Galaxy ( otro griego γᾰλαξίας "Vía Láctea" [1] del griego antiguo γάλα , γάλακτος " leche ") es un sistema gravitacional de estrellas , cúmulos de estrellas , gas y polvo interestelar , materia oscura , planetas . Todos los objetos de la galaxia participan en el movimiento relativo al centro de masa común [2] [3] [4] .
Todas las galaxias (a excepción de la nuestra ) son objetos astronómicos extremadamente distantes . La distancia al más cercano de ellos se mide en megaparsecs , y al más lejano, en unidades de redshift z . La galaxia conocida más distante a partir de 2022 es CEERS-93316 . Sólo cuatro galaxias se pueden ver en el cielo a simple vista : la galaxia de Andrómeda (visible en el hemisferio norte), la Gran y la Pequeña Nube de Magallanes (visibles en el sur, son satélites de nuestra Galaxia) y la galaxia M33 en el hemisferio norte. constelación Triangulum (desde el hemisferio norte, en el cielo sin luz) [5] .
El número total de galaxias en la parte observable del Universo aún no se conoce con exactitud. En la década de 1990, con base en las observaciones del telescopio espacial Hubble , se creía que había alrededor de 100 mil millones de galaxias en total [6] . En 2016, esta estimación se revisó y el número de galaxias se incrementó a dos billones [7] . En 2021, según nuevos datos obtenidos por la nave espacial New Horizons , la estimación del número de galaxias se redujo nuevamente, y ahora es solo de unos cientos de miles de millones [8] .
En el espacio, las galaxias están distribuidas de manera desigual: en un área puedes encontrar todo un grupo de galaxias cercanas , o no puedes encontrar una sola (los llamados vacíos ).
No fue posible obtener una imagen de las galaxias hasta estrellas individuales hasta principios del siglo XX. A principios de la década de 1990, no había más de 30 galaxias en las que se pudieran ver estrellas individuales, y todas formaban parte del Grupo Local . Después del lanzamiento del Telescopio Espacial Hubble y la puesta en marcha de telescopios terrestres de 10 metros, el número de galaxias resueltas ha aumentado drásticamente.
Las galaxias son muy diversas: entre ellas se encuentran las galaxias elípticas esféricas, las galaxias espirales de disco , las galaxias con barra (barra) , lenticulares , enanas , irregulares , etc. Si hablamos de valores numéricos, entonces, por ejemplo, su masa varía de 0,5 ⋅ 10 6 masas solares en galaxias enanas (como Segue 2 ) a 2,5 ⋅ 10 15 masas solares en galaxias supergigantes (como IC 1101 ), a modo de comparación , la masa de nuestra galaxia, la Vía Láctea , es 2⋅10 11 masas solares.
El diámetro de las galaxias es de 5 a 250 kiloparsecs [9] ( 16-800 mil años luz ), a modo de comparación, el diámetro de nuestra galaxia es de unos 30 kiloparsecs (100 mil años luz). La galaxia IC 1101 más grande conocida (a partir de 2021) tiene un diámetro de más de 600 kiloparsecs [10] .
Uno de los problemas no resueltos de la estructura de las galaxias es la materia oscura , que se manifiesta únicamente en la interacción gravitatoria. Puede representar hasta el 90% de la masa total de la galaxia, o puede estar completamente ausente, como en algunas galaxias enanas [11] .
La palabra "galaxia" ( otro griego γαλαξίας ) proviene del nombre griego de nuestra Galaxia ( κύκλος γαλαξίας significa "anillo lechoso" - como una descripción del fenómeno observado en el cielo nocturno) [12] . Cuando los astrónomos sugirieron que varios objetos celestes que se pensaba que eran nebulosas espirales podrían ser enormes colecciones de estrellas, estos objetos se conocieron como "universos islas" o "islas estelares". Pero más tarde, cuando quedó claro que estos objetos son similares a nuestra Galaxia, ambos términos dejaron de usarse y fueron reemplazados por el término "galaxia".
Las características integrales más importantes de las galaxias [9] (se omiten los valores extremos):
Parámetro | Método de medición principal | Intervalo de valor | Valor aproximado para la Vía Láctea |
---|---|---|---|
Diámetro D 25 | Fotometría | 5–50 kpc | 30 kpc |
Escala radial del disco R 0 | Fotometría | 1-7 kpc | 3 kpc |
El espesor del disco estelar. | Fotometría de discos de canto | 0,3-1 kpc | 0,7 kpc |
Luminosidad | Fotometría | 10 7 —10 11 L ☉ | 5⋅10 10L ☉ _ |
Peso M 25 dentro de D 25 | Medición de las velocidades de gas y/o estrellas mediante el efecto Doppler | 10 7 —10 12 H ☉ | 2⋅10 11M ☉ _ |
Masa relativa de gas M gas /M 25 dentro de D 25 | Medida de las intensidades de las líneas de hidrógeno neutro y molecular | 0.1-30% | 2% |
Velocidad de rotación V de las regiones exteriores de las galaxias | Medición de las velocidades de gas y/o estrellas mediante el efecto Doppler | 50—300 km/s | 220 km/s (para la vecindad del Sol) |
Período de rotación de las regiones exteriores de las galaxias | Medición de las velocidades de gas y/o estrellas mediante el efecto Doppler | 10 8 —10 9 años | 2⋅10 8 años (para la vecindad del Sol) |
Masa del agujero negro central | Medición de velocidades de estrellas y gas cerca del núcleo; dependencia empírica de la dispersión central de las estrellas | 3⋅10 5 —3⋅10 9 METRO ☉ | 4⋅106M ☉ _ _ |
La distancia del observador a la galaxia como característica física no está incluida en ningún proceso que ocurra con la galaxia. La necesidad de información sobre la distancia a la galaxia surge cuando: se identifican eventos poco estudiados, por ejemplo, estallidos de rayos gamma ; estudiar el Universo en su conjunto, estudiar la evolución de las propias galaxias, determinar la masa de las galaxias y sus tamaños, etc.
