El negro

galaxias
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 sistema masivo de estrellas, nubes de gas, planetas, polvo, y quizá materia oscura, y
energía oscura, unidos gravitacionalmente. La cantidad de estrellas que forman una galaxia es variable,
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.
Históricamente, las galaxias han sido clasificadas de acuerdo a su forma aparente (morfología visual,
como se le 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
TIPOS DE GALAXIAS
de brazos curvos envueltos en polvo. Galaxias con formas irregulares o inusuales se llaman galaxias
irregulares, y son, típicamente, el resultado de perturbaciones provocadas por la atracción gravitacional
Según el aspecto que nos presentan a la observación pueden clasificarse laspueden provocar la fusión de
de galaxias vecinas. Estas interacciones entre galaxias vecinas (que galaxias de diferentes modos.
Nosotros mencionaremos aquí lael intensoclasificaciónde estrellas. que, aún con el paso las los años, pequeñas
galaxias) pueden inducir llamada nacimiento de Hubble, Finalmente tenemos de galaxias continua
siendo la más usada. una estructura coherente y a las que también se les llama galaxias irregulares.
que carecen de
Según la clasificaciónexisten más se pueden considerar(1011) de galaxias en el universo observable. La
Se estima que de Hubble, de cien mil millones los cuatro siguientes tipos, de los que los tres primeros
se conocen como galaxias regulares: un diámetro entre cien y cien mil parsecs y están usualmente separadas
mayoría de las galaxias tienen
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. La mayoría de las galaxias están
Galaxias Elípticas
dispuestas en una jerarquía de agregados, llamados cúmulos, que a su vez pueden formar agregados
Galaxias Espirales
más grandes, llamados supercúmulos. Estas estructuras mayores están dispuestas en hojas o en
filamentos rodeados de inmensas zonas de vacío en el universo.
Galaxias Lenticulares
Se especula que la materia oscura constituye el 90% de la masa en la mayoría de las galaxias. La
naturaleza de este componente no Galaxias Irregulares
está demostrado que verdaderamente existe, ya que teoricamente es
una materia extraña que no se puede encontrar nada más que en el universo.
Galaxias Elípticas: Presentan la misma apariencia que un núcleo sin disco, con una luminosidad
aparentemente uniforme. Carecen de gas y polvo y están formadas por estrellas viejas, amarillas y de baja
metalicidad. Esto es, estrellas de la población tipo II.
Se distinguen desde las que son esféricas (tipo E0), hasta las muy achatadas (E7), pasando por los tipos
intermedios E1, E2, ..., etc. En general se las sitúa en zonas de alta densidad galáctica, en las zonas centrales de
los cúmulos densamente poblados de galaxias.

GALAXIA NGC 4486, EJEMPLO DEL TIPO E0
Galaxias Espirales: Presentan un núcleo o bulbo formado por estrellas de población II (viejas, amarillentas-
anaranjadas, y de bajo contenido metálico), y un disco con gran cantidad de gas y polvo interestelar, lo que
indica formación de estrellas jóvenes, azuladas y muy metálicas (estrellas de la población de tipo I), poblando
los llamados brazos espirales, que se forman como ondas de densidad de choque, debido al movimiento de
rotación de todo el disco galáctico de forma diferencial. Básicamente, las galaxias espirales se clasifican en dos
grandes grupos: Espirales normales y espirales barradas (con una barra de estrellas cruzando el núcleo).

Las galaxias espirales normales se clasifican según el grado de apertura de los brazos en Sa, Sb, Sc, ... (desde
menos a más abiertas). Las galaxias espirales barradas se clasifican también, según el tamaño de la región

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Historia
1 Historia
2 Tipos de
galaxias
2.
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res
3 Véase
también
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Referenci
as
5 Enlaces
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[editar] Historia
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. 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.[1] 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, teóricas 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.[2]

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
éste 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 Andromedae, 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 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 radio telescopios se han podido trazar nubes de Tgas de
hidrógeno en otras galaxias.
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.

[editar] Tipos de galaxias
Véase también: Secuencia de Hubble

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.

