GALAXIAS:

Una galaxia es un sistema masivo de nubes de gas, planetas, polvo cósmico, y quizá materia oscura, y energía oscura, unido gravitatoriamente. La cantidad de estrellas que forman una galaxia es contable, 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.

Tipos de galaxias

Tipos de galaxias de acuerdo al esquema de clasificación de Hubble.

 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

La Galaxia Espiral M88.

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.

Vía Láctea

Vía Láctea
Datos de observación (Época )
Tipo	SBbc Espiral barrada
Características físicas
Magnitud absoluta	-20,5[1]
Radio	15.330 pc, 50.000 al

La Vía Láctea es la galaxia espiral en la que se encuentra el Sistema Solar y, por ende, la Tierra. Según las observaciones, posee una masa de 10¹² 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 (8.500 pc, 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 d. C., el astrónomo Galileo Galilei haría uso del telescopio para observar el cielo y constatar que Demócrito estaba en lo cierto, ya que adonde quiera que mirase, aquél se encontraba lleno de estrellas.

Partes

Diagrama de la estructura galáctica.

Mapa de la Vía Láctea.

La galaxia se divide en tres partes bien diferenciadas:

• halo
  • halo exterior
  • halo interior
• disco
  • disco delgado
  • disco grueso
  • 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

Disco

Vista del núcleo desde la Tierra.

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

Bulbo

Centro galáctico

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.

Galaxia de Andrómeda

Galaxia de Andrómeda
Descubrimiento
Descubridor	Azophi[1]
Fecha	964[1]
Datos de observación (Época J2000.0)
Tipo	Galaxia espiral (SA(s)b)
Ascensión recta	00h 42m 44,3s
Declinación	+41° 16' 09"
Distancia	2,56 millones de al
Magnitud aparente (V)	4,36
Tamaño aparente (V)	3,20º × 1,0º
Corrimiento al rojo	-0,001001
Velocidad radial	-300 km/s
Brillo superficial	13,6[1]
Constelación	Andrómeda
Características físicas
Magnitud absoluta	-21,9[2]
Radio	110.000 al
Otras características
Galaxia espiral gigante. Núcleo en apariencia doble.
Otras designaciones
M31, NGC 224, UGC 454, PGC 2557, 2C 56 (Núcleo), LEDA 2557

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.

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, y finalmente las variaciones de brillo de sendas estrellas dobles eclipsantes situadas en ella han permitido determinar una distancia media de 775 kiloparsecs (alrededor de 2,5 millones de años luz)

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.

Galaxia Seyfert

La galaxia Circinus, una galaxia Seyfert 2. Credito: A. S. Wilson, P. L. Shopbell, C. Simpson, T. Storchi-Bergmann, F. K. B. Barbosa, M. J. Ward, WFPC2, HST, NASA.

En astronomía, las galaxias Seyfert son un tipo de galaxias activas que albergan un núcleo activo de galaxia. Este núcleo produce líneas espectrales de emisión de gas altamente ionizado. Son generalmente galaxias espirales. Su emisión es producida por la acreción de materia en el agujero negro supermasivo situado en su centro.

Características de las galaxias Seyfert

Las galaxias Seyfert se llaman así en honor a su descubridor, el astrónomo estadounidense Carl Seyfert. Son generalmente galaxias espirales. En algunos casos su región central es muy brillante, tanto que puede eclipsar al resto de la galaxia en sí.

Espectro

El espectro electromagnético de las galaxias Seyfert presenta líneas de emisión de hidrógeno, helio, nitrógeno y oxígeno que destacan por su brillo.

Se presentan dos tipos de líneas en el espectro visible:

• Unas líneas relativamente estrechas que se presentan en transiciones típicamente prohibidas (transición dipolar magnética o cuadrupolar eléctrica) que se denominan líneas prohibidas o simplemente líneas estrechas.
• Otras líneas que se presentan en transiciones permitidas, que pueden ser anchas o estrechas, y se suelen denominar líneas permitidas. En el caso de que sean anchas se les denomina líneas anchas. Según si se presentan o no estas líneas anchas hablamos de galaxias Seyfert 1 o galaxias Seyfert 2.

Modelo unificado

El modelo elaborado en los últimos 40 años que explica esta fenomenología es el siguiente: existe en el centro de esas galaxias un agujero negro supermasivo, con masas del orden de 10⁸-10⁹ masas solares. A pocas unidades astronómicas se encuentra un disco de material gaseoso que está sometido a fuerzas viscosas con una enorme turbulencia y que debido a esto cae hacia el agujero negro. Esto conlleva una notable pérdida de energía potencial gravitacional, la cual es enorme, teniendo en cuenta la enorme masa del cuerpo central. La pérdida de la energía potencial se traduce en una enorme liberación de energía radiante, principalmente en la región del ultravioleta y los rayos X. Esta región fuente se conoce como disco de acreción. La radiación proveniente de allí es tan intensa que hace perder electrones a los átomos que integran nubes que están en regiones ya bastante alejadas. Se dice entonces que la fuente es emisora de radiación fotoionizante. Las nubes de gas se ionizan pero tarde o temprano el sistema entra en equilibrio: hay ionización, pero también el proceso inverso: recombinación. Estonces las nubes cercanas (BLR) como lejanas (NLR) se convierten ellas mismas en emisoras de radiación. Para explicar por qué hay unas galaxias Seyfert de Tipo 1 y otras de Tipo 2 se introduce un elemento extra: la presencia de un material oscurecedor entre la NLR y la BLR en forma de toroide, conformado por polvo y gas molecular. Una galaxia es de tipo Seyfert 2 porque vista desde la Tierra posee una orientación tal que el toroide impide la observación de la BLR: sólo vemos líneas delgadas. Una galaxia es de tipo Seyfert 1 porque al ser observada desde la Tierra su orientación es tal que el toroide no impide la observación de la región más cercana al disco de acreción, esto es, la BLR.