Cuando contemplas el cielo nocturno, especialmente en verano, notarás una débil banda de estrellas que se extiende por el centro del cielo. Esa banda es la Vía Láctea, nuestra galaxia natal, que contiene aproximadamente 200 mil millones de estrellas. Sin embargo, la Vía Láctea es sólo una de las innumerables galaxias que componen el universo observable. ¿Cuántas galaxias hay y cuáles son sus características clave?
Una galaxia es un sistema masivo y autogravitante de estrellas, gas (principalmente hidrógeno), polvo y materia oscura que gira alrededor de un centro común. Las galaxias a menudo se describen como “universos islas” porque están en gran medida aisladas unas de otras a escala cósmica.
Las galaxias varían dramáticamente en forma, tamaño y contenido estelar. Se cree que son antiguos y se formaron poco después del Big Bang, pero las vías exactas que produjeron sus diversas morfologías siguen siendo una cuestión central en la astrofísica.
Las observaciones con telescopios modernos revelan que las galaxias están muy espaciadas pero unidas gravitacionalmente en cúmulos, filamentos y vacíos, lo que pone de relieve la estructura a gran escala del cosmos.
Las galaxias activas emiten cantidades prodigiosas de radiación en todo el espectro electromagnético, a menudo impulsadas por la acreción de agujeros negros supermasivos en sus centros. Estos sistemas energéticos son laboratorios cruciales para estudiar la física de altas energías y el crecimiento de los agujeros negros.
Al medir el brillo aparente de una estrella con un fotómetro o CCD y combinarlo con su distancia, los astrónomos calculan su luminosidad:luminosidad =brillo × 12,57 × (distancia)^2 . Por el contrario, si se conoce la luminosidad intrínseca de una estrella, se puede inferir su distancia.
Las estimaciones actuales sugieren que el universo observable contiene hasta 2 billones de galaxias. A principios de la década de 2000, la cifra era de unos 200.000 millones. Un estudio de 2016 que utilizó datos del Hubble de la Universidad de Nottingham revisó el recuento en un factor de diez, y las imágenes de 2022 del Telescopio Espacial James Webb han refinado aún más estos números.
Las galaxias abarcan una amplia gama de tamaños:desde 10 millones hasta 10 billones de estrellas (la Vía Láctea alberga ~200 mil millones). La clasificación de Edwin Hubble de 1936 sigue siendo un marco fundamental:elíptica, espiral e irregular.
Sistemas pequeños y débiles con distribuciones irregulares de gas y polvo, que carecen de una estructura espiral o elíptica definida. Sus diámetros oscilan entre el 1% y el 25% del tamaño de la Vía Láctea.
Las galaxias espirales son las más complejas y comprenden varios componentes distintos. A continuación se muestra una vista simplificada de la estructura de la Vía Láctea.
Cientos de cúmulos de estrellas antiguos y densamente poblados orbitan por encima y por debajo del disco.
Una región extendida y difusa que contiene gas caliente y probablemente materia oscura.
Si bien la masa estelar domina el disco, los estudios de la curva de rotación revelan que la mayor parte de la masa de una galaxia reside en el halo exterior, donde la materia luminosa es escasa.
Los antiguos griegos llamaron a la Vía Láctea "galaxias kakos" (círculo lácteo). La primera vista telescópica de Galileo confirmó que se trataba de un denso campo estelar.
William y Caroline Herschel trazaron distancias estelares, revelando la estructura del disco de la Vía Láctea. Charles Messier catalogó nebulosas, algunas de las cuales luego serían identificadas como galaxias externas.
Las mediciones de Harlow Shapley situaron el centro de la Vía Láctea a 28.000 años luz de la Tierra. Los debates sobre si las nebulosas espirales eran parte de la Vía Láctea o “universos insulares” separados persistieron hasta que las observaciones de EdwinHubble en 1924 utilizando estrellas variables Cefeidas confirmaron su naturaleza extragaláctica.