[editar] 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.

[editar] 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..

[editar] Galaxias irregulares
Artículo principal: Galaxia irregular
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.

Las galaxias son agrupaciones de miles de millones de estrellas. Nuestra propia
galaxia, es un ejemplo típico. Estrellas, gas y polvo interestelar orbitan alrededor
del centro de la galaxia debido a la atracción gravitatoria de todas las demás
estrellas. Nuevas generaciones de estrellas nacen a partir del gas que se condensa
en regiones llamadas nubes moleculares gigantes y las estrellas, a veces, forman
cúmulos de estrellas. Cuando una estrella alcanza el final de su evolución, puede
devolver mucho gas al medio interestelar que será la fuente para una nueva
generación de estrellas. Podemos imaginar a las galaxias como sistemas que
transforman gas en estrellas y éstas nuevamente a gas.

Cuando miramos una galaxia, la luz que vemos viene de dos fuentes. Primero,
vemos luz de sus miles de millones de estrellas; puesto que muchas galaxias están muy lejanas, no vemos estrellas
individuales - sólo la luz difusa combinada de todas. Segundo, vemos luz fluorescente emitida por el gas ionizado
por las estrellas luminosas calientes. Estas nubes de gas resplandeciente marcan los sitios donde nacen nuevas
estrellas - a menudo, suelen parecerse a las cuentas de un collar por la forma en que se encadenan en los brazos de
las galaxias espirales. La luz de las estrellas y del gas es amortiguada, a una cierta distancia, por el polvo dentro
del medio interestelar de la galaxia.

Comparadas con el Sistema Solar, las galaxias son inmensas. Viajando a la velocidad de la luz, tomaría cerca de
dos segundos ir de la Tierra a la Luna, y cerca de cinco horas y media, para ir del Sol a Plutón. Llevaría 25.000
años para ir desde el centro de la Vía Láctea a la posición del Sol. La Vía Láctea tiene más de cien mil millones de
estrellas, pero las estrellas están tan lejos, unas de otras, que casi nunca colisionan. Incluso los pasos cercanos
entre dos estrellas son sumamente excepcionales. Puesto que las estrellas raramente interactúan entre sí, sus
órbitas, alrededor de la galaxia, raramente cambian. Las órbitas de las estrellas reflejan el movimiento del gas a
partir del cual se formaron las estrellas. Por lo tanto, la forma de una galaxia nos habla de las condiciones en que
se formó, salvo que la galaxia haya sufrido una colisión.

Mientras que las estrellas dentro de una galaxia están separadas por distancias muy grandes comparadas con sus
tamaños, las galaxias están separadas de sus vecinas más cercanas por distancias que son mucho más pequeñas
cuando se comparan con las distancias entre las estrellas dentro de las galaxias. Así, no son inusuales las colisiones
entre galaxias conforme éstas se mueven a través del espacio intergaláctico. Cuando las galaxias colisionan se
penetran unas a otras y se producen choques de estrellas y las nubes de gas, en una galaxia, son comprimidas y
frenadas por nubes de gas de la otra galaxia. Las órbitas de las estrellas pueden ser sustancialmente perturbadas
(debido a la fuerza gravitacional que una galaxia ejerce sobre la otra) y la comprensión de las nubes de gas puede
estimularlas a colapsar y formar estrellas con una tasa especialmente alta.

Debido a que las estrellas en las galaxias están tan lejos, una señal de una galaxia es generalmente muy débil.
Desde el patio posterior de su casa es difícil ver galaxias a simple vista, incluso las más cercanas. El mapa del
SDSS muestra las galaxias de las profundidades del cosmos, casi tantas galaxias como estrellas. Las estrellas
aparecen como puntos pequeños (las estrellas brillantes tienen una estructura en forma de cruz, debido a un efecto
provocado por una parte del telescopio). Las galaxias más brillantes y grandes son fáciles de identificar: son
señales de luz con una gran variedad de formas, desde elípticas a espirales. Las mucho más numerosas galaxias
débiles son más difíciles de encontrar. Es necesario buscar imágenes que son más borrosas y de contraste más bajo
que las estrellas puntuales.

