Galaxia

Unha galaxia é un sistema de estrelas, restos estelares, gases interestelares, po cósmico e materia escura ligados gravitacionalmente entre si. O termo "galaxia" provén do latín galaxĭas, que deriva do grego galaxías γαλαξίας, que significa literalmente 'leitoso', en referencia á Vía Láctea. As galaxias poden variar en tamaño dende as ananas que conteñen uns poucos miles (103) de estrelas ata as xigantes que poden chegar a ter un trillón (1014) de estrelas, con cada unha destas orbitando o centro de masa da galaxia. As galaxias categorízanse segundo a súa morfoloxía visual en elípticas, en espiral e irregulares. Pénsase que o núcleo activo de moitas galaxias é un burato negro. O burato negro central da Vía Láctea coñécese co nome de Sagittarius A*, e ten unha masa catro millóns de veces maior que o Sol. A data de xullo de 2015, EGSY8p7 era a galaxia máis vella e distante coñecida con respecto a Terra, a unha distancia de 13200 millóns de anos luz da Terra e observada como existía 570 millóns de anos tralo big-bang. Previamente, a data de maio de 2015, EGS-zs8-1 era a galaxia máis remota coñecida, a uns 13100 millóns de anos luz e cun 15% estimado da masa da Vía Láctea. Desde abril de 2022 a galaxia máis afastada coñecida é a HD1.
Existen aproximadamente entre 170 mil millóns (1. 7 × 1011) e 200 mil millóns (2. 0 × 1011) de galaxias no universo observable. A maioría das galaxias son de entre 1000 ata 100000 parsecs de diámetro e atópanse separadas entre elas a distancias da orde de millóns de parsecs (ou megaparsecs). O espazo entre galaxias contén un gas tenue cunha densidade media menor a un átomo por metro cúbico. A maioría de galaxias organízanse gravitacionalmente en asociacións coñecidas como agrupacións galácticas, cúmulos e supercúmulos. Nas maiores escalas estas asociacións distribúense xeralmente en forma de filamentos rodeados de baleiros inmensos. Etimoloxía
A orixe da palabra "galaxia" deriva do termo grego para a Vía Láctea, galaxias (γαλαξίας 'leitoso') ou kyklos galaktikos 'círculo leitoso', pola súa aparencia no ceo en forma de banda de luz. Segundo a mitoloxía grega, Zeus coloca o seu fillo nado dunha muller mortal, o pequeno Hércules, no seo de Hera mentres ela dorme para que este beba o seu leite divino e se torne inmortal. Hera esperta durante a lactación e decátase de que está alimentando un neno descoñecido e afástao dela, provocando que un chorro do seu leite saia despedido no ceo nocturno e produza a tenue franxa de luz coñecida como Vía Láctea. Na literatura astronómica adoita empregarse o nome propio "Galaxia" para referirse á Vía Láctea, distinguíndoa así do resto de galaxias existentes no universo.
William Herschel creou o seu catálogo de obxectos celestes en 1786 usando o termo "nebulosa espiral" para algúns obxectos, como por exemplo o M31, coñecido posteriormente como a galaxia de Andrómeda. Máis tarde, no momento en que a súa verdadeira distancia comezou a ser avaliada, estes obxectos foron recoñecidos como inmensos aglomerados de estrelas e pasaron a chamarse "universos insulares". Porén, a palabra "Universo" pasou a entenderse co significado de totalidade da existencia, polo que esta expresión caeu en desuso e estes obxectos pasaron a denominarse "galaxias". Historia da súa observación
Primeiras observacións
No século V a. C. o filósofo grego Demócrito afirmou que a banda brillante do ceo nocturno coñecida como Vía Láctea podería estar formada por estrelas distantes. Aristóteles por outra banda teorizou no século IV a. C. que a Vía Láctea estaba causada pola "ignición da fera exhalación dunhas grandes e numerosas estrelas que se atopaban preto unhas doutras", e que "a ignición tiña lugar na parte superior da atmosfera". Posteriormente, no século VI o filósofo neoplatonista Olimpiodoro o Novo foi crítico con esta visión, argumentando que de atoparse a Vía Láctea entre a Terra e a Lúa como propuxo Aristóteles, tería que apreciarse de forma distinta dende diferentes lugares da Terra e a distintas horas e presentaría paralaxe, non sendo este o caso. Con estes argumentos afirmou que a Vía Láctea tiña que ser celestial, e non sublunar.
Segundo Mohani Mohamed, o astrónomo árabe Alhazen fixo o primeiro intento de observación e medida do paralaxe da Vía Láctea no século X, e con isto determinou que xa que non presentaba dita paralaxe, atopábase lonxe da Terra e non pertencía á atmosfera. O seu contemporáneo persa Al Biruni escribiu que a Vía Láctea era "unha colección de fragmentos incontables da natureza das estrelas nebulosas". O astrónomo de Al-Andalus Avempace propuxo no século XII que a Vía Láctea estaba composta de moitas estrelas de forma que case se tocaban unhas a outras, dando a impresión dunha imaxe continua polo efecto da refracción no material sublunar, citando a súa observación da conxunción de Xúpiter e Marte como evidencia da ocorrencia deste feito cando dous obxectos se atopan preto o un do outro. Máis adiante, xa no século XIV, Ibn Qayyim teorizou que a Vía Láctea era unha "miríade de estrelas ananas moi xuntas entre elas na esfera das estrelas fixas". As primeiras probas empíricas sobre a Vía Láctea obtívoa no ano 1610 o astrónomo italiano Galileo Galilei usando un telescopio para estudar a Vía Láctea, descubrindo así que se compoñía dun inmenso número de estrelas escasamente visibles. No ano 1750 o astrónomo inglés Thomas Wright especulou (correctamente) na súa obra An original theory or new hypothesis of the Universe que a galaxia podería ser un corpo rotatorio formado por un gran número de estrelas que se mantiñan xuntas por mor de forzas gravitacionais, de forma semellante ao sistema solar pero a unha escala moito maior, e que o disco de estrelas resultante desta agrupación veríase como unha banda no ceo dende a perspectiva da Terra. Nunha disquisición de 1755, Immanuel Kant elaborou a idea de Wright sobre esta estrutura da Vía Láctea.
