Galaxias CIENCIA

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Ciencia

No existe una definición precisa de este término, si bien puede decirse que la palabra g. implica una agregación de estrellas, polvo y gas interestelar, en gran escala.

Catálogos. Aparte el New General Catalogue (NGC) y sus dos Index Catalogues (IC), que contienen objetos galácticos y g. con sus posiciones, los principales catálogos son los de Shapley-Ames (1932), que contiene 1.249 g.; el de G. y A. de Vaucouleurs (1964), que contiene 2.599 g. y numerosa información sobre ellas; los de Holmberg (1958), van den Bergh (1960), Humason, Mayall y Sandage (1956), Vorotsov-Velyaminov (1962-64), Zwicky, Herzog, Wild (1960-66), Abell (1958), etc.

Clasificación de las galaxias. La clasificación de las g. dada por Hubble (v.) en 1925 sigue siendo la más utilizada a pesar de las numerosas variantes que se han propuesto. Su éxito se debe, sin duda, al hecho de haber logrado una secuencia continua de tipos que, probablemente, tiene un gran significado evolutivo.

Según esta clasificación, como puede comprobarse de un modo esquemático en la fig. l, se distinguen los siguientes tipos:

1) Elípticas (E). Estas g. semejan elipsoides de revolución achatados y, en general, no exhiben detalles estructurales, sino que a partir de una pequeña y brillante condensación central (núcleo) las isofotas (curvas que unen puntos de igual brillo) son elipses más o menos homotéticas de brillo decreciente hacia el exterior, de tal manera que la intensidad de luz I, para un punto situado sobre el semieje mayor a la distancia r del centro, viene dada por la expresión

I=I? /( 1+r/a)² (ley de Hubble),

donde I? es la intensidad en el centro y a una constante. En las regiones externas la ley

log I= -Ar+B(ley de Vaucouleurs),

con A y B constantes, parece adaptarse mejor a las observaciones.

A menudo, g. elípticas muy brillantes, e incluso con dos núcleos, están rodeadas de un halo débil muy extendido, identificándose en ellas radiofuentes intensas. Por lo regular las g. elípticas se denotan en la forma En, siendo n un índice que expresa el achatamiento

a =(a - b)/a,

en la forma

n =10 a,

donde a y b son los semiejes de la elipse aparente. De esta forma las g. elípticas se dividen en las clases EO (circulares) El, E2, E3, E4,- E5, E6 y E7 (máxima elipticidad observada).

2) Lenticulares (SO y SBO). Las g. lenticulares poseen un disco sin ninguna estructura espiral, una condensación central importante y una envoltura extensa. Al parecer, existe un achatamiento crítico por encima del cual la estructura elipsoidal no es estable y la materia se distribuye en una condensación central y un disco.

Estas g., de acuerdo con una clasificación análoga a la que presentan las g. espirales, se dividen en dos grandes tipos:

SO y SBO,

subdivididas a su vez en tres subgrupos, es decir,

SO1, S02, S03 y SBO1, SB02, SB03.

Las g. de tipo SO tienen apariencia análoga a las elípticas, aunque con una distribución de luminosidad semejante a la de las espirales. Se caracterizan por la existencia de un núcleo central brillante, rodeado por una envoltura débil y difusa. Las g. de tipo SBO presentan una barra que atraviesa el centro, unas veces ancha y difusa, otras estrecha y brillante, y la envoltura puede formar anillos débiles más o menos perceptibles.

3) Espirales (S y SB). Aparte su forma muy achatada en razón de su rápida rotación, lo más característico de estas g. son sus brazos en forma de espiral, que unas veces emergen del núcleo central (espirales normales S) y otras de los extremos de una barra central que cruza dicho núcleo (espirales barradas SB), siguiendo ambas en secuencia a las de tipos SO y SBO, respectivamente.

Ordinariamente se clasifican en los subgrupos Sa, Sb, Sc y SBa, SBb, SBc, según la importancia del núcleo central (que decrece en el sentido de a, b, c) y el grado de resolución de los brazos (que crece en el mismo sentido). Asimismo, en cada uno de estos subgrupos suelen distinguirse las variedades (r) y (s), atendiendo a que su forma sea más típicamente anular o espiral, respectivamente.