Todos los métodos más o menos independientes del modelo para determinar la distancia a una galaxia se pueden dividir en dos tipos: medición por un objeto dentro de la galaxia, cuya distancia difiere en una cantidad insignificantemente pequeña de la distancia a la galaxia misma, y por corrimiento al rojo
El primer método es el método fotométrico, utilizando las llamadas velas estándar , cuya luminosidad se considera conocida. Entonces la distancia se puede calcular usando la siguiente fórmula:
,donde m es la magnitud aparente , M es la magnitud absoluta y R es la distancia en parsecs. En la etapa actual, se utilizan velas estándar [13] :
El segundo método se basa en la ley empírica de Hubble y depende más del modelo elegido que el anterior.
,donde H 0 es la constante de Hubble . Si tomamos el modelo ΛCDM ahora ampliamente difundido (con la misma constante de Hubble), entonces habrá una discrepancia significativa en z~10, lo que nos permite clasificarlo como relativamente independiente del modelo.
También hay una serie de formas fuertemente dependientes del modelo [13] :
Los principales constituyentes observables de las galaxias incluyen [14] :
Las estrellas binarias no se observan en las galaxias vecinas, pero, a juzgar por la vecindad del Sol, debería haber bastantes estrellas múltiples. El medio gas-polvo y las estrellas consisten en átomos , y su totalidad se denomina materia bariónica de la galaxia. La masa no bariónica incluye la masa de la materia oscura y la masa de los agujeros negros [14] .
La velocidad de rotación de una galaxia se refiere a la velocidad de rotación de los diversos componentes de la galaxia alrededor de su centro. Esta velocidad es la velocidad total adquirida en el curso de varios procesos. La velocidad de rotación de una galaxia debe distinguirse de la velocidad circular V c , que se debe únicamente a la fuerza gravitatoria y es igual, por definición, a la velocidad necesaria de un cuerpo que se mueve en un círculo bajo la influencia de la fuerza de atracción. hacia el centro. La velocidad de rotación en el caso general también está determinada por el gradiente de presión radial P del gas interestelar.
Aquí Φ es el potencial gravitacional y ρ g es la densidad del gas.
Para diferentes componentes de la galaxia, la velocidad de rotación se estima de manera diferente. Para gas, por el desplazamiento Doppler de las líneas de emisión. Para las estrellas, por el desplazamiento Doppler de las líneas de absorción de las estrellas. El esquema para obtener la velocidad de rotación es el siguiente.
La velocidad obtenida directamente de las observaciones es la suma de la velocidad de la galaxia como un todo y la velocidad del movimiento interno. Por lo general, la velocidad de la galaxia como un todo (V 0 ) se identifica con la velocidad de la región central. Para galaxias distantes, esta velocidad se debe a la expansión del Hubble del Universo, la velocidad propia es despreciable.
La velocidad que se obtiene después de tener en cuenta la velocidad del movimiento de la galaxia en su conjunto es la velocidad a lo largo de la línea de visión (V r ), y para calcular la velocidad de rotación de la galaxia a una distancia dada, es necesario tener en cuenta los efectos de proyección. Para ello es necesario conocer el ángulo de inclinación del eje de la galaxia respecto a la línea de visión i , así como el ángulo φ entre el eje mayor de la galaxia y la recta que pasa por el centro de la galaxia y el punto observado. Así, para pasar de V r a V φ , se deben conocer cinco parámetros: la velocidad de la galaxia V 0 , los ángulos i y φ , dos coordenadas del centro de la galaxia (relativa a cualquier punto de la imagen).
Si la galaxia parece axisimétrica, el problema se simplifica, ya que los ángulos de orientación y la posición del centro se pueden calcular a partir de la distribución del brillo del disco. Y si la rendija del espectrógrafo se coloca a lo largo de su eje mayor, podemos obtener:
,donde l es la distancia desde el centro de la galaxia a lo largo de la brecha. Sin embargo, la información más completa sobre el movimiento de la galaxia la proporciona el análisis del campo de velocidad, un conjunto de mediciones de velocidades radiales para una gran cantidad de puntos en el disco de la galaxia. La espectroscopia bidimensional se utiliza para obtener el campo de velocidad . Por lo general, se utiliza un receptor multicanal o un interferómetro de Fabry-Perot . Las observaciones de radio del gas en las líneas HI también permiten obtener una imagen bidimensional de la distribución de velocidades en la galaxia [15] .
En marzo de 2018, astrónomos del Centro Internacional para la Investigación de Radioastronomía (ICRAR) descubrieron que todas las galaxias, independientemente de su tamaño o tipo, giran a la misma velocidad y completan una revolución alrededor de su eje en mil millones de años terrestres [16] [17 ] .