No ano 1785 William Hershel levou a cabo o primeiro proxecto para describir a forma da Vía Láctea e a posición do Sol nela, mediante un reconto do número de estrelas nas diferentes rexións do ceo, elaborando un diagrama da forma da galaxia que situaba o sistema solar preto do centro da mesma. Usando un sistema máis refinado, Jacobus Kapteyn presentou en 1920 a imaxe da Vía Láctea como unha pequena galaxia elipsoide, duns 15000 parsecs de diámetro, co Sol próximo ao centro. Mediante outro método diferente baseado na catalogación de cúmulos globulares, Harlow Shapley chegou a unha imaxe radicalmente distinta, un disco plano cun diámetro aproximado duns 70000 parsecs e co Sol lonxe do centro. Estas dúas análises non tiveron en conta a absorción da luz por parte do po interestelar presente no plano galáctico. Robert Julius Trumpler cuantificou este efecto en 1930 ao estudar os cúmulos abertos, o que deu como resultado a imaxe final da Vía Láctea.
Fitos publicados no estudo das Galaxias son o Catalogue des Nébuleuses et des Amas d'Étoiles (Catálogo de Nebulosas e Cúmulos de Estrelas), publicado en 1774 polo astrónomo francés Charles Messier, ou o Novo Catálogo Xeral de Nebulosas e Cúmulos de Estrelas (abreviado NGC), publicado en 1888 por John Louis Emil Dreyer. Moito máis recente (1991), foi publicado o Terceiro Catálogo de Referencia de Galaxias Brillantes (RC3).
Distinción doutras nebulosas
Unhas poucas galaxias externas á Vía Láctea son visibles no ceo nocturno sen necesidade de usar telescopios ou outros aparellos semellantes. No século X o astrónomo persa Al-Sufi realizou a primeira identificación documentada da galaxia de Andrómeda, describíndoa como unha "pequena nube", e no ano 964 identificou a Gran Nube de Magallães (tamén de Magalláns ou Magallanes) no seu libro titulado سور الكواكب (Libro das Estrelas Fixas), que non sería identificada polos europeos ata a viaxe de Fernão de Magalhães no século XVI. Esta galaxia sería posteriormente anotada de forma independente por Simon Marius no ano 1612.
En 1750 Thomas Wright especulou de forma correcta con que a Vía Láctea tiña unha forma de disco plano, e que algúns dos cúmulos visibles no ceo nocturno eran outras "Vías Lácteas" separadas dela. Posteriormente en 1755 Immanuel Kant empregou o termo "Universos insulares" para describir estes cúmulos de estrelas distantes.
Cara ao final do século XVII Charles Messier compilou un catálogo que contiña os 109 obxectos celestiais máis brillantes con aparencia nebulosa, e William Herschel realizou un catálogo que describía 5000 nebulosas. No ano 1845 William Parsons construíu un novo telescopio co que puido distinguir as nebulosas elípticas das espirais e identificou puntos focais individuais nalgunhas delas, acreditando así a conxectura previa de Kant. No ano 1912 Vesto Slipher realizou estudos espectrográficos das nebulosas espirais máis brillantes para determinar a súa composición, descubrindo que presentaban un efecto Doppler. Isto indicoulle que estas nebulosas estaban a moverse a un ritmo maior cá velocidade das estrelas que el mesmo medira, afastándose da Terra.
En 1917 Heber Curtis observou a nova S Andromedae dentro da "Gran Nebulosa de Andrómeda", nome co que se coñecía naquel momento a galaxia de Andrómeda. Revisando os seus rexistros fotográficos atopou 11 novas máis, apreciando que estas eran de media 10 magnitudes menos brillantes que outras que tiveran lugar dentro da Vía Láctea. Como resultado chegou á estimación de que estas novas se atopaban a unha distancia de 150000 parsecs. Estes estudos levárono a ser un propoñente da chamada hipótese dos "universos insulares", que sostiña que as nebulosas espirais eran en realidade galaxias independentes.
No ano 1920 tivo lugar o chamado "Gran Debate" entre Harlow Shapley e Heber Curtis, respecto a natureza da Vía Láctea, das nebulosas espirais e das dimensións do Universo. Para apoiar a súa afirmación de que a Gran nebulosa de Andrómeda era unha galaxia exterior, Curtis sinalou a aparencia das liñas escuras que semellaban as nubes de po na Vía Láctea, así como o significante efecto Doppler apreciable.
