Galaxia espiral

Imagen de la galaxia espiral M81 en la que se puede observar polvo interestelar.

Una galaxia espiral es un tipo de galaxia de la secuencia de Hubble que se caracteriza por las siguientes propiedades físicas:[1]​

Las galaxias espirales deben su nombre de los brazos luminosos con formación estelar dentro del disco que se prolonga —más o menos logarítmicamente— desde el núcleo central. Aunque a veces son difíciles de percibir, estos brazos las distinguen de las galaxias lenticulares que presentan una estructura de disco pero sin brazos espirales. Son las más abundantes del universo, constituyendo el 70 %.

El disco de las galaxias espirales suele estar rodeado por grandes aureolas esferoides de estrellas de Población II, muchas de las cuales se concentran en cúmulos globulares que orbitan alrededor del centro galáctico. Esta aureola es conocida como halo.

La Vía Láctea es espiral, con una clasificación en la secuencia de Hubble Sbc (posiblemente SBbc; ver galaxia espiral barrada).

La galaxia espiral NGC 6744, similar a la Vía Láctea.

Los primeros estudios sobre la formación de los brazos espirales corresponden a Bertil Lindblad. Se dio cuenta de que las estrellas no pueden estar organizadas en forma de espiral de manera permanente. Puesto que la velocidad de rotación del disco galáctico varía con la distancia al centro de la galaxia, un brazo radial rápidamente se vería curvado al rotar la galaxia. El brazo, tras unas pocas rotaciones, incrementaría la curvatura enrollándose cada vez más en la galaxia. Esto no es lo que se observa.

Explicación de los brazos de las galaxias espirales.

La primera teoría admisible fue ideada por C. C. Lin y Frank Shu en 1964. Sugirieron que los brazos espirales son manifestaciones de ondas de densidad espirales. Supusieron que las estrellas se desplazan en órbitas ligeramente elípticas y que la orientación de sus órbitas está correlacionada, esto es, las órbitas elípticas varían su orientación, unas de otras, ligeramente con el incremento de la distancia al centro galáctico, tal como se observa en el diagrama. Estas órbitas están más cercanas en algunas áreas presentando el efecto de parecer brazos. Las estrellas no permanecen siempre en la posición en que las vemos, sino que pasan por los brazos al desplazarse en sus órbitas.

Se han propuesto hipótesis alternativas que implican ondas de formación estelar desplazándose por la galaxia; las estrellas brillantes producidas en la formación estelar mueren rápidamente, dejando regiones más oscuras tras la onda y, por tanto, haciendo esta visible. Las galaxias espirales son colecciones enormes de miles de millones de estrellas, en las que muchas de ellas se agrupan en forma de disco, con un abultamiento esférico central con estrellas en su interior. En el disco existen brazos más luminosos donde se concentran las estrellas más jóvenes y brillantes. Junto con las galaxias irregulares, las galaxias espirales constituyen aproximadamente el 60% de las galaxias del universo actual.[2]​ Se encuentran principalmente en regiones de baja densidad y son raros en los centros de los cúmulos de galaxias.[3]​

Se ha observado que aproximadamente dos tercios de todas las espirales tienen un componente adicional en forma de estructura en forma de barra,[4]​ que se extiende desde la protuberancia central, en cuyos extremos comienzan los brazos espirales. La proporción de espirales con barras en relación con las espirales sin barras probablemente ha cambiado a lo largo de la historia del universo, con sólo un 10% de barras hace unos 8000 millones de años, a aproximadamente una cuarta parte hace 2.500 millones de años. 5 mil millones de años, hasta el presente, donde más de dos tercios de las galaxias en el universo visible (volumen de Hubble) tienen barras.[5]​

La Vía Láctea es una espiral barrada, aunque la barra en sí es difícil de observar desde la posición actual de la Tierra dentro del disco galáctico.[6]​ Las pruebas más convincentes de que las estrellas forman una barra en el Centro Galáctico proceden de varios sondeos recientes, entre ellos el del Telescopio Espacial Spitzer. [7]​

Junto con galaxias irregulares, las galaxias espirales constituyen aproximadamente el 60% de las galaxias del universo actual.[8]​ Se encuentran sobre todo en regiones de baja densidad y son poco frecuentes en los centros de los cúmulos de galaxias. [9]​

  1. ↑ Hubble, E.P. (1936). The realm of the nebulae. Mrs. Hepsa Ely Silliman memorial lectures, 25. New Haven: Yale University Press. ISBN 9780300025002. OCLC 611263346.  Alt URL(pp. 124–151)
  2. ↑ Loveday, J. (February 1996). «The APM Bright Galaxy Catalogue». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 278 (4): 1025-1048. Bibcode:1996MNRAS.278.1025L. arXiv:astro-ph/9603040. doi:10.1093/mnras/278.4.1025. 
  3. ↑ Dressler, A. (March 1980). «Galaxy morphology in rich clusters — Implications for the formation and evolution of galaxies». The Astrophysical Journal 236: 351-365. Bibcode:1980ApJ...236..351D. doi:10.1086/157753. 
  4. ↑ D. Mihalas (1968). Astronomía galáctica. W. H. Freeman. ISBN 978-0-7167-0326-6. 
  5. ↑ «Hubble y el Zoo de Galaxias descubren que las barras y las galaxias bebé no se llevan bien». Science Daily. 16 de enero de 2014. 
  6. ↑ «Ripples in a Galactic Pond». Scientific American. octubre de 2005. Archivado desde el original el 6 de septiembre de 2013. Consultado el 19 de octubre de 2023. 
  7. ↑ R. A. Benjamin; E. Churchwell; B. L. Babler; R. Indebetouw; M. R. Meade; B. A. Whitney; C. Watson; M. G. Wolfire; M. J. Wolff; R. Ignace; T. M. Bania; S. Bracker; D. P. Clemens; L. Chomiuk; M. Cohen; J. M. Dickey; J. M. Jackson; H. A. Kobulnicky; E. P. Mercer; J. S. Mathis; S. R. Stolovy; B. Uzpen (septiembre 2005). «Primeros resultados de GLIMPSE sobre la estructura estelar de la galaxia». The Astrophysical Journal Letters 630 (2): L149-L152. S2CID 14782284. arXiv:astro-ph/0508325. 
  8. ↑ Loveday, J. (febrero 1996). «El catálogo de galaxias brillantes APM». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 278 (4): 1025-1048. Bibcode:.1025L 1996MNRAS.278 .1025L. arXiv:astro-ph/9603040. doi:10.1093/mnras/278.4.1025. 
  9. ↑ Dressler, A. (marzo de 1980). «Morfología de galaxias en cúmulos ricos - Implicaciones para la formación y evolución de galaxias». The Astrophysical Journal 236: 351-365. doi:10.1086/157753.