Las galaxias no tienen límites claros. Es imposible decir exactamente dónde termina la galaxia y comienza el espacio intergaláctico . Por ejemplo, si una galaxia tiene el mismo tamaño en el rango óptico, entonces el radio de la galaxia determinado a partir de las observaciones de radio del gas interestelar puede resultar diez veces mayor. La masa medida de la galaxia también depende del tamaño. Habitualmente, el tamaño de una galaxia se entiende como el tamaño fotométrico de la isófota de magnitud 25 por segundo de arco cuadrado en el filtro B. La designación estándar para este tamaño es D 25 [18] .
La masa de las galaxias de disco se estima a partir de la curva de rotación dentro de un determinado modelo. La elección del modelo de galaxia óptimo se basa tanto en la forma de la curva de rotación como en ideas generales sobre la estructura de la galaxia. Para estimaciones aproximadas de la masa de las galaxias elípticas, es necesario conocer la dispersión de las velocidades estelares en función de la distancia al centro y la distribución de la densidad radial [19] .
La masa de gas frío en una galaxia está determinada por la intensidad de la línea H I. Si la densidad registrada del flujo de radiación de la galaxia o cualquier parte de ella es igual a F ν , entonces la masa correspondiente es igual a:
,donde D es la distancia en megaparsecs, el flujo se expresa en jans .
Estimar la masa de un gas molecular es muy difícil, ya que el espectro de la molécula de H 2 más común no tiene líneas excitadas en un gas frío. Por lo tanto, los datos iniciales son las intensidades de las líneas espectrales de la molécula de CO ( I CO ). El coeficiente de proporcionalidad entre la intensidad de emisión de CO y su masa depende de la metalicidad del gas. Pero la mayor incertidumbre está asociada a la baja transparencia de la nube, debido a ello, la mayor parte de la luz emitida por las regiones internas es absorbida por la propia nube, por lo que el observador recibe luz únicamente de la superficie de las nubes [ 20] .
El espectro de las galaxias consiste en la radiación de todos sus objetos constituyentes. El espectro de una galaxia promedio tiene dos máximos locales. La principal fuente de radiación son las estrellas, la máxima intensidad de radiación de la mayoría de ellas está en el rango óptico (el primer máximo). Suele haber mucho polvo en una galaxia que absorbe radiación en el rango óptico y la vuelve a irradiar en el infrarrojo . Por lo tanto, el segundo máximo está en la región infrarroja. Si la luminosidad en el rango óptico se toma como unidad, entonces se observa la siguiente relación entre fuentes y tipos de radiación [21] :
Rango | Luminosidad relativa | Principales fuentes de radiación |
---|---|---|
Gama | 10 −4 | Núcleos activos de algunas galaxias; fuentes que emiten ráfagas cortas de radiación (estrellas de neutrones, agujeros negros) |
radiografía | 10 −3 —10 −4 | Discos de acreción de sistemas binarios cercanos; gas caliente; núcleos activos |
Óptico | una | Estrellas de diferentes temperaturas; discos de polvo circunestelares en la región del IR cercano; radiación de emisión de gas en las regiones H II de UV a IR. |
IR lejano | 0.5—2 | Polvo interestelar calentado por la luz de las estrellas; en algunas galaxias, núcleos activos y polvo en discos circunnucleares cubiertos por formación estelar |
Radio | 10 −2 —10 −4 | Radiación de sincrotrón de electrones relativistas del disco galáctico o núcleo galáctico activo; remanentes de supernova, radiación térmica de regiones H II , líneas de radio de emisión de HI y varias moléculas de gas interestelar |
Si toda la masa de las galaxias está encerrada en estrellas, entonces, conociendo la relación masa-luminosidad y asumiendo que no cambia mucho con el radio, se puede estimar la densidad de materia en la galaxia a partir del brillo de la población estelar. Más cerca de su borde, la galaxia se oscurece, lo que significa que la densidad promedio de estrellas cae y, con ella, la velocidad de rotación de las estrellas también debería caer. Sin embargo, las curvas de rotación de las galaxias observadas indican una imagen radicalmente diferente: a partir de algún punto, las tasas de rotación de las estrellas son anómalamente altas para la densidad obtenida a partir de la dependencia masa-luminosidad.
La alta velocidad de las estrellas cerca del borde del disco se puede explicar asumiendo que a grandes distancias del centro de la galaxia, el papel principal lo juega la masa, que se manifiesta exclusivamente a través de la interacción gravitacional . Se puede concluir de forma independiente que hay una masa oculta si la masa total se estima en función de la condición de estabilidad del disco estelar. Las mediciones de las velocidades de los satélites de galaxias masivas sugieren que el tamaño del halo oscuro es varias veces mayor que el diámetro óptico de la galaxia.
Se ha encontrado la presencia de halos oscuros masivos en galaxias de todo tipo, pero en diferentes proporciones con respecto a la materia luminosa [22] .
El núcleo es una región extremadamente pequeña en el centro de una galaxia. Cuando se trata de los núcleos de las galaxias, la mayoría de las veces hablan de núcleos galácticos activos , donde los procesos no pueden explicarse por las propiedades de las estrellas concentradas en ellos.
El disco es una capa relativamente delgada en la que se concentran la mayoría de los objetos de la galaxia. Se subdivide en un disco de gas y polvo y un disco estelar.
El anillo polar es un componente raro. En el caso clásico, una galaxia de anillo polar tiene dos discos que giran en planos perpendiculares. Los centros de estos discos en el caso clásico coinciden. La razón de la formación de anillos polares no está del todo clara [23] .
La componente esferoidal es la distribución esférica de las estrellas.
El bulto es parte interna más brillante del componente esferoidal.