Uns anos despois, no ano 1922, o astrónomo estoniano Ernst Öpik obtivo unha determinación de distancia que apoiaba a teoría de que a nebulosa de Andrómeda era realmente un obxecto extra-galáctico distante. Usando o telescopio de 100 polgadas do Observatorio do Monte Wilson, Edwin Hubble determinou que as partes exteriores dalgunhas nebulosas espirais eran coleccións de estrelas individuais e identificou algunhas variables cefeidas, o que lle permitiu estimar a distancia ata as nebulosas e indicou que se atopaban demasiado lonxe como para formar parte da Vía Láctea. En 1936 Hubble realizou unha clasificación da morfoloxía galáctica que sería a base das investigacións modernas neste campo.
Investigacións modernas
En 1944 Hendrik C. van de Hulst predixo que a radiación de microondas con lonxitude de onda de 21 cm sería detectable a partir do gas atómico interestelar de hidróxeno, feito observado por primeira vez no ano 1951. Esta radiación non resulta afectada pola absorción do po, polo que o efecto Doppler observable pode empregarse para determinar o movemento do gas dentro da galaxia. Estas observacións deron pé á hipótese da existencia dunha estrutura de barra no centro da Vía Láctea. Grazas ás melloras posteriores nos radiotelescopios, o gas de hidróxeno puido estudarse tamén noutras galaxias. Na década dos anos 1970 Vera Rubin descubriu unha discrepancia entre a velocidade de rotación galáctica e a predición da mesma por medio da observación do gas e da masa das estrelas, dando lugar posteriormente á explicación da presenza de grandes cantidades de materia escura non visible. O concepto coñecido como curva de rotación universal das espirais amosa que este problema é ubicuo neste tipo de obxectos estelares.
Xa a comezos da década dos anos 1990, o telescopio espacial Hubble recadou unha serie de observacións e datos importantes. Entre outras cuestións, os datos do Hubble axudaron a establecer que a materia escura que falta na nosa galaxia non está composta soamente de estrelas pequenas con escaso brillo inherente. A imaxe Hubble Deep Field, feita por medio dunha exposición extremadamente longa dunha parte relativamente baleira do ceo, forneceu evidencias de que existen ao redor de 125000 millóns (1, 25 x 1011) de galaxias no Universo. As melloras posteriores na tecnoloxía de detección do espectro electromagnético invisible en forma de radiotelescopios, cámaras infravermellas e telescopios de raios X, permitiron a detección doutras galaxias que o Hubble non conseguira detectar previamente. En particular diversas investigacións da zona de evitación, a rexión do ceo bloqueada pola Vía Láctea, revelaron a existencia dunha serie de galaxias descoñecidas ata ese momento. Nomenclatura
Existen decenas de miles de galaxias catalogadas, pero só algunhas delas teñen nomes populares de uso común, como por exemplo a galaxia de Andrómeda, as nubes de Magallanes, a galaxia Remuíño ou a galaxia do Sombreiro. Os astrónomos traballan con diversos catálogos, nos que a maioría das galaxias máis coñecidas se listan seguindo determinados criterios de numeración en cada caso. A Unión Astronómica Internacional determina que a designación das galaxias debe consistir de polo menos dúas partes: o acrónimo ou código que especifica o catálogo ou colección de fontes onde se describe a galaxia, e unha serie alfanumérica de caracteres que identifican de forma única o obxecto dentro do catálogo. Algúns dos catálogos máis recoñecidos son o Catálogo Messier, o NGC (New General Catalogue), o IC (Index Catalogue), o CGCG (Catalogue of Galaxies and of Clusters of Galaxies), o MCG (Morphological Catalogue of Galaxies) e o UGC (Uppsala General Catalogue of Galaxies). Tipos segundo a morfoloxía
As galaxias clasifícanse en tres tipos segundo a súa forma visible: elípticas, en espiral e irregulares. A secuencia Hubble dá unha descrición máis extensiva dos tipos de galaxias baseándose na súa aparencia. Esta secuencia céntrase exclusivamente na forma morfolóxica e visual das galaxias, polo que non ten en conta certas características das mesmas, como poden ser o ritmo de formación de estrelas nas galaxias de gromos estelares, ou a actividade presente nos núcleos das galaxias activas.
Galaxias elípticas
O sistema de clasificación do Hubble clasifica as galaxias elípticas en base á curva da súa elipse, dende as E0 que son case esféricas ata as E7 que presentan unha grande elongación. Estas galaxias teñen un perfil elipsoidal que lles dá unha aparencia elíptica sen importar o ángulo de visión. A súa aparencia apenas amosa unha estrutura e habitualmente posúen pouca materia interestelar. Por mor disto, este tipo de galaxias presentan unha baixa proporción de cúmulos abertos e un ritmo reducido de formación de novas estrelas. Están dominadas por estrelas xa evolucionadas que orbitan o centro común de gravidade en direccións aleatorias e que conteñen baixas cantidades de elementos pesados. Neste aspecto este tipo de galaxias presentan unha certa semellanza aos cúmulos globulares máis pequenos que elas.
As maiores galaxias deste tipo son as xigantes elípticas. Crese que a formación das galaxias elípticas é debido á interacción de galaxias, resultando nunha colisión e nunha fusión das mesmas. Poden medrar ata tamaños enormes en comparación coas galaxias en espiral, e as xigantes elípticas adoitan atoparse preto do núcleo dos grandes cúmulos de galaxias. As galaxias de gromos estelares son o resultado destas colisións e poden causar a formación dunha galaxia elíptica.