El Telescopio Espacial James Webb (JWST) proporciona ahora las vistas más nítidas y profundas del universo distante, revelando galaxias con desplazamientos al rojo sin precedentes y refinando los recuentos de población.
La galaxia de Andrómeda (M31) es la galaxia grande más cercana, a ~2,2 millones de años luz de distancia. Las distancias más allá del Grupo Local se expresan en megaparsecs (Mpc), donde 1Mpc ≈ 3,26 millones de años luz. Las galaxias visibles más lejanas se encuentran a unos 10 mil millones de años luz de distancia.
Si bien los mecanismos precisos siguen siendo debatidos, los modelos predominantes postulan que las primeras fluctuaciones de densidad en el gas primordial de hidrógeno y helio condujeron al colapso de las nubes protogalácticas, la formación de estrellas y el desarrollo de discos y halos.
Los encuentros galácticos, aunque raros en las escalas de tiempo humanas, impulsan transformaciones morfológicas. Las fusiones espiral-espiral frecuentemente producen elípticas, mientras que las interacciones desencadenan estallidos estelares, supernovas y el crecimiento de agujeros negros supermasivos.
Las galaxias se agrupan en grupos ricos (>1000 miembros) y supercúmulos (por ejemplo, el supercúmulo de Virgo). El Grupo Local contiene ~50 galaxias, incluidas la Vía Láctea y Andrómeda.
Los estudios a gran escala revelan una red cósmica de filamentos y vacíos, con cúmulos unidos por la gravedad y separados por vastas regiones vacías.
A pesar de estar prácticamente vacío, el medio intergaláctico alberga gas de baja densidad, tanto frío (≈2K) como caliente (millones de grados) enriquecido con elementos pesados. El estudio de este medio ayuda a limitar los modelos cosmológicos y la evolución de las galaxias.
Edwin Hubble descubrió que las galaxias retroceden a velocidades proporcionales a su distancia:V=H×d , donde H (≈70kms⁻¹Mpc⁻¹) es la constante de Hubble. Esta relación lineal sustenta el paradigma del universo en expansión y la teoría del Big Bang.
Los cambios de líneas espectrales revelan movimiento:las líneas desplazadas hacia el azul indican aproximación; Las líneas desplazadas al rojo indican recesión. Este efecto es la piedra angular de la astronomía extragaláctica.
Los núcleos galácticos activos (AGN) emiten radiación intensa de banda ancha, a menudo desde regiones compactas cercanas a agujeros negros supermasivos. Los AGN se clasifican en galaxias Seyfert, radiogalaxias, cuásares y blazares, cada uno de los cuales exhibe firmas espectrales distintas y propiedades dependientes de la orientación.
El motor detrás de los AGN se está acumulando en un agujero negro supermasivo, con gas entrante calentado a millones de Kelvin y lanzado como chorros relativistas.
Normalmente sistemas espirales (~2 % de las espirales) con núcleos que varían rápidamente y altas velocidades centrales (~30 veces las galaxias normales).
En su mayoría elípticas (≈0,01% de las galaxias) que producen potentes chorros de radio perpendiculares al plano de su anfitrión.
AGN distantes y ultraluminosos (≈13.000 conocidos, potencialmente hasta 100.000). Su variabilidad de brillo ocurre en escalas de tiempo de días, lo que indica fuentes de energía compactas.
Galaxias activas cuyos chorros apuntan casi hacia la Tierra; ~1000 catalogados, con rápidos cambios de flujo.
Sistemas que forman>100 estrellas por año, agotando los yacimientos de gas en ~100 millones de años. Estas pueden representar fases de transición hacia los AGN.
Hasta ~2 billones en el universo observable.
Un sistema gravitacionalmente unido de estrellas, gas, polvo y materia oscura que orbitan alrededor de un centro común.
La Vía Láctea.
Desde 10 millones hasta 10 billones; la Vía Láctea contiene ~200 mil millones.
Elíptica, espiral e irregular.