Halo es el componente esferoidal exterior; el límite entre el bulto y el halo es borroso y bastante arbitrario.
La rama espiral (espiral arm) es una compactación de gas interestelar y en su mayoría estrellas jóvenes en forma de espiral. Lo más probable es que sean ondas de densidad causadas por varias razones, pero la cuestión de su origen aún no se ha resuelto definitivamente.
Barra (puente) : parece una formación densa y alargada, que consiste en estrellas y gas interestelar. Según los cálculos, el principal proveedor de gas interestelar al centro de la galaxia. Sin embargo, casi todas las construcciones teóricas se basan en que el espesor del disco es mucho menor que sus dimensiones, es decir, el disco es plano, y casi todos los modelos son modelos bidimensionales simplificados, hay muy pocos cálculos de modelos de discos tridimensionales. Y solo hay un cálculo tridimensional de una galaxia con una barra y gas en la literatura conocida [24] . Según el autor de este cálculo, el gas no entra en el centro de la galaxia, sino que viaja bastante lejos.
Los componentes más importantes son el disco de gas y polvo, el disco estelar y el componente esferoidal. Hay cuatro tipos principales de galaxias [25] :
mi | S0 | S | Ir | |
---|---|---|---|---|
componente esferoidal | toda la galaxia | Hay | Hay | Muy débil |
disco estelar | No o débil | Hay | Componente principal | Componente principal |
Disco de gas y polvo | No | Ninguno o muy escaso | Hay | Hay |
ramas espirales | Ninguno o solo cerca del núcleo | Ninguno o leve | Hay | No |
Núcleos activos | Reunir | Reunir | Reunir | No |
Porcentaje del número total de galaxias | veinte % | veinte % | 55% | 5 % |
En muchos casos, la clasificación de galaxias por subespecies del Hubble, un poco más detallada, resulta muy conveniente. La división de Hubble (o diapasón de Hubble), que cubre todas las galaxias, se basa en su estructura percibida visualmente. Y si describe las elípticas con bastante precisión, entonces la misma galaxia espiral se puede clasificar de diferentes maneras.
En 2003, Michael Drinkwater de la Universidad de Queensland descubrió un nuevo tipo de galaxia clasificada como galaxia enana ultracompacta [26] .
E0: M89
E1: M105
E2: M60
E3: M86
E4: M49
E6: M110
S0: NGC 1316
Sa: NGC 92
Escala: M51
SD: NGC 7793
Ir: NGC 1427A
NGC 4650A es una galaxia de anillo polar.
Las imágenes de galaxias muestran que hay pocas galaxias realmente solitarias (las llamadas galaxias de campo). Alrededor del 95% de las galaxias forman grupos de galaxias [27] . En ellas, como en las galaxias ordinarias, se supone la presencia de materia oscura, que constituye la mayor parte de la masa del grupo, el 10-30 % es gas intergaláctico y alrededor del 1 % es la masa de las propias estrellas [28] .
El cúmulo más pequeño y más extenso del Universo, que incluye varias docenas de galaxias, es un grupo de galaxias . A menudo están dominados por una galaxia elíptica o espiral masiva que, debido a las fuerzas de las mareas , finalmente destruye las galaxias satélite y aumenta su masa, absorbiéndolas . En tales cúmulos, las velocidades de la recesión de las galaxias entre sí, causada por la expansión del Universo por Hubble, son débiles y dominan las velocidades peculiares aleatorias. Del análisis de estas velocidades aleatorias y del teorema virial, se puede obtener una masa de tales grupos [29] . Nuestra Galaxia es una de las galaxias del Grupo Local, dominándola junto con Andrómeda. Más de 40 galaxias están ubicadas en el Grupo Local con un diámetro de aproximadamente 1 megaparsec. El propio Grupo Local forma parte del supercúmulo de Virgo , en el que el papel principal lo juega el cúmulo de Virgo , en el que no está incluida nuestra Galaxia [30] .
Un cúmulo de galaxias es una unión de varios cientos de galaxias, que pueden contener tanto galaxias individuales como grupos de galaxias. Por lo general, cuando se observa a esta escala, se pueden distinguir varias galaxias elípticas supermasivas muy brillantes [31] . Tales galaxias deberían influir directamente en el proceso de formación y formación de la estructura del cúmulo.
Un supercúmulo es el tipo más grande de asociación de galaxias que incluye miles de galaxias [32] . La forma de tales grupos puede variar, desde una cadena como la cadena Markarian , hasta paredes como la gran muralla de Sloane . A gran escala, el Universo parece ser isótropo y homogéneo [33] .
En la escala de los supercúmulos, las galaxias se alinean en filamentos que rodean vastos vacíos enrarecidos ( vacíos ) y forman cúmulos planos (paredes).
Si el valor promedio de la distancia entre galaxias no es más que un orden de magnitud mayor que su diámetro , entonces los efectos de marea de las galaxias se vuelven significativos. Cada componente de la galaxia responde de manera diferente a estas influencias bajo diferentes condiciones. Si la distancia es relativamente grande, pero el tiempo de vuelo de dos galaxias entre sí también es grande, entonces una galaxia más masiva puede atraer el gas caliente intergaláctico que rodea a la galaxia vecina, privándola así de una fuente que repone las reservas internas. de gas interestelar consumido durante la formación estelar [34] .