Galaxias de capas
As galaxias de capas son un tipo de galaxias elípticas nas que as estrelas presentes no halo da galaxia sitúanse en capas concéntricas. Ao redor dunha décima parte das galaxias elípticas teñen unha estrutura de capas, feito non observado nas galaxias en espiral. As investigacións sobre as estruturas en forma de capas indican que estas se desenvolven cando unha galaxia meirande absorbe a outra galaxia compañeira de menor tamaño. Cando os centros das dúas galaxias se achegan entre eles, comezan a oscilar ao redor dun punto central, e esta oscilación crea ondas gravitacionais que forman as capas de estrelas. Como exemplo, a galaxia NGC 3923 ten máis de vinte destas capas.
Galaxias en espiral
As galaxias en espiral presentan unha forma que semella a dun remuíño de estrelas que xiran ao redor dun bulbo central. Malia que as estrelas e demais material contido neste tipo de galaxias residen na súa maioría nun plano, a maioría da masa das galaxias en espiral existe nun halo case esférico de materia escura que se estende máis aló da compoñente visible, como demostra o concepto da curva de rotación universal.
No esquema de clasificación do Hubble as galaxias en espiral lístanse como tipo S, seguidas dunha letra (a, b ou c) que indica o grao de axuste que presentan os brazos espirais e o tamaño do bulbo central. Nesta clasificación, as galaxias de tipo Sa teñen brazos xuntos entre si e pouco definidos, cunha rexión central relativamente grande, mentres que as de tipo Sc teñen brazos abertos ben definidos e unha rexión central pequena. As galaxias con brazos pouco definidos denomínanse en ocasións galaxias en espiral floculares, mentres que as que teñen os brazos espirais ben definidos chámanse galaxias en espiral de gran deseño. Segundo un estudo do International Centre for Radio Astronomy Research de Perth, o motivo de que algunhas galaxias en espiral sexan grosas e teñan grandes bulbos centrais mentres que outras sexan discos planos deberíase á diferenza na velocidade de rotación de cada tipo de galaxia.
Neste tipo de galaxias os brazos espirais teñen unha forma aproximada de espiral logarítmica, padrón que se demostra de forma teórica como causa dunha perturbación nunha masa uniforme de estrelas rotatorias. Ao igual que as estrelas, os brazos espirais rotan a redor do centro, pero a unha velocidade angular constante. Estes brazos considéranse zonas de materia de alta densidade, ou "ondas de densidade". Segundo as estrelas se moven a través dun brazo, a velocidade espacial de cada sistema estelar modifícase pola forza gravitacional da maior densidade. Os brazos son visibles debido a que a alta densidade facilita a formación de estrelas, polo que neles residen moitas estrelas novas e brillantes.
Galaxias en espiral barradas
Unha gran maioría das galaxias en espiral, incluíndo a Vía Láctea, teñen unha banda central linear en forma de barra que se estende dende o núcleo cara ao exterior ata que se une á estrutura de brazos espirais. No esquema de clasificación Hubble estas galaxias en espiral barradas desígnanse co identificador SB, seguido dunha letra minúscula (a, b ou c) que indica a forma dos brazos espirais, de forma semellante á categorización das galaxias en espiral normais. As conxecturas sobre a formación destas "barras" indican que serían estruturas temporais que se dan como resultado dunha onda de densidade que irradia cara ao exterior do núcleo ou ben debidas á interacción de mareas con outra galaxia. Moitas das galaxias en espiral barradas son galaxias activas, posiblemente como resultado dun proceso de canalización de gas a través dos brazos cara ao núcleo.
A propia Vía Láctea é unha galaxia en espiral barrada, con forma de disco. Mide uns 30000 parsecs de diámetro e ten un ancho de 1000 parsecs. Contén ao redor de 200000 millóns (2×1011) de estrelas, e ten unha masa total aproximada de 600000 millóns (6×1011) de veces a masa do Sol.
Outras morfoloxías
As galaxias peculiares son formacións galácticas que desenvolven propiedades pouco habituais por mor das interaccións de mareas con outras galaxias. Un exemplo deste tipo son as galaxias en anel, que adoitan ter unha estrutura de estrelas en forma de anel e un medio interestelar que rodean un núcleo baleiro. As hipóteses modernas indican que estas galaxias en anel fórmanse cando unha galaxia máis pequena atravesa o núcleo dunha galaxia en espiral. Un evento deste tipo podería ter afectado a galaxia de Andrómeda xa que cando esta se observa baixo radiación infravermella pódese apreciar nela unha estrutura de aneis múltiples.
As galaxias lenticulares son formacións intermedias que posúen propiedades tanto das galaxias en espiral coma das elípticas. Dentro do esquema Hubble clasifícanse como S0 (as galaxias lenticulares barradas clasifícanse como SB0), e posúen unha serie de brazos espirais pouco definidos cun halo de estrelas elíptico.
As galaxias irregulares son galaxias que non se poden clasificar directamente dentro das morfoloxías en espiral ou elípticas. As clasificadas como Irr-I amosan indicios dunha estrutura pero non se aliñan o suficiente ao esquema de clasificación Hubble. As clasificadas como Irr-II non posúen ningunha estrutura definida que se asemelle á clasificación Hubble, e probablemente sexan produto dunha disrupción.
