SagDEG) en Sagitario.

Analizaron dos opciones para las colisiones: con un sencillo (3x10¹⁰masas solares) y pesado (10¹¹ masas solares) SagDEG. La figura muestra los resultados de 2.700 millones de años de evolución de la Vía Láctea sin interacción con una galaxia enana y con interacción con la variante ligera y pesada de SagDEG.

Las galaxias sin calvas y las galaxias con pseudobultos son un asunto diferente. Las masas de sus agujeros no suelen superar las 104-106 masas solares. Según el profesor Kormendy, se alimentan de gas debido a procesos aleatorios que ocurren cerca del agujero y no se extienden por toda la galaxia. Tal agujero crece independientemente de la evolución de la galaxia o su pseudo-bulto, lo que explica la falta de correlación entre sus masas.

Galaxias en crecimiento

Las galaxias pueden aumentar tanto de tamaño como de masa. "En el pasado distante, las galaxias hicieron esto de manera mucho más eficiente que en eras cosmológicas recientes", explica Garth Illingworth, profesor de astronomía y astrofísica en la Universidad de California, Santa Cruz. - La tasa de nacimiento de nuevas estrellas se estima en términos de la producción anual de una unidad de masa de materia estelar (en esta capacidad, la masa del Sol) por unidad de volumen de espacio exterior (generalmente un megaparsec cúbico).

En el momento de la formación de las primeras galaxias, esta figura era muy pequeña y luego comenzó a crecer rápidamente, lo que continuó hasta que el Universo tuvo 2 mil millones de años. Durante otros 3 mil millones de años, fue relativamente constante, luego comenzó a disminuir casi en proporción al tiempo, y esta disminución continúa hasta el día de hoy. Entonces, hace 7-8 mil millones de años, la tasa promedio de formación de estrellas era de 10 a 20 veces mayor que la actual. La mayoría de las galaxias observables ya estaban completamente formadas en esa época distante.

La figura muestra los resultados de la evolución en diferentes momentos: la configuración inicial (a), después de 0, 9 (b), 1, 8 © y 2, 65 mil millones de años (d). Según los cálculos del modelo, la barra y los brazos espirales de la Vía Láctea podrían haberse formado como resultado de colisiones con SagDEG, que inicialmente atrajo a 50-100 mil millones de masas solares.

Dos veces atravesó el disco de nuestra Galaxia y perdió parte de su materia (tanto ordinaria como oscura), provocando perturbaciones en su estructura. La masa actual de SagDEG no supera las decenas de millones de masas solares, y la próxima colisión, que se espera a más tardar 100 millones de años después, probablemente será la última.

En términos generales, esta tendencia es comprensible. Las galaxias crecen de dos formas principales. Primero, obtienen material de explosión estelar fresco extrayendo partículas de gas y polvo del espacio circundante. Durante varios miles de millones de años después del Big Bang, este mecanismo funcionó correctamente simplemente porque había suficiente materia prima estelar en el espacio para todos.

Luego, cuando las reservas se agotaron, la tasa de nacimientos estelares disminuyó. Sin embargo, las galaxias han encontrado la capacidad de aumentarlo mediante colisiones y fusiones. Es cierto que para que esta opción se realice, las galaxias en colisión deben tener un suministro decente de hidrógeno interestelar. Para las grandes galaxias elípticas, donde prácticamente se ha ido, la fusión no ayuda, pero en las galaxias discoides e irregulares sí funciona.

Curso de colisión

Veamos qué sucede cuando dos galaxias de tipo disco aproximadamente idénticas se fusionan. Sus estrellas casi nunca chocan, las distancias entre ellas son demasiado grandes. Sin embargo, el disco gaseoso de cada galaxia está experimentando fuerzas de marea debido a la gravedad de su vecina. La materia bariónica del disco pierde parte del momento angular y se desplaza hacia el centro de la galaxia, donde surgen las condiciones para un crecimiento explosivo en la tasa de formación de estrellas.

Parte de esta sustancia es absorbida por los agujeros negros, que también ganan masa. En la fase final de la unificación de las galaxias, los agujeros negros se fusionan y los discos estelares de ambas galaxias pierden su estructura anterior y se dispersan en el espacio. Como resultado, se forma una elíptica a partir de un par de galaxias espirales. Pero esta no es de ninguna manera la imagen completa. La radiación de estrellas jóvenes y brillantes puede expulsar parte del hidrógeno de la galaxia recién nacida.

Al mismo tiempo, la acumulación activa de gas en el agujero negro obliga a este último de vez en cuando a disparar chorros de enormes partículas de energía al espacio, calentando el gas en toda la galaxia y evitando así la formación de nuevas estrellas. La galaxia se está calmando gradualmente, probablemente para siempre.

Las galaxias de diferentes tamaños chocan de manera diferente. Una gran galaxia es capaz de tragarse una galaxia enana (a la vez o en varios pasos) y al mismo tiempo preserva su propia estructura. Este canibalismo galáctico también puede estimular la formación de estrellas.

La galaxia enana queda completamente destruida, dejando atrás cadenas de estrellas y chorros de gas cósmico, que se observan tanto en nuestra galaxia como en la vecina Andrómeda. Si una de las galaxias en colisión no es demasiado superior a la otra, son posibles efectos aún más interesantes.

Esperando el súper telescopio

La astronomía galáctica sobrevivió casi un siglo. Comenzó prácticamente desde cero y logró mucho. Sin embargo, el número de problemas sin resolver es muy grande. Los científicos esperan mucho del telescopio en órbita infrarrojo James Webb, cuyo lanzamiento estaba previsto para 2021.