Si la distancia se reduce aún más, entonces es posible que el componente más masivo, junto con el gas intergaláctico, también atraiga el halo oscuro de la galaxia hacia sí misma, dejándola prácticamente sin materia oscura . Especialmente a menudo esto ocurre con una fuerte diferencia en las masas de las galaxias. Además, si la distancia es pequeña, como lo es el tiempo de interacción, aparecerán ondas de densidad de gas en las galaxias, lo que puede provocar un estallido masivo de formación estelar y la aparición de ramas espirales [34] .
El caso límite de interacción es la fusión de galaxias . Según los conceptos modernos, los halos oscuros de las galaxias se fusionan primero. Entonces las galaxias comienzan a acercarse unas a otras en espiral . Y solo entonces los componentes estelares comienzan a fusionarse, provocando ondas de densidad y estallidos de formación estelar en el gas circundante.
El Telescopio Orbital Hubble en 2006 fotografió galaxias en interacción, dos de las cuales están desgarrando a la tercera, actuando sobre ella con su gravedad (en la constelación del Pez del Sur , alejada de la Tierra a una distancia de 100 millones de años luz ) [35] .
Las colisiones de galaxias son un fenómeno muy común en el Universo. Como resultado del análisis de 21.902 galaxias (un informe de principios de 2009 [36] ), se descubrió que casi todas se encontraron con otras galaxias en el pasado. También confirma la suposición de que hace unos 2 mil millones de años hubo una colisión de la Vía Láctea con otra galaxia [37] .
Los núcleos galácticos tienen signos de actividad si [38] :
Las galaxias con núcleos activos se subdividen en galaxias Seyfert , cuásares , lacertides y radiogalaxias .
Según los conceptos modernos, la actividad de los núcleos galácticos se explica por la presencia de agujeros negros supermasivos en sus núcleos [39] , sobre los cuales se acumula el gas galáctico . Y la diferencia en los tipos de galaxias con núcleos activos se explica por la diferencia en el ángulo de inclinación del plano de la galaxia con respecto al observador [40] .
Dado que las estrellas están situadas muy separadas y la probabilidad de colisión es pequeña, las estrellas, tanto en las galaxias como en los cúmulos, son un medio sin colisiones. Esto es fácil de mostrar [41] . Llamaremos colisión de dos estrellas al caso en que dos estrellas, al acercarse, bajo la influencia de la fuerza de la gravedad, cambian la dirección del movimiento, conservando su energía total. Luego considere este enfoque en relación con el centro de masa de las estrellas. Para simplificar los cálculos, supondremos que las masas de las estrellas son iguales y sus velocidades al comienzo del acercamiento (formalmente a una distancia infinitamente grande) también. Para la primera estimación, esta es una aproximación perfectamente aceptable. Escribamos la ley de conservación de la energía mecánica :
,donde V es la velocidad actual de las estrellas (las velocidades deben ser las mismas debido a consideraciones de simetría ), r es la distancia entre las estrellas, V 0 es la velocidad en el infinito antes de la interacción y G es la constante gravitacional . Supondremos que las estrellas han experimentado una colisión si, en el momento de su acercamiento , la energía cinética se ha duplicado. Entonces, sustituyendo el valor del parámetro de impacto d en la ecuación escrita arriba, obtenemos:
.Entonces, el diámetro de la sección transversal de la colisión de cuerpos y, en consecuencia, el área de la sección transversal de interacción son iguales a:
, .Estimemos el tiempo característico de colisión de estrellas en la vecindad del Sol (n = 3⋅10 −56 cm −3 , y la velocidad relativa es de 20 km/s). Obtenemos:
.El tiempo resultante es tres órdenes de magnitud más largo que el tiempo de vida del Universo. E incluso en los cúmulos estelares, donde la concentración de estrellas es tres órdenes de magnitud mayor, la situación no mejora. Tenga en cuenta que se podría haber hecho un cálculo más preciso, teniendo en cuenta la ley de conservación del momento , etc., pero los resultados habrían sido similares [41] . De la naturaleza de no colisión del medio, surge una conclusión sobre el no equilibrio del sistema y la distribución de velocidades aleatorias de las estrellas de una manera no maxwelliana . El tiempo característico de su establecimiento debe ser mucho más largo que el camino libre medio de la estrella. Sin embargo, en realidad, todo resultó ser mucho más complicado.
Las mediciones mostraron que las estrellas, a excepción de las más jóvenes, son un sistema parcialmente "relajado": la distribución de velocidades aleatorias de las estrellas es maxwelliana, pero con diferentes dispersiones a lo largo de diferentes ejes. Además, en el mismo volumen de espacio, hay un aumento sistemático, aunque más lento, en las velocidades aleatorias de las estrellas viejas. Por lo tanto, se puede argumentar que el disco estelar se calienta con el tiempo [42] .
Este problema no ha sido finalmente resuelto, al parecer, las colisiones siguen jugando un papel decisivo, pero no con estrellas, sino con nubes de gas masivas [43] .
Al pasar cerca de un cuerpo masivo, un rayo de luz se desvía. Así, un cuerpo masivo es capaz de recoger un haz de luz paralelo en algún foco , formando una imagen. Además, el brillo de la fuente aumenta debido a un cambio en su tamaño angular [44] .
En 1937, Fritz Zwicky predijo la posibilidad de lentes gravitacionales para las galaxias. Y aunque todavía no se ha construido un modelo generalmente aceptado de este fenómeno para las galaxias, este efecto ya está cobrando importancia desde el punto de vista de la astronomía observacional. Se utiliza para:
Actualmente, la base de datos de objetos extragalácticos (NED) de NASA/IPAC [46] contiene más de 700 galaxias y cuásares con lentes.