As galaxias ultradifusas (UDG) son galaxias cunha densidade extremadamente baixa. As galaxias deste tipo poden chegar a ser do mesmo tamaño que a Vía Láctea pero cunha conta visible de estrelas de tan só o 1% desta. A falta de luminosidade débese á falta de gas que forme novas estrelas na galaxia, o que resulta nunha poboación estelar vella nas mesmas.
Galaxias ananas
Malia prominencia das grandes galaxias en espiral e elípticas, a maioría das galaxias presentes no Universo son galaxias ananas. Estas galaxias son relativamente pequenas en comparación con outras formacións, cun tamaño dunha centésima parte da Vía Láctea, e contendo tan só uns poucos miles de millóns de estrelas cada unha. As galaxias ananas ultra compactas foron descubertas a comezos do século XXI e teñen unha lonxitude de tan só 100 parsecs.
Moitas das galaxias ananas orbitan unha única galaxia maior. A Vía Láctea ten polo menos unha ducia destas galaxias satélite, aínda que as estimacións indican que en realidade hai varios centos máis de galaxias satélite da Vía Láctea aínda por descubrir. As galaxias ananas tamén se clasifican como elípticas, en espiral ou irregulares. Debido a que as ananas elípticas apenas presentan semellanzas coas grandes elípticas, a miúdo denomínanse galaxias ananas esferoides no seu lugar.
Un estudo de 27 galaxias veciñas da Vía Láctea indicou que en tódalas galaxias ananas a masa central é de aproximadamente 10 millóns de veces a masa solar, independentemente de se a galaxia posúe miles ou millóns de estrelas. Isto contribúe á hipótese de que as galaxias están formadas na súa maioría por materia escura, e que o tamaño mínimo destas indica a existencia dunha especie de materia escura morna non coalescente a pequena escala. Outros tipos de galaxias
Galaxias en interacción
As interaccións entre galaxias son relativamente frecuentes e poden chegar a ter un papel importante na evolución das mesmas. A aproximación dunha galaxia a outra sen chegar a producir unha colisión pode provocar distorsións nas mesmas debido a interaccións de mareas, e pode causar un intercambio de gas e po entre elas. As colisións ocorren cando dúas galaxias pasan directamente a través unha da outra e posúen un momento relativo suficiente para non fusionarse. Polo xeral as estrelas das galaxias en interacción non coliden entre elas, pero os gases interestelares e o po cósmico de ámbalas dúas si interactúan, desencadeando en ocasións a formación de novas estrelas. Estas colisións poden distorsionar severamente a forma das galaxias, formando barras, aneis ou estruturas en forma de colas.
No caso das fusións galácticas, o momento relativo das dúas galaxias en interacción non é suficiente como para permitir que se atravesen a unha á outra. No seu lugar as dúas galaxias fusiónanse de forma gradual para formar unha única galaxia meirande. As fusións poden dar lugar a cambios significantes na morfoloxía en comparación coa das galaxias orixinais. Nos casos nos que unha das galaxias é moito maior ca outra, o resultado da fusión coñécese como "canibalismo". Neste tipo de situacións a galaxia maior mantense relativamente intacta trala fusión, mentres que a galaxia máis pequena ráchase en pedazos. A Vía Láctea atópase actualmente en proceso de canibalizar a galaxia anana elíptica Sagittarius e a galaxia anana Canis Major.
Galaxias de gromo estelar
As estrelas fórmanse dentro das galaxias dende unha reserva de gas frío que forma nubes moleculares xigantes. As observacións dalgunhas galaxias amosaron que algunhas delas forman estrelas a un gran ritmo. Este tipo de galaxias coñécense como galaxias de gromo estelar (en inglés: starbust). No caso de prolongarse este elevado ritmo de formación, estas galaxias consumirían a súa reserva de gas nun período de tempo menor que a esperanza de vida das propias galaxias, polo que esta actividade de gromo estelar adoita durar só ao redor de dez millóns de anos, un período de tempo relativamente breve para unha galaxia. As galaxias de gromo estelar eran máis comúns nos comezos da historia do Universo, e estímase que actualmente contribúen nun 15% da produción total de estrelas.
As galaxias de gromo estelar caracterízanse por ter concentracións de po cósmico e gases, e pola aparición de estrelas de nova formación, incluíndo estrelas masivas que ionizan as nubes próximas a elas creando rexións H II. Estas estrelas masivas producen explosións de supernovas, que dan como resultado a expansión dos restos destas supernovas que interactúan cos gases que se atopan ao seu arredor. Isto comeza unha reacción en cadea de formación de estrelas que se estende a través de toda a rexión gasosa. A actividade de gromo estelar remata cando o gas dispoñible se dispersa ou se consome case por completo.
Os gromos estelares adoitan asociarse coas galaxias en interacción ou en proceso de fusión. O exemplo prototípico destas interaccións é a galaxia M82, que experimentou un encontro coa meirande M81. As galaxias irregulares tamén adoitan posuír rexións de actividade de gromo estelar.
Galaxias de núcleo activo
Unha porción das galaxias visibles clasifícanse como activas. Nestas galaxias unha parte significativa da emisión total de enerxía da galaxia procede dunha fonte diferente ás estrelas, po e os gases.
