1. GALAXIAS Y NEBULOSAS
Galaxia
Para otros usos de este término, véase Galaxia (desambiguación).
NGC 4414, una típica galaxia espiral en la constelación Coma Berenices, cuyo diámetro es
aproximadamente 17.000 parsecs y a una distancia aproximada de 20 millones de parsecs.
Una galaxia es un conjunto de estrellas, nubes de gas, planetas, y polvo cósmico unidos
gravitatoriamente. La cantidad de estrellas que forman una galaxia es incontable, desde las
galaxias enanas, con 107
, hasta las galaxias gigantes, con 1014
estrellas. [cita requerida]
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 la 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
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 también se las llama galaxias irregulares.

2. Se estima que existen más de cien mil millones (100.000.000.000) de galaxias en el
universo observable.[cita requerida]
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.[cita requerida]
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. Sin embargo, la naturaleza de este componente no está demostrada, y de momento
aparece sólo como un recurso teórico para sustentar la estabilidad observada en las
galaxias. La materia oscura fue propuesta inicialmente en 1933 por el astrónomo suizo Fritz
Zwicky, pues la rotación observada en las galaxias indicaba la presencia de una gran
cantidad de materia que no emitía luz.
Índice
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• 1 Historia
• 2 Tipos de galaxias
o 2.1 Galaxias elípticas
o 2.2 Galaxias espirales
o 2.3 Galaxias lenticulares
o 2.4 Galaxias irregulares
• 3 Galaxias activas
o 3.1 Galaxias Seyfert
o 3.2 Galaxias «Starburst»
o 3.3 Radiogalaxias
o 3.4 Cuásares
• 4 Véase también
• 5 Referencias
• 6 Enlaces externos
Historia

3. 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.1
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.2
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 teóricos 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».3
Galaxia de Andrómeda(M31), en la constelación de su mismo nombre.
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 que 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 Andrómeda, 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

4. 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.
Velocidad de rotación: A observada, B predicha.
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
radiotelescopios se han podido trazar nubes de Tgas de hidrógeno en otras galaxias.

5. 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 y suaves.
Tipos de galaxias
Tipos de galaxias de acuerdo al esquema de clasificación de Hubble.
Véase también:
Secuencia 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
Galaxia elíptica

6. (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[editar]
La Galaxia Espiral M88.
Artículo principal: Galaxia espiral
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 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 lenticulares[editar]

7. Galaxia lenticular NGC 2787.
Artículo principal: Galaxia lenticular
Las galaxias lenticulares constituyen un grupo de transición entre las galaxias elípticas y las
espirales, y se dividen en tres subgrupos: SO1, SO2 y SO3. Poseen un disco, una
condensación central muy importante y una envoltura extensa.
Incluyen las lenticulares barradas (SBO), que comprenden tres grupos: en el primero (SBO-
1), la barra es ancha y difusa; en el segundo (SBO-2) es más luminosa en las extremidades
que en el centro; y en el tercero (SBO-3) es ya muy brillante y bien definidas.
Galaxias irregulares[editar]
Galaxia irregular NGC 1427A (captura del telescopio espacial Hubble).
Artículo principal: Galaxia irregular

8. 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.
Del total de galaxias observadas hasta la fecha solo un 5% de las galaxias brillantes reciben
el nombre de galaxia irregular.
Galaxias activas
Galaxia activa
Las galaxias activas son galaxias que liberan grandes cantidades de energía y/o materia al
medio interestelar mediante procesos que no están relacionados con los procesos estelares
ordinarios. Aproximadamente un 10% de las galaxias pueden clasificarse como galaxias
activas.
La mayor parte de la energía emitida por las galaxias activas proviene de una pequeña y
brillante región del núcleo de la galaxia, y en muchos casos se observan líneas espectrales
de emisión anchas y/o estrechas, que evidencian la existencia de grandes masas de gas
girando alrededor del centro de la galaxia.
Los tipos más importantes de galaxias activas son:
Galaxias Seyfert
Galaxia Seyfert
Son galaxias espirales que se caracterizan por tener un núcleo puntual muy brillante. Según
su espectro se distinguen:
Galaxia Seyfert Tipo I: poseen líneas anchas de emisión.
Galaxia Seyfert Tipo II: poseen líneas estrechas de emisión.
También se observa que estas galaxias emiten débilmente en radio.

9. Galaxias «Starburst»
Artículo principal: Galaxia Starburst
Son galaxias en las que se están formando enormes cantidades de estrellas muchas de las
cuales, tras morir, explotan produciendo supernova, pese a que este fenómeno forma parte
de la evolución estelar y formalmente este grupo no estaría en nuestra clasificación. Esta
formación anormalmente alta de estrellas podría estar ligado a mecanismos internos del
núcleo de la galaxia.
Radiogalaxias
Radiogalaxia
Las radiogalaxias suelen estar asociadas a galaxias tipo E con núcleo activo. Emiten a
longitudes de onda de radio y algunas pueden ser relativamente débiles. Suelen ser galaxias
que se extienden por amplias zonas del espacio. Presentan un núcleo brillante y
normalmente suelen estar rodeadas por dos chorros de partículas de grandes dimensiones.
Además, en muchas de ellas se ha detectado radiación sincrotrón.
Cuásares
Cuásar
Los cuásares tienen aparentemente el mismo aspecto de una estrella; de ahí su nombre, que
proviene de la contracción inglesa quasi-stellar.
En esencia, los cuásares consisten en un núcleo no resuelto y muy luminoso con fuertes
líneas de emisión anchas y estrechas. En los cuásares más cercanos se observa una
nubosidad difusa, revelando que este tipo de objetos no son más que núcleos de galaxias
activas muy lejanas de las que únicamente somos capaces de detectar su núcleo.
Se sabe que la masa de estos objetos es muy elevada y generalmente presentan una forma
estructurada.

10. Galaxias «Starburst»
Artículo principal: Galaxia Starburst
Son galaxias en las que se están formando enormes cantidades de estrellas muchas de las
cuales, tras morir, explotan produciendo supernova, pese a que este fenómeno forma parte
de la evolución estelar y formalmente este grupo no estaría en nuestra clasificación. Esta
formación anormalmente alta de estrellas podría estar ligado a mecanismos internos del
núcleo de la galaxia.
Radiogalaxias
Radiogalaxia
Las radiogalaxias suelen estar asociadas a galaxias tipo E con núcleo activo. Emiten a
longitudes de onda de radio y algunas pueden ser relativamente débiles. Suelen ser galaxias
que se extienden por amplias zonas del espacio. Presentan un núcleo brillante y
normalmente suelen estar rodeadas por dos chorros de partículas de grandes dimensiones.
Además, en muchas de ellas se ha detectado radiación sincrotrón.
Cuásares
Cuásar
Los cuásares tienen aparentemente el mismo aspecto de una estrella; de ahí su nombre, que
proviene de la contracción inglesa quasi-stellar.
En esencia, los cuásares consisten en un núcleo no resuelto y muy luminoso con fuertes
líneas de emisión anchas y estrechas. En los cuásares más cercanos se observa una
nubosidad difusa, revelando que este tipo de objetos no son más que núcleos de galaxias
activas muy lejanas de las que únicamente somos capaces de detectar su núcleo.
Se sabe que la masa de estos objetos es muy elevada y generalmente presentan una forma
estructurada.