Determinación de distancias por lentes gravitacionalesComo se mencionó anteriormente, la lente gravitatoria construye varias imágenes a la vez, el tiempo de retraso entre imágenes en primera aproximación es , donde d es la distancia entre las imágenes y c es la velocidad de la luz.
Conociendo la distancia angular entre imágenes y aplicando las leyes de la geometría, se puede calcular la distancia a la lente. Sin embargo, la desventaja de este método es que el potencial gravitatorio de la lente y su estructura se desconocen a priori. El error asociado puede ser significativo para mediciones precisas [47] .
Búsqueda de materia oscura en cúmulos de galaxiasObservando la dispersión de las velocidades de las galaxias en los cúmulos, F. Zwicky , junto con S. Smith, descubrieron que la masa obtenida del teorema del virial es mucho mayor que la masa total de las galaxias [48] . Se ha sugerido que dentro de los cúmulos de galaxias, así como en la propia galaxia, existe algún tipo de masa oculta que se manifiesta únicamente de forma gravitacional.
Esto se puede refutar o confirmar conociendo el potencial gravitatorio en cada punto y basándonos en la ley de gravitación universal de Newton . El potencial gravitacional se puede encontrar examinando el efecto de la lente gravitacional. Sobre la base de los datos obtenidos, los científicos llegaron a dos conclusiones. Por un lado, se confirmó la presencia de materia oscura. Por otro lado, se descubrió un comportamiento inusual del gas y la materia oscura. Anteriormente, se creía que en todos los procesos, la materia oscura debería arrastrar gas consigo (esta suposición formó la base de la teoría de la evolución jerárquica de las galaxias). Sin embargo, en MACS J0025.4-1222 , que es una colisión de dos cúmulos masivos de galaxias, el comportamiento del gas y la materia oscura es diametralmente opuesto [49] .
Búsqueda de galaxias lejanasLa búsqueda de galaxias distantes está asociada con los siguientes problemas:
La amplificación múltiple del haz de luz causada por la lente gravitatoria ayuda a resolver ambos problemas, permitiendo la observación de galaxias en z > 7. Con base en estas ideas teóricas, un grupo de astrónomos realizó observaciones que dieron como resultado una lista de objetos candidatos para ultra -galaxias distantes [50] .
Las galaxias distantes se observan utilizando los telescopios Hubble y Spitzer [51] .
La formación estelar es un proceso a gran escala en una galaxia en el que las estrellas comienzan a formarse en masa a partir del gas interestelar [52] . Los brazos espirales, la estructura general de la galaxia, la población estelar, la luminosidad y composición química del medio interestelar son el resultado de este proceso. El tamaño de la región cubierta por la formación de estrellas, por regla general, no supera las 100 pc. Sin embargo, existen complejos con un estallido de formación estelar , llamados superasociaciones, comparables en tamaño a una galaxia irregular.
En nuestra galaxia y en varias cercanas, es posible la observación directa del proceso. En este caso, los signos de formación estelar en curso son [53] :
A medida que aumenta la distancia, el tamaño angular aparente del objeto también disminuye y, a partir de cierto momento, no es posible ver objetos individuales dentro de la galaxia. Entonces los criterios para la formación de estrellas en galaxias distantes son [52] :
En general, el proceso de formación de estrellas se puede dividir en varias etapas: la formación de grandes complejos de gas (con una masa de 10 7 M ☉ ), la aparición de nubes moleculares unidas gravitacionalmente en ellos, la compresión gravitatoria de sus partes más densas antes la formación de estrellas, el calentamiento de gas por la radiación de estrellas jóvenes y los estallidos de nuevas y supernovas, escape de gas.
Muy a menudo, se pueden encontrar regiones de formación de estrellas [53] :
La formación de estrellas es un proceso de autorregulación: después de la formación de estrellas masivas y de su corta vida, se produce una serie de poderosas erupciones que condensan y calientan el gas. Por un lado, la compactación acelera la compresión de nubes relativamente densas dentro del complejo, pero por otro lado, el gas calentado comienza a abandonar la región de formación estelar, y cuanto más se calienta, más rápido lo hace.
La evolución de una galaxia es el cambio en sus características integrales a lo largo del tiempo: espectro, color , composición química, campo de velocidad. No es fácil describir la vida de una galaxia: la evolución de una galaxia está influenciada no solo por la evolución de sus partes individuales, sino también por su entorno externo. Brevemente, los procesos que afectan la evolución de la galaxia pueden ser representados por el siguiente esquema [54] :
En el centro están los procesos asociados con objetos individuales dentro de la galaxia. Los procesos, cuya escala es comparable a la escala de una galaxia, se dividen en externos e internos, por un lado, y rápidos (cuyo tiempo característico es comparable al tiempo de compresión libre) y lentos (más a menudo asociados con la circulación de estrellas alrededor del centro de la galaxia), por el otro.
Una pequeña fusión de galaxias difiere de una grande en que las galaxias de igual masa participan en una grande, y en una pequeña una galaxia supera significativamente a la segunda.