O modelo estándar para os núcleos de galaxias activas baséase nun disco de acreción que se forma ao redor dun burato negro supermasivo na rexión do núcleo. A radiación dun núcleo galáctico activo é a resultante da enerxía gravitacional da materia ao caer dende o disco ata o burato negro. Aproximadamente nun 10% destes obxectos prodúcense un par de chorros de enerxía diametralmente opostos que emiten partículas dende o núcleo a velocidades próximas a velocidade da luz. O mecanismo que produce estes chorros non se coñece con exactitude.
As galaxias activas que emiten radiación de grande enerxía na forma de raios X clasifícanse como galaxias Seyfert ou quásares dependendo da súa luminosidade.
Blazars
Os blazars son galaxias activas con chorros relativistas que apuntan en dirección á Terra. Unha radiogalaxia emite frecuencias de radio dende estes chorros relativistas. Existe un modelo unificado para este tipo de galaxias activas que explica as súas diferenzas en base ao ángulo de visión do observador.
LINERs
As rexións de liñas de emisión nuclear de baixa ionización (LINERs polas súas siglas en inglés) teñen unha posible relación cos núcleos galácticos activos e cos gromos estelares. A emisión dende as galaxias de tipo LINER están dominadas por elementos de baixa ionización. Aproximadamente un terzo das galaxias próximas á Vía Láctea conteñen núcleos de tipo LINER.
Seyfert
As galaxias Seyfert son un dos dous grandes grupos de galaxias activas xunto aos quásares. Os núcleos destas galaxias son moi luminosos e emiten radiación electromagnética. Estas galaxias teñen un brillo superficial moi alto, e o seu espectro revela fortes liñas de emisión de alta ionización. Malia estas propiedades as súas galaxias anfitrioas son de doada detección, ao contrario que no caso dos quásares. As galaxias Seyfert suman ao redor dun 10% de tódalas galaxias coñecidas. Cando se observan baixo un espectro de luz visible, a maioría destas galaxias teñen unha aparencia semellante ás galaxias en espiral, pero cando se estudan baixo outras lonxitudes de onda pode apreciarse como a luminosidade dos seus núcleos é equivalente á luminosidade de galaxias enteiras do tamaño da Vía Láctea.
Quásares
Os quásares (do inglés quasi-stellar radio sources 'fontes de radio cuasiestelares') son os obxectos de núcleo galáctico activo máis distantes e de maior enerxía coñecidos. Os cuásars son extremadamente luminosos e foron identificados por primeira vez como fontes de enerxía electromagnética cun gran desprazamento cara ao vermello (redshift), incluíndo ondas de radio e luz visible, que inicialmente presentan máis semellanzas apreciables ás estrelas que ás galaxias. A súa luminosidade pode chegar a ser cen veces maior que a da Vía Láctea. A maioría dos quásares formáronse aproximadamente hai 12000 millóns de anos, sendo a causa máis común desta formación as colisións entre galaxias.
Galaxias infravermellas luminosas
As galaxias infravermellas luminosas (LIRGs nas súas siglas en inglés) son galaxias con luminosidades superiores a 1011 L☉. As LIRGs son máis abundantes que as galaxias de gromo estelar, as galaxias Seyfert e os quásares a luminosidades comparables. Estas galaxias emiten máis enerxía na lonxitude de onda infravermella que no resto de lonxitudes de ondas combinadas. As galaxias con luminosidades superiores a 1012 L☉ denomínanse "galaxias infravermellas ultraluminosas" (ULIRGs). Moitas das LIRGs e ULIRGs están sometidas a interaccións e disrupcións, e moitas delas xeran ao redor de 100 novas estrelas ao ano, o que contribúe ao seu gran nivel de luminosidade. Formación e evolución
Formación
Os modelos cosmolóxicos modernos dos primeiros tempos do Universo están baseados na teoría do big-bang. Ao redor dos 300000 anos despois deste evento, comezaron a formarse átomos de hidróxeno e helio nun evento chamado recombinación. Case todo o hidróxeno era neutro (non ionizado) e absorbía doadamente a luz, polo que aínda non se formaran estrelas nese momento. Como resultado disto, este período foi denominado "época escura". Foi a partir de flutuacións da densidade (ou irregularidades anisótropicas) nesta materia primordial como comezaron a aparecer estruturas maiores. Masas de materia bariónica comezaron a condensarse dentro dos halos de materia escura fría. Estas estruturas primordiais converteríanse finalmente nas galaxias que podemos ver na actualidade.
No ano 2006 atopáronse evidencias da aparición temperá das galaxias cando se descubriu que a galaxia IOK-1 tiña un desprazamento cara ao vermello pouco corrente de 6, 96, correspondente a uns 750 millóns de anos despois do big-bang, converténdoa na galaxia máis distante e primordial observable ata ese momento. Mentres que algúns científicos teñen afirmado que outros obxectos (como a galaxia Abell 1835 IR1916) teñen maiores desprazamentos cara ao vermello e polo tanto vense nunha etapa máis temperá da evolución do Universo, as estimacións de idade e composición de IOK-1 establecéronse de forma máis fiable. En decembro do ano 2012 un equipo de astrónomos informou que a galaxia UDFj-39546284 era a galaxia máis distante coñecida, cun valor de desviación cara ao vermello de 11, 9. Estímase que esta galaxia xa existía uns 380 millóns de anos tras o big-bang (hai uns 13200 millóns de anos), e atópase a uns 13, 42 mil millóns de anos luz de distancia da Terra. En maio de 2015 a galaxia EGS-zs8-1 era a máis distante e antiga coñecida, formada 670 millóns de anos tralo big-bang. A luz procedente de EGS-zs8-1 tardou 13000 millóns de anos en chegar á Terra, e atópase actualmente a 30000 millóns de anos luz de distancia debido á expansión do Universo. A existencia deste tipo de protogalaxias suxire que a súa formación tivo lugar na chamada "época escura".