Clasificación de las Galaxias

Existen muchos tipos diferentes de galaxias. Los diferentes tipos de galaxias no
sólo parecen diferentes, sino que también tienen diferentes historias evolutivas.
Las tres clases fundamentales de galaxias son elípticas, espirales e irregulares.
Estas categorías se dividen a su vez en subclases, a menudo ilustradas usando el
diagrama de diapasón de Hubble . Originalmente, los científicos pensaron que
este diagrama podía haber representado una secuencia evolutiva de las galaxias,
pero hoy sabemos que esto no es verdad. La formación y evolución de las
galaxias es un proceso complejo que aún se entiende poco.

Sa Sb Sc Sd

E0 E6 S0

SBa SBb SBc SBd

Elípticas
Las galaxias elípticas son llamadas así porque tienen formas elípticas: parecen huevos grandes borrosos o pelotas
de rugby. Las estrellas, en las galaxias elípticas, no se esparcen en un disco delgado como ocurre en las galaxias
espirales sino que se distribuyen alrededor del centro de la galaxia, uniformemente, en todas direcciones. Las
elípticas tienen brillos que varían suavemente, disminuyendo gradual y constantemente, del centro hacia fuera. Si
se observa una superficie con forma elíptica que rodea el centro de una galaxia elíptica, todas las estrellas, en esa
superficie, tendrán brillos similares. Las galaxias elípticas son también, casi todas, del mismo color: algo más rojas
que el Sol. En el diagrama de diapasón son clasificadas como E, seguidas de un número indicando cuán elíptica es
una galaxia dada. Cuanto más alto el número, más elíptica, o sea, más larga que ancha.

El color rojizo de las elípticas (así como también otras observaciones más detalladas) nos dice algo importante
sobre sus historias. El color rojo de las galaxias viene de las estrellas más viejas y frías. El hecho de que la mayor
parte de la luz proviene de estrellas viejas sugiere que muchas elípticas se formaron hace mucho tiempo. El hecho
de que el color de una elíptica sea más o menos el mismo a través de la galaxia, sugiere que la mayoría de las
estrellas, en estas galaxias, se formaron en la misma época.

Además, muchas galaxias elípticas, en el universo, se encuentran cerca de otras galaxias elípticas, en cúmulos de
galaxias. En estos cúmulos, cerca del 75% de las galaxias son elípticas. Esta acumulación también sugiere que se
formaron hace mucho tiempo porque las galaxias probablemente se formaron primero en regiones de alta densidad
como cúmulos de galaxia.

Las galaxias más grandes, en el universo, son las galaxias elípticas gigantes. Ellas pueden contener un billón de
estrellas, o más, y alcanzar un tamaño de unos dos millones de años luz -unas 20 veces el de la Vía Láctea -.
Algunas de ellas parecen contener agujeros negros supermasivos en sus corazones - monstruos que engullen
estrellas, que son hasta tres mil millones de veces más pesados que el Sol -. Estas galaxias elípticas gigantes están
en los corazones de los cúmulos de galaxias.

Espirales
Las galaxias espirales, como la de la izquierda, tienen discos delgados de
estrellas con bulbos brillantes, llamados núcleos, en sus centros. Los brazos
espirales se envuelven alrededor de estos bulbos. Un halo esférico de estrellas
extenso envuelve al núcleo y a los brazos. Los brazos espirales, probablemente,
se formaron como resultado de ondas que barren el disco galáctico. Como las
ondas en el océano, las también llamadas "ondas de densidad" no transportan
nada de materia con ellas - se mueven interrumpiendo el tránsito de la materia
por la que pasan. En el caso de las galaxias, las ondas de densidad presionan las
nubes de gas interestelar, causando que nuevas estrellas se formen dentro de las
nubes. Algunas estrellas nacidas a partir de allí son masivas, calientes y
brillantes, por lo que hacen que los brazos espirales sean brillantes. Estas
estrellas masivas son azules o blancas, por lo que los brazos espirales también
parecen blanco azulados. Vistos de perfil, los brazos espirales, a menudo,
parecen surcos oscuros porque contienen mucho polvo interestelar que bloquea
la luz del bulbo. Los espacios entre los brazos contienen las estrellas más viejas
que no son tan brillantes. Aún así, los núcleos de las espirales son, a menudo,
rojos, como las galaxias elípticas, sugiriendo que están compuestos por estrellas
más viejas.