Todavía no existe una teoría unificada sobre cómo todos estos procesos son consistentes entre sí, pero una futura teoría de la formación y evolución de las galaxias debería explicar las siguientes observaciones:
Nuestra galaxia, la Vía Láctea, también llamada simplemente la Galaxia , es una gran galaxia espiral barrada de unos 30 kiloparsecs (o 100 000 años luz) de diámetro y 1000 años luz de espesor (hasta 3000 en la región de la protuberancia ) [56] . El sol y el sistema solar están dentro de un disco galáctico lleno de polvo que absorbe la luz. Por tanto, en el cielo vemos una banda de estrellas, pero deshilachadas, parecidas a coágulos de leche. Debido a la absorción de la luz, la Vía Láctea como galaxia no ha sido completamente estudiada: la curva de rotación no ha sido construida, el tipo morfológico no ha sido dilucidado completamente, el número de espirales es desconocido, etc. La galaxia contiene alrededor de 3 ⋅10 11 estrellas [57] , y su masa total es de aproximadamente 3⋅10 12 masas solares.
Un papel importante en el estudio de la Vía Láctea lo desempeñan los estudios de cúmulos de estrellas, objetos relativamente pequeños unidos gravitacionalmente que contienen cientos o cientos de miles de estrellas. Su enlace gravitacional probablemente se deba a la unidad de origen. Por tanto, en base a la teoría de la evolución estelar y conociendo la ubicación de las estrellas del cúmulo en el diagrama de Hertzsprung-Russell , es posible calcular la edad del cúmulo. Los cúmulos se dividen en abiertos y globulares .
Debido a su pequeño tamaño (en relación con las escalas cosmológicas), los cúmulos de estrellas se pueden observar directamente solo en la Galaxia y sus vecinos más cercanos.
Otro tipo de objetos que solo se pueden observar en las proximidades del Sol son las estrellas binarias. La importancia de las estrellas binarias para el estudio de varios procesos que ocurren en la galaxia se explica por el hecho de que gracias a ellas es posible determinar la masa de una estrella, es en ellas donde se pueden estudiar los procesos de acreción. Las supernovas nova y tipo Ia también son el resultado de la interacción de estrellas en sistemas binarios cercanos.
En 1610, Galileo Galilei descubrió con un telescopio que la Vía Láctea está formada por una gran cantidad de estrellas débiles. En un tratado de 1755 basado en el trabajo de Thomas Wright , Immanuel Kant teorizó que la galaxia podría ser un cuerpo giratorio formado por una gran cantidad de estrellas unidas por fuerzas gravitatorias similares a las del sistema solar, pero a mayor escala. Desde un punto de observación dentro de la Galaxia (en particular, en nuestro sistema solar), el disco resultante será visible en el cielo nocturno como una banda brillante. Kant también sugirió que algunas de las nebulosas visibles en el cielo nocturno pueden ser galaxias separadas.
A fines del siglo XVIII, Charles Messier compiló un catálogo que contenía 109 nebulosas brillantes. Desde la publicación del catálogo hasta 1924, continuó el debate sobre la naturaleza de estas nebulosas.
William Herschel sugirió que las nebulosas podrían ser sistemas estelares distantes similares a los de la Vía Láctea. En 1785, trató de determinar la forma y el tamaño de la Vía Láctea y la posición del Sol en ella, utilizando el método de las "cucharadas", contando estrellas en diferentes direcciones. En 1795, mientras observaba la nebulosa planetaria NGC 1514 , vio claramente en su centro una única estrella rodeada de materia nebulosa. Por lo tanto, la existencia de nebulosas genuinas estaba fuera de toda duda, y no había necesidad de pensar que todos los parches nebulosos eran sistemas estelares distantes [58] .
En el siglo XIX, se pensaba que las nebulosas que no se podían descomponer en estrellas formaban sistemas planetarios. Y NGC 1514 fue un ejemplo de una etapa tardía de la evolución, donde la estrella central ya se había condensado a partir de la nebulosa primaria [58] .
A mediados del siglo XIX, John Herschel , hijo de William Herschel, había descubierto otros 5.000 objetos nebulosos. La distribución construida sobre su base se ha convertido en el principal argumento contra la suposición de que son "universos islas" distantes como nuestro sistema de la Vía Láctea. Se descubrió que existe una "zona de evasión", una región en la que no hay o casi no hay tales nebulosas. Esta zona estaba ubicada cerca del plano de la Vía Láctea y se interpretó como una conexión entre las nebulosas y el sistema de la Vía Láctea. Aún se desconocía la absorción de la luz, que es más fuerte en el plano de la Galaxia [58] .
Después de construir su telescopio en 1845, Lord Ross pudo distinguir entre nebulosas elípticas y espirales. En algunas de estas nebulosas, pudo identificar fuentes individuales de luz.
La rotación de la Galaxia alrededor del núcleo fue predicha por Marian Kovalsky [59] , quien en 1860 publicó un artículo con su justificación matemática en las Notas Científicas de la Universidad de Kazan, la publicación también fue traducida al francés [60] .
En 1865, William Huggins obtuvo por primera vez el espectro de las nebulosas. La naturaleza de las líneas de emisión de la Nebulosa de Orión indicaba claramente su composición gaseosa, pero el espectro de la Nebulosa de Andrómeda (M31 según el catálogo de Messier) era continuo, como el de las estrellas. Huggins concluyó que este tipo de espectro de M31 es causado por la alta densidad y opacidad de su gas constituyente.
En 1890, Agnes Mary Clerke , en un libro sobre el desarrollo de la astronomía en el siglo XIX, escribió: “La cuestión de si las nebulosas son galaxias exteriores apenas merece discusión ahora. El progreso de la investigación la ha respondido. Se puede decir con certeza que ningún pensador competente, frente a los hechos existentes, argumentará que al menos una nebulosa puede ser un sistema estelar comparable en tamaño a la Vía Láctea” [58] .
