Archivado en: Cosmología, El Universo y la Tierra, Galaxias, Observación del universo | Etiquetas: masa de una galaxia, masa faltante, Masa oculta, masa real
Existen distintos métodos para calcular la masa total de una galaxia o un cúmulo. Cada uno se basa en la observación del movimiento de las partes (las estrellas en el caso de los cúmulos), pues se supone que este movimiento está regido por las fuerzas gravitatorias de la masa total del objeto considerado. Sin embargo, en todos los casos se comprueba que la masa “observada” (la de las partes visibles) es muy insuficiente para explicar los movimientos medidos, sea la velocidad de rotación de los brazos de una galaxia espiral o la velocidad de desplazamiento de las galaxias en el interior de un cúmulo. Se produjo, por lo tanto, la hipótesis de que la masa real de las galaxias es alrededor de 10 veces superior a la que revela la observación directa, y que esta masa invisible está distribuida de manera homogénea por todo el halo de cada galaxia.
¿Dondé y qué es la masa que falta?
Naturaleza de la masa faltante. Se han planteado muchas hipótesis para explicar el origen de esta masa faltante, para explicar el origen de esta masa faltante, tema que constituye uno de los principales enigmas de la cosmología.
- Podría tratarse de estrellas frías (y por lo tanto invisibles), ya sea porque no tienen masa suficiente para encenderse (enanas marrones) o porque se extinguieron hace mucho tiempo (estrellas supergigantes convertidas en hoyos negros).
- Suponiendo que los neutrinos tienen masa, aunque sea muy débil, podría estar contribuyendo a la masa faltante, debido a su número extremadamente elevado.
- La física de partículas permite suponer la existencia de partículas masivas aún no detectadas porque interactúan de manera muy débil con la materia.
Cada una de estas hipótesis ha generado programas activos de investigación, aunque por el momento ninguno ha producido resultados definitivos. A su vez, existen muchas otras teorías relacionadas con este tema.
Archivado en: Cosmología, El Universo y la Tierra, Galaxias, Observación del universo | Etiquetas: Andrómeda, cúmulos, Distribucion de galaxias, gran muralla, grupo local, M31, M33
Las galaxias rara vez aparecen aisladas y su distribución en el Universo no es uniforme. Muchas se asocian en pares, tríos, grupos de algunas decenas o cúmulos de hasta algunos miles. Estos grupos se mantienen unidos por la gravitación.
Los cúmulos. Ya se conocen varios miles de cúmulos galácticos. Se clasifican en dos categorías principales. Los cúmulos ricos o regulares tienen una concentración central y una simetría esférica, con un predominio de galaxias elípticas o lenticulares. Los cúmulos pobres o irregulares no tienen concentración central ni simetría esférica, y contienen galaxias de todo tipo en proporciones variables. A su vez, los cúmulos se suelen concentrar em supercúmulos de hasta 100 millones de años luz de extensión. Así, se observa en el Universo una estructura jerarqizada en sistemas cada vez más extensos y menos densos, como lo había previsto a principios del siglo XX el sueco C. V. L. Charlier (1862- 1934).
El grupo local. Nuestra galaxia pertenece a un cúmulo de unas 30 galaxias, llamado Grupo local. Tiene una extensión máxima de 7 millones de años luz y una masa total estimada en 650 mil millones de veces la del Sol. Otras galaxias del Grupo local son la galaxia enana de Sagitario, nuestra vecina más cercana, y Dwingeloo 1, casi completamente oculta por la Vía Láctea, ambas descubiertas en 1994, así como la M31 de Andrómeda, una galaxia grande análoga a la nuestra, ubicada a 2,200,000 años luz (es el objeto celeste más lejano perceptible a simple vista). También pertenecen al Grupo local dos pequeñas galaxias irregulares que son satélites de la nuestra: la Nube Mayor de Magallanes (a 170,000 años luz) y la Nube Menor de Magallanes (a 200,000 años luz), visible en el Hemisferio Sur. El Grupo local está formado sobre todo por galaxias enanas. Los dos polos en torno de los cuales se concentran las otras galaxias del cúmulo son, por un lado, M31 de Andrómeda y M33 del Triángulo, y por el otro, nuestra galaxia.
Nuestra verdadera, gran e imaginable casa
Supercúmulos y vacío. En 1953, el astrónomo franco-estadounidense G. de Vaucoulerus estableció que el Grupo local y el conjunto de cúmulos cercanos forman parte de un sistema aplanado más amplio, con un radio de aproximadamente 50 millones de años luz. se llama Supercúmulo local y su centro es el cúmulo Virgo. Las observaciones recientes han demostrado la existencia de otros supercúmulos, entre los cuales hay grandes vacíos. La “Gran Muralla”, descubierta en 1989, es una estructura cósmica gigantesca que mide 500 millones de años luz de largo, 200 millones de años luz de ancho y 15 millones de años luz de espesor. La distribución a gran escala de las galaxias parece indicar que se concentran a lo largo de grandes estructuras filamentarias.
Estructura del Universo. El Universo podría tener una estructura celular parecida a la de espuma de jabón, con las galaxias dispuestas sobre las paredes de “burbujas” gigantescas, cuyo interior estaría prácticamente desprovisto de materia visible. el origen de esta impresionante estructura se remontaría a los primeros instantes despúes del Big Bang.