En algunas espirales, las ondas de densidad organizan las estrellas del centro en una barra. Los brazos de las
galaxias espirales barradas forman espirales hacia afuera a partir de los extremos de la barra. La Vía Láctea puede
caer en esta clase de espirales, llamadas espirales barradas.

En el sistema de diapasón de Hubble, las espirales normales son designadas como "S" y las variedades barradas
"SB". A cada una de estas clases, a su vez, se las clasifica en tres subclases, de acuerdo al tamaño del núcleo y el
grado en que los brazos espirales se enrollan. Las tres subclases se denotan con las letras minúsculas "a", "b" y
"c". También hay algunas galaxias intermedias entre las elípticas y las espirales. Estas galaxias intermedias tienen
la forma del disco característica de las espirales, pero no tienen brazos espirales. Estas formas intermedias tienen
la designación "S0". Tres galaxias espirales se muestran abajo.

Irregulares
La última clase de galaxias, "irregulares", contiene una mezcla de formas -algo que no parece ni espiral ni elíptica-
. Cualquier galaxia de forma no identificada - cuyas estrellas, gas y polvo se esparcen al azar- se clasifica como
irregular. Las irregulares son las galaxias más pequeñas, y pueden contener no más de un millón de estrellas.
Pueden ser los ladrillos para formar las primeras galaxias grandes. Muchas galaxias irregulares pequeñas orbitan la
Vía Láctea, incluyendo a las Nubes Mayor y Menor de Magallanes.

Hubble reconoció dos tipos de galaxias irregulares, Irr I e Irr II. Irr I es el tipo más común de galaxias irregulares.
Este tipo parece ser una extensión de las galaxias espirales, más allá de Sc, en galaxias con estructura espiral no
discernible. Las galaxias Irr I son azules, muy dispersas, y con poco o ningún núcleo. Las galaxias Irr II son raras.
Este tipo incluye varios tipos de galaxias caóticas que parecen haberse formado de muchas formas diferentes.

Cuásares Imagen tomada por el SDSS de un cuásar
con desplazamiento hacia el rojo de 5.8
Los cuásares fueron descubiertos a principios de 1960 cuando
radioastrónomos identificaron una estrella pequeña designada 3C 48
que emitía poderosas ondas de radio. Cuando obtuvieron el espectro de
la estrella, encontraron algo completamente inesperado: el espectro era
plano con varias, inesperadas y totalmente inexplicables, líneas de
emisión. El objeto permaneció en el misterio hasta que un otro similar,
pero más brillante, 3C 273, fue descubierto, en 1963. Los astrónomos
se dieron cuenta que 3C 273 tenía un espectro normal con las mismas
líneas de emisión que las observadas en radiogalaxias, pero el espectro
había sido fuertemente desplazado hacia el rojo (esto es, las líneas
espectrales fueron encontradas en longitudes de ondas mayores que las esperadas). Esta observación explicó el
misterio del espectro de 3C 48: era un espectro ordinario de una radiogalaxia, pero estaba tan desplazado hacia el
rojo que las líneas espectrales familiares estaban tan lejos de donde tenían que estar que nadie las reconoció.
Cuando un objeto se aleja de nosotros, sus líneas espectrales son desplazadas hacia el rojo; cuanto más rápido se
mueve, mayor es el desplazamiento hacia el rojo. Si el desplazamiento hacia el rojo de 3C 273 era debido a su
velocidad, entonces, su velocidad debía ser mayor que la velocidad de la luz -lo cual es imposible-. Muchos
objetos parecidos se han descubierto y se conocen como fuentes de radio casi estelares, abreviado como cuásar.