O proceso detallado polo cal se formaron as primeiras galaxias é unha das principais preguntas abertas da astrofísica. As teorías divídense en dúas categorías: de arriba cara a abaixo e de abaixo cara a arriba. Nas teorías de arriba cara a abaixo, como por exemplo no modelo ELS, as protogalaxias formáronse nun colapso simultáneo a grande escala que durou ao redor de cen millóns de anos. Nas teorías de abaixo cara a arriba, como por exemplo no modelo SZ, pequenas estruturas como os cúmulos globulares formáronse primeiro e despois unha serie deste tipo de corpos formaron por acreción unha galaxia meirande. Unha vez que as protogalaxias comezaron a formarse e se contraeron, o primeiro halo de estrelas (chamadas estrelas de Poboación III) apareceu no seu interior. Estas estrelas estaban compostas case na súa totalidade por hidróxeno e helio, e podían ter sido masivas. Estas enormes estrelas consumiron rapidamente as súas reservas de combustible, converténdose en supernovas e liberando elementos pesados ao medio interestelar. Esta primeira xeración de estrelas re-ionizou o hidróxeno neutral que as rodeaba, creando burbullas de espazo en expansión a través das que a luz podía viaxar de forma doada.
En xuño de 2015 un equipo de astrónomos recadou evidencias da existencia de estrelas de Poboación III na galaxia Cosmos Redshift 7 a un valor de z 6, 60. Este tipo de estrelas existiron probablemente nos comezos do universo e poderían ter sido as que comezaron a produción de elementos químicos máis pesados có hidróxeno, necesarios para a formación posterior de planetas.
Evolución
Nos mil millóns de anos de formación dunha galaxia comezan a aparecer estruturas clave: cúmulos globulares, o burato negro central supermasivo, e un bulbo galáctico de estrelas de Poboación II pobres en metais. A creación dun burato negro supermasivo semella ter un papel fundamental regulando de xeito activo o crecemento das galaxias limitando a cantidade total de materia adicional engadida. Durante esta época temperá as galaxias sométense a unha gran formación de estrelas.
Durante os seguintes dous mil millóns de anos, a materia acumulada aséntase nun disco galáctico. Unha galaxia continuará absorbendo material procedente de nubes de alta velocidade e galaxias ananas ao longo de toda súa vida. Esta materia é principalmente hidróxeno e helio. O ciclo de nacemento e morte estelar aumenta lentamente a abundancia de elementos pesados, permitindo finalmente a formación de planetas.
A evolución das galaxias pode verse afectada de forma significativa por interaccións e colisións. As fusións de galaxias foron comúns durante a primeira época do universo, na que a meirande parte das galaxias tiñan unha morfoloxía peculiar. Tendo en conta as distancias existentes entre as estrelas, a gran maioría dos sistemas estelares pertencentes a galaxias en colisión non resultan afectados por esta interacción. Porén, a perda gravitacional do gas e po interestelar que forman os brazos en espiral produce unha longa serie de estrelas coñecidas como "colas de marea". Exemplos desas formacións poden verse en NGC 4676 ou nas Galaxias Antennae.
Como exemplo desta interacción, a Vía Láctea e a próxima galaxia de Andrómeda están movéndose a unha cara á outra a uns 130 km/s, e dependendo dos movementos laterais, poderían colidir dentro duns cinco ou seis mil millóns de anos. Aínda que a Vía Láctea nunca chocou con outra galaxia tan grande como a de Andrómeda antes, si hai evidencias de diversas colisións con galaxias ananas máis pequenas.
Estas interaccións a grande escala son pouco frecuentes, e a medida que pasa o tempo as fusións de dous sistemas do mesmo tamaño fanse menos comúns. As galaxias máis brillantes permaneceron practicamente sen cambios durante os últimos miles de millóns de anos, e a taxa neta de formación de estrelas probablemente chegou ao seu máximo hai dez mil millóns de anos.
Tendencias futuras
As galaxias en espiral como a Vía Láctea producen novas xeracións de estrelas cando teñen densas nubes moleculares de hidróxeno interestelar nos seus brazos. As galaxias elípticas están xa en gran parte desprovistas deste gas, e polo tanto apenas forman novas estrelas. A subministración de material para a formación de estrelas é finita, e unha vez que as estrelas converten as reservas dispoñibles de hidróxeno en elementos máis pesados, a formación de novas estrelas remata.