4) Irregulares (Ir). Dentro de este tipo fueron incluidas aquellas g. que carecen de un núcleo dominante y simetría de rotación, así como todas las que por su forma no pueden pertenecer a ninguno de los tipos anteriores. Su división en los subgrupos Ir I (o magallánicas) e Ir II no es muy precisa. Al primer tipo pertenecen las bien conocidas nubes de Magallanes.

La mayoría de las g. normales, de dimensiones comparables a la Vía Láctea (v.), tienen una magnitud absoluta fotográfica comprendida entre -22 y -18; sin embargo, existen numerosas g. menos luminosas que se denominan enanas y que morfológicamente no se distinguen de las anteriores. También es frecuente encontrar g. dobles o múltiples, ligadas físicamente por un filamento luminoso o inmersas en una nube más o menos difusa, del mismo modo que se puede hablar de g. satélites, como ocurre con las dos nubes de Magallanes con respecto a nuestra g. y de una cierta tendencia a la acumulación de g. en unidades de orden superior o cúmulos de galaxias.

Poblaciones estelares. En concepto de poblaciones estelares fue introducido por Baade en 1944, quien señaló la existencia de los tipos I y 11. En principio, la distinción entre estas poblaciones se basaba principalmente en propiedades físicas (clase espectral y luminosidad) y en su distribución espacial o localización en cada sistema (núcleo, brazos, disco, halo, etc.); pero, recientemente, las poblaciones I y II una población del disco, de acuerdo preponderante en tal clasificación.

Es evidente, sin embargo, que el estudio de poblaciones estelares solamente ha podido realizarse para aquellas g. que, estando suficientemente próximas (Vía Láctea, nubes de Magallanes, nebulosa de Andrómeda, etc.) pueden resolverse en estrellas. La Conferencia organizada por la Acad. de Ciencias del Vaticano, en 1957, dio una clasificación más minuciosa de nuestra G., añadiendo a las poblaciones I y II una población del disco, de acuerdo con la tabla de página siguiente.

Por lo que respecta a los diferentes tipos de g., un estudio cualitativo de las poblaciones estelares parece indicar que:

1) La población estelar en las g. elípticas es muy uniforme, aunque la relación masa /luminosidad suele ser más pequeña hacia el centro, donde, por otra parte, las gigantes rojas son más frecuentes y el gas está más concentrado. En algunas elípticas (gigantes) el gas puede extenderse hasta 2 Kpc (Kiloparsec; v. COORDENADAS ASTRONÓMICAS) del centro, mientras en otras existen grandes cantidades de polvo que separa en dos la imagen de la g.

2) La g. espiral M 31 (Andrómeda), cuya distribución es similar a la de nuestra g., puede servir como prototipo. En ella existe una población II, muy roja, que abunda en las regiones centrales, aunque también se encuentre en el halo y el disco. La población I, más joven, se encuentra localizada en el disco y especialmente en los brazos (supergigantes O y B repartidas en asociaciones, gas ionizado, etc.). Estas características se repiten sobre muchas espirales, donde es bastante típico el cambio de color del centro, más rojo (población II) al borde, más azul (población I). Incluso se ha podido determinar, por técnicas fotográficas, la coexistencia de dos estructuras espirales en M 51, una azul y otra roja; la coexistencia de una estructura espiral azul y una barra roja en NGC 2903, etc. En cuanto a la distribución del gas hay que resaltar la gran extensión del hidrógeno neutro en M 31, determinado con la raya de 21 cm. y resulta superior a la dada por los límites ópticos.

3) La distribución de poblaciones en las g. irregulares es muy, difícil de someter a reglas definidas, pues a la distribución caótica de la población 1 puede añadirse que la luminosidad de esta población impide ver con claridad la distribución de la población II, menos luminosa. Propiedades físicas de las galaxias. a) Propiedades ópticas. Midiendo los diámetros aparentes de las g. y reduciéndolos a la unidad de distancia ( - 10 Mpc), G. de Vaucouleurs ha obtenido la fig. 2, donde los tipos Sd y Sm corresponden a la clasificación del autor. Según puede comprobarse, el diámetro medio aumenta desde las elípticas hasta las espirales Se, donde comienza a disminuir de nuevo. Es de notar también la igualdad de dimensiones entre las espirales ordinarias y barradas. La luminosidad integral de las g., obtenida por métodos fotográficos o fotoeléctricos principalmente, ha permitido a Sandage esquematizar la magnitud absoluta media M de cada tipo, con respecto al promedio M de magnitud absoluta de todos los tipos, deduciendo las diferencias