Hoy, sabemos que los cuásares son galaxias con núcleos extremadamente energéticos. La cantidad de radiación
emitida por tales núcleos opaca la luz del resto de la galaxia, de forma que sólo técnicas de observación especiales
pueden revelar la existencia del resto de la galaxia. El núcleo explica por qué los cuásares se parecen a estrellas -
todo lo que podemos ver es el motor central brillante-.

Aunque el núcleo de un cuásar es extremadamente pequeño - sólo del tamaño del Sistema Solar- emite hasta 100
veces más radiación que una galaxia entera. La galaxia subyacente a la imagen brillante de un cuásar es
probablemente bastante normal, excepto por los efectos superficiales a gran escala del cuásar en su centro. Los
cuásares se piensa son accionados por agujeros negros supermasivos, en el centro de las galaxias. La poderosa
radiación que vemos proviene de materia arremolinada alrededor del agujero negro y cayendo hacia él.

El SDSS (e inspecciones del cielo que usan luz visible) pueden encontrar cuásares lejanos con corrimientos al rojo
de 4-6, o un 90% tan viejos como el mismo universo, porque los cuásares parecen estrellas pero tienen colores
peculiares. Buscando objetos como estrellas débiles y tomando su espectro, el SDSS encuentra miles de cuásares
con desplazamientos hacia el rojo mayores que 4. El cuásar más lejano descubierto hasta ahora, con un
desplazamiento hacia el rojo de 6,28, fue visto por el SDSS en Abril de 2001.

Otros
Cuando se utilizan telescopios potentes, en la mayor parte de las galaxias sólo se detecta la luz
mezclada de todas las estrellas; sin embargo, las más cercanas muestran estrellas individuales. Las
galaxias presentan una gran variedad de formas.

En 1930 Hubble clasificó las galaxias en elípticas, espirales e irregulares, siendo las dos primeras las
más frecuentes.

Galaxias elípticas
Algunas galaxias tienen un perfil globular completo con un núcleo brillante. Estas galaxias, llamadas
elípticas, contienen una gran población de estrellas viejas, normalmente poco gas y polvo, y algunas
estrellas de nueva formación. Las galaxias elípticas tienen gran variedad de tamaños, desde gigantes a
enanas.

Hubble simbolizó las galaxias elípticas con la letra E y las subdividió en ocho clases, desde la E0,
prácticamente esféricas, hasta la E7, usiformes. En las galaxias elípticas la concentración de estrellas va
disminuyendo desde el núcleo, que es pequeño y muy brillante, hacia sus bordes.

Galaxias espirales
Las galaxias espirales son discos achatados que contienen no sólo
algunas estrellas viejas sino también una gran población de estrellas
jóvenes, bastante gas y polvo, y nubes moleculares que son el lugar de
nacimiento de las estrellas. Generalmente, un halo de débiles estrellas
viejas rodea el disco, y suele existir una protuberancia nuclear más
pequeña que emite dos chorros de materia energética en direcciones
opuestas.

Las galaxias espirales se designan con la letra S. Dependiendo del
menor o mayor desarrollo que posea cada brazo, se le asigna una letra a,
b ó c (Sa, Sb, Sc, SBa, SBb,SBc).

Existen otras galaxias intermedias entre elípticas y espirales, llamadas lenticulares o lenticulares
normales, identificadas como SO y clasificadas en los grupos SO1, SO2 y SO3. A su vez, se distinguen
las lenticulares barradas (SBO) que se clasifican en tres grupos, según presenten la barra más o menos
definida y brillante.

Galaxias irregulares
Las galaxias irregulares se simbolizan con la letra I ó IR, aunque suelen ser enanas o poco comunes. Se
engloban en este grupo aquellas galaxias que no tienen estructura y simetría bien definidas. Se
clasifican en irregulares de tipo 1 o magallánico, que contienen gran cantidad de estrellas jóvenes y
materia interestelar, y galaxias irregulares de tipo 2, menos frecuentes y cuyo contenido es dificil de
identificar.

Las galaxias irregulares se sitúan generalmente próximas a galaxias más grandes, y suelen contener
grandes cantidades de estrellas jóvenes, gas y polvo cósmico.

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