A principios del siglo XX, Vesto Slifer explicó el espectro de la nebulosa de Andrómeda como un reflejo de la luz de la estrella central (que tomó como el núcleo de la galaxia). Esta conclusión se hizo sobre la base de fotografías tomadas por James Keeler en un reflector de 36 pulgadas. Se han descubierto 120.000 nebulosas tenues . El espectro, cuando estaba disponible, era reflexivo. Como ahora se sabe, estos eran los espectros de nebulosas reflectantes (en su mayoría polvorientas) alrededor de las estrellas de las Pléyades .
En 1910, George Ritchie , utilizando el telescopio de 60 pulgadas del Observatorio Mount Wilson , tomó fotografías que mostraban que las ramas espirales de grandes nebulosas estaban cubiertas de objetos con forma de estrella, pero las imágenes de muchos de ellos eran borrosas, nebulosas. Estas podrían ser nebulosas compactas, cúmulos de estrellas y varias imágenes combinadas de estrellas.
En 1912-1913, se descubrió la dependencia "período - luminosidad" de las Cefeidas .
En 1918, Ernst Epic [61] determinó la distancia a la Nebulosa de Andrómeda y descubrió que no podía ser parte de la Vía Láctea. Aunque el valor que obtuvo fue 0,6 del valor actual, quedó claro que la Vía Láctea no es el universo entero.
En 1920, tuvo lugar el " Gran Debate " entre Harlow Shapley y Geber Curtis . La esencia de la disputa era medir la distancia desde las Cefeidas hasta las Nubes de Magallanes y estimar el tamaño de la Vía Láctea. Usando una versión mejorada del método scoop, Curtis dedujo una pequeña galaxia achatada (15 kiloparsec de diámetro) con el Sol cerca del centro. Y también a poca distancia de las Nubes de Magallanes. Shapley, basándose en el cálculo de los cúmulos globulares, dio una imagen completamente diferente: un disco plano con un diámetro de unos 70 kiloparsecs con el Sol lejos del centro. La distancia a las Nubes de Magallanes era del mismo orden. El resultado de la disputa fue la conclusión sobre la necesidad de otra medición independiente.
En 1924, en un telescopio de 100 pulgadas , Edwin Hubble encontró 36 Cefeidas en la nebulosa de Andrómeda y midió las distancias a ella, resultó ser enorme (aunque su estimación fue 3 veces menor que la moderna). Esto confirmó que la Nebulosa de Andrómeda no es parte de la Vía Láctea. La existencia de las galaxias ha sido probada y el "Gran Debate" ha terminado [58] .
La imagen moderna de nuestra Galaxia apareció en 1930 cuando Robert Julius Trumpler midió el efecto de la absorción de la luz estudiando la distribución de cúmulos estelares abiertos que se concentraban en el plano de la Galaxia [62] .
En 1936, Hubble construyó una clasificación de galaxias que todavía está en uso hoy y se llama la secuencia de Hubble [63] .
En 1944, Hendrik Van de Hulst predijo la existencia de una emisión de radio de 21 cm de hidrógeno atómico interestelar, que se descubrió en 1951 . Esta radiación, no absorbida por el polvo, permitió profundizar en el estudio de la Galaxia gracias al desplazamiento Doppler . Estas observaciones llevaron a la creación de un modelo con una barra en el centro de la Galaxia. Posteriormente, el progreso de los radiotelescopios hizo posible rastrear el hidrógeno en otras galaxias. En la década de 1970, quedó claro que la masa aparente total de las galaxias (compuesta por la masa de las estrellas y el gas interestelar) no explica la velocidad de rotación del gas. Esto llevó a la conclusión sobre la existencia de materia oscura [48] .
A fines de la década de 1940 A. A. Kalinyak, V. I. Krasovskii y V. B. Nikonov obtuvieron la primera imagen infrarroja del centro de la galaxia [59] [64] .
Nuevas observaciones realizadas a principios de la década de 1990 con el telescopio espacial Hubble demostraron que la materia oscura de nuestra galaxia no puede estar formada únicamente por estrellas muy débiles y pequeñas. También produjo imágenes del espacio profundo denominadas Hubble Deep Field , Hubble Ultra Deep Field y Hubble Extreme Deep Field , que muestran que hay cientos de miles de millones de galaxias en nuestro universo [6] .
Una imagen del núcleo de una galaxia activa con una resolución angular récord en la historia de la astronomía fue obtenida por el observatorio espacial ruso RadioAstron , que se anunció en 2016. Gracias a una serie de observaciones realizadas con la participación del observatorio y una docena de radiotelescopios terrestres, los científicos lograron obtener una resolución angular récord de 21 microsegundos de arco. El objeto de observación de los astrónomos fue BL Lizards . Es un agujero negro supermasivo en el centro de una galaxia. Está rodeado por un disco de plasma con una temperatura de miles de millones de grados. Los campos magnéticos masivos y las altas temperaturas crean chorros: chorros de gas, cuya longitud es de varios años luz. Las hipótesis y los modelos teóricos han demostrado que, debido a la rotación del agujero negro y el disco de acreción, las líneas del campo magnético deberían crear estructuras en espiral y acelerar el flujo de materia en los chorros. Logramos ver todo esto con la ayuda de imágenes del telescopio orbital Radioastrona [65] .
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