Agárdase que a actual era de formación de estrelas continúe durante uns cen mil millóns de anos, e despois a "era estelar" perderá forza duns dez billóns a uns cen billóns de anos, cando as estrelas máis pequenas e con máis vida do Universo, as diminutas ananas vermellas, comecen a esvaecerse. Ao final da era estelar, as galaxias estarán compostas de obxectos compactos: ananas marróns, ananas brancas arrefriando ou xa frías ("ananas negras"), estrelas de neutróns e buratos negros. Finalmente, como resultado da relaxación gravitacional, todas as estrelas ou ben caerán en buratos negros centrais supermasivos ou serán expulsadas cara ao espazo intergaláctico como resultado de colisións. Estruturas a maior escala
Os estudos do espazo profundo amosan que as galaxias adoitan atoparse en grupos e cúmulos. As galaxias solitarias que non teñan interactuado de forma significativa con outras galaxias de tamaño semellante durante os últimos mil millóns de anos son relativamente escasas. Só un 5% das galaxias estudadas observáronse como verdadeiramente illadas. Porén, estas formacións illadas poden ter interactuado e incluso fusionado con outras galaxias no pasado, e poden estar aínda orbitadas por galaxias satélites máis pequenas. As galaxias illadas poden producir estrelas a un ritmo maior có normal, xa que o gas que conteñen non resulta afectado por ningunha outra galaxia próxima a elas. Na maior escala posible o Universo está en continua expansión, o que resulta nun incremento na separación entre as galaxias individuais. As agrupacións entre galaxias superan esta expansión a escalas locais por medio da atracción gravitacional. Estas agrupacións formáronse nos comezos do Universo cando as diferentes masas de materia escura achegaron as súas respectivas galaxias entre elas e deron lugar a fusións e cúmulos a grande escala. Este proceso continuo de fusión, así como a afluencia de gas absorbido, quenta o medio intergaláctico dentro dun cúmulo ata temperaturas moi elevadas que poden acadar entre 30 e 100 megakelvins. Aproximadamente entre o 70 e o 80% da masa dun cúmulo é en forma de materia escura, con entre un 10 e un 30% consistente neste gas quente, e a pequena porcentaxe restante en forma de galaxias.
A maioría das galaxias están ligadas gravitacionalmente a unha serie doutras galaxias. Forman unha distribución xerárquica de tipo fractal de estruturas en cúmulo, sendo as asociacións máis pequenas grupos periódicos. Estes grupos son o tipo de cúmulo galáctico máis común e conteñen a maioría das galaxias e masas bariónicas do Universo. Para manter a unión gravitacional nestes grupos cada galaxia membro debe ter unha velocidade suficientemente baixa para previr que se escape. De non existir a suficiente enerxía cinética, o grupo pode evolucionar cara a un menor número de galaxias por medio de fusións.
Os cúmulos de galaxias compóñense de centos a miles de galaxias ligadas entre si pola gravidade. Estes cúmulos adoitan estar dominados por unha única galaxia elíptica xigante, coñecida como a "galaxia de cúmulo máis brillante", que tras un tempo destrúe as galaxias satélite por mor da forza de mareas e engade a masa destas á súa propia. Os supercúmulos conteñen decenas de miles de galaxias que se atopan en cúmulos, grupos, e en ocasións de forma individual. Na maior escala de supercúmulos as galaxias estrutúranse en forma de follas e filamentos que rodean amplas rexións baleiras. Por riba desta escala o Universo ten unha aparencia isotrópica e homoxénea en tódalas direccións.
A Vía Láctea forma parte da asociación denominada Grupo Local, un grupo de galaxias relativamente pequeno cun diámetro de aproximadamente un megaparsec. A Vía Láctea e a galaxia de Andrómeda son as dúas galaxias máis brillantes neste grupo, e a maioría das galaxias restantes son compañeiras ananas destas dúas. O Grupo Local forma parte dunha estrutura en forma de nube do supercúmulo de Virgo, unha grande e extensa estrutura de grupos e cúmulos que se atopa centrada no Cúmulo de Virgo. Así mesmo o Supercúmulo de Virgo forma parte do Complexo de Supercúmulos Pisces-Cetus, un filamento galáctico xigante. Observación por lonxitude de onda múltiple
O pico de radiación da maioría de estrelas atópase no espectro visible, polo que a súa observación foi unha compoñente principal da astronomía óptica dende os seus comezos. Esta parte do espectro tamén favorece a observación de rexións H II ionizadas e a distribucións dos brazos de po.
O po presente no medio interestelar é opaco á luz visible. É máis transparente á luz infravermella remota, que permite observar as rexións interiores de nubes moleculares xigantes e núcleos galácticos con gran detalle. A luz infravermella tamén se pode empregar para observar galaxias distantes con desvío cara ao vermello que se formaron nos comezos da historia do Universo. O vapor de auga e dióxido de carbono absorben unha parte do espectro infravermello, polo que se deben empregar telescopios localizados a unha grande altitude ou no espazo para a astronomía infravermella.
O primeiro estudo non visual das galaxias, en particular das activas, fíxose empregando radiofrecuencias. A atmosfera da Terra resulta case transparente ás frecuencias de radio de entre 5 MHz e 30 GHz. , e a ionosfera bloquea os sinais por debaixo deste rango. Téñense empregado grandes interferómetros de radio para cartografar os chorros emitidos dende os núcleos activos. Os radiotelescopios poden empregarse tamén para observar o hidróxeno neutral incluíndo potencialmente a materia non ionizada nos comezos do Universo que posteriormente formaría as galaxias.
Os telescopios ultravioletas e de raios X poden observar fenómenos galácticos de grande enerxía. Os lampos ultravioletas obsérvanse en ocasións cando unha estrela nunha galaxia distante se racha en anacos por mor das forzas de marea dun burato negro próximo a ela. A distribución de gas quente nos cúmulos galácticos pode cartografarse por medio da astronomía por raios X, e a existencia de buratos negros supermasivos nos núcleos das galaxias confirmouse empregando este método.