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Cuando una fuente de radiación (luz visible, radioondas, etc.) se mueve con respecto a un observador, este percibe la radiación en una longitud de onda (o frecuencia, que es lo mismo) distinta de aquella que se emitió. Este fenómeno constituye el efecto Doppler- Fizeau. En astrofísica, la amplitud del corrimiento permite determinar la velocidad de acercamiento o alejamiento del astro observado (estrella, nebulosa, galaxia, etc.).
El efecto Doppler cambia segun el movimiento del astro observado.
Los objetos estelares emiten luz en longitudes de onda determinadas por su composición. Si se alejan de la Tierra, la longitud de onda de la luz observada es superior a la de la luz emitida, y la luz visible se corre hacia el rojo. En cambio, si los astros se acercan, la longitud de onda observada es inferior a la emitida y la luz visible se corre hacia el azul. Debido a la expansión del Universo, todas las galaxias se alejan de la Tierra y la luz que nos llega de sus centros parece corrida hacia el rojo. No obstante, en los casos de las galaxias espirales, uno de sus brazos se aleja con menor velocidad que el centro y, por lo tanto, aparece menos corrido hacia el rojo, mientras que el otro brazo se aleja mas ràpido y presenta un espectro más enrojecido. Al comparar los corrimientos hacia el rojo se puede determinar la velocidad de rotación de cualquier parte de un brazo de una galaxia.
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Algunas galaxias (menos de 5% del total), a diferencia de las galaxias comunes, emiten gran parte de su radiación en regiones no visibles del espectro. Esta radiación muy intensa, sobre todo radioondas y rayos X, moviliza una gran cantidad de energía, relacionada en general con fenómenos violentos en el interior de los núcleos de estas galaxias, por lo cual se les llama galaxias activas o núcleos galácticos activos. Se subdividen en:
- Galaxias de Seyfert (descubiertas en 1943 por el alemán C. K. Seyfert): son galaxias espirales con un núcleo muy luminoso del cual escapan nubes de hidrógeno a gran velocidad. Son fuentes intensas de radiación infrarroja.
- Radiogalaxias: galaxias (en general, elípticas gigantes) que emiten radiación radioeléctrica muy intensa (alrededor de un millon de veces más que una galaxia ordinaria).
A esta familia de objetos celestes pertenecen también los quásares (abreviación de quasi stellar astronomical radiosources), también llamados objetos cuasiestelares, descubiertos en 1960 por el estadounidense A. Sandage.
Quásares, un nuevo tipo de galaxias existentes en el universo.
Los quásares. Se trata de astros que, ópticamente, parecen estrellas, pero pueden ser fuentes intensas de radioondas y su espectro se caracteriza por líneas de emisión fuertemente corridas hacia el rojo. Interpretado como un efecto Doppler- Fizeau relacionado con la expansión del Universo, este fuerte corrimiento hacia el rojo permite considerar los quásares como astros muy lejanos. El récord lo alcanzó en 1989 el quásar PC1158 + 4635, cuyo espectro, corrido 473% hacia el rojo, indica una velocidad de alejamiento cercana a 95% la velocidad de la luz y permite estimar su distancia entre 12 y 16 mil millones de años luz.
Las observaciones recientes, hechas sobre todo por el telescopio espacial Hubble, han demostrado que un quásar representa la parte más luminosa de un núcleo galáctico activo muy lejano que casi siempre se ha logrado distinguir. La etapa de galaxia activa sería en sí misma una etapa primitiva de la evolución de las galaxias y se considera que en su núcleo hay hoyos negros “supermasivos”.
Archivado en: Cosmología, El Universo y la Tierra, Galaxias | Etiquetas: Clasificación de las galaxias, elípticas, espirales, espirales barradas, espirales normales, irregulares, lenticulares, universo
En la clasificación morfológica derivada de la que hizo Edwin Hubble (1926) se distinguen cuatro tipos de galaxias, de acuerdo con su forma: espirales (60%), elípticas (15%), lenticulares (20%) e irregulares (3%). Solo 2% de las galaxias, llamadas particulares, escapan a esta clasificación. En cada categoría hay subdivisiones más finas para caracterizar los tipos morfológicos de las galaxias.
Las galaxias espirales, la mayor parte, tienen un núcleo esférico en el centro de un disco poblado de estrellas y materia interestelar concentradas en los brazos espirales. Se subdividen en espirales normales (S), en las que los brazos parten directamente del núcleo, y espirales barradas (SB), en las que los brazos salen de los extremos de una barra diametral. Además, existen cuatro clases (a, b, c, d), que caracterizan la importancia relativa del núcleo y los brazos, así como el grado de curvatura de los brazos. Nuestra Galaxia es una espiral normal de tipo Sb.
El análisis del contenido de las galaxias muestra que la secuencia de los tipos morfológicos tiene una importancia física relacionada con la proporción de estrellas jóvenes y gas. Las galaxias elípticas tienen muy poco gas y nada de estrellas jóvenes y polvos. Las galaxias espirales Sa tienen pocas estrellas jóvenes y gas, y esta proporción aumenta a medida que se recorre la secuencia hacia las irregulares, que son las más ricas en estrellas jóvenes e hidrógeno interestelar neutro o ionizado.