__

?M=M-M,

que se reseñan a continuación:

Tipo

E

SO

SBO, SBa

Sa

SBb

Sb

Sc, SBc

M

-0.14

+0.17

+0.29

-0.12

-0.33

-0.16

+0.21

Por otra parte, se han efectuado minuciosos estudios de distribución de luminosidad (curvas isofotas) y color en algunas g., así como de absorción, difracción y polarización de la luz; pero, fuera de las breves referencias dadas, no podemos incluirlos aquí.

b) Propiedades mecánicas. El movimiento de rotación parece afectar a casi todas las g., dando lugar a su forma achatada tan frecuente. Sin embargo, este achatamiento no parece debido a rotación en su estado estelar actual, sino a la existente en la época en que la g. aún estaba constituida por una materia de interacción tan elevada como la de un gas. Con respecto a las espirales, es particularmente importante comprobar si su sentido de giro se verifica hacia el centro o en dirección opuesta (tipos a y b de la fig. 3) por la influencia que esto puede tener en las teorías de movimiento y forma de dichas g.; pero las dificultades de medida o asignación a un tipo u otro cuando son observadas en dirección perpendicular a su eje de rotación no han permitido decidir sobre tan importante cuestión. En general, las medidas de velocidad v están basadas en el desplazamiento, por efecto Doppler (v.), de las líneas de absorción o emisión, de acuerdo con la conocida fórmula

??=C?? / ? cos i

donde ? es la longitud de onda, ?? su desplazamiento por efecto Doppler, c la velocidad de la luz, e i la inclinación del plano ecuatorial de la g. respecto a la línea de visión. Según esto, si d es la distancia de la g. y r la distancia angular aparente desde el centro de ésta al punto observado, la velocidad angular será

? = ?? /rd,

y el periodo de revolución

P = 2p/ ?,

o sea,

P=6,16-10 exp 9/ ?

cuando ? se expresa en Km-seg-1-Kpc-1.

Por otra parte, con excepción de unas pocas g. en las que se pueden observar algunas rayas de emisión lejos de su centro, las velocidades de rotación solamente son determinables en sus brillantes regiones centrales, en las que su velocidad angular es sensiblemente constante. Así, aun sin olvidar la incertidumbre que pesa sobre las distancias, Mayall (1948), sobre 30 objetos galácticos, ha obtenido los siguientes valores medios para los periodos:

Tipo de galaxia

E7, SO

Sa

Sb

Sc

P (en mil. de años)

5-10

10-20

20-40

20-80

Valores aproximados de la masa de una g. pueden obtenerse a partir de v, por simples consideraciones de equilibrio entre la atracción y la fuerza centrífuga. En efecto, para un movimiento circular

?²? =GM/r,

donde M es la masa de la g. y G la constante de gravitación. Por tanto, con las notaciones empleadas y en unidades de la masa solar, resulta

M=1,13.10-3 dr ?²? = 3,81.10-5 P ?³?

Algo más refinado es el método de Wyse y Mayall, aplicable a g. espirales, considerando la g. como un disco, pero aparte otras objeciones conceptuales, las estimaciones de distribución de densidades resultan altamente indeterminadas. Otro método, aplicable a g. elípticas y cúmulos de g., establece un equilibrio entre la energía cinética del movimiento desordenado que tiende a separar las partículas y la energía potencial gravitatoria que tiende a reunirlas, lo que permite obtener la masa por el teorema del virial.

Finalmente, la relación masa/luminosidad (MIL), tan importante en estudios de astrofísica, ha sido recopilada por Robérts (1963) para los distintos tipos de g. en el siguiente cuadro:

Tipo

E

SO

Sa

Sb

Sc

Ir I

Ir II

U exp M/L

40 a 100

20

20

14

7

5

10

R. CID PALACIOS.

BIBL.: Stellar Systems, col. Handbuch der Physik, 53, Berlín