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CAPITULO 2

CARACTERÍSTICAS EMPÍRICAS DE LASGALAXIAS

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Características empíricas de las galaxias

Clasificación morfológica. Diferentes esquemas

La secuencia de HubbleLos primeros pasos en el estudio de la estructura de las galaxias fue el desarrollo de unos esquemas de

clasificación que pudieran estar relacionados con las propiedades físicas de las galaxias, tales como el

momento angular, el contenido en gas, masa y edad. Edwin Hubble hizo una gran contribución a la

astronomía extragaláctica desarrollando el primer esquema de clasificación, basado en la apariencia visual

(en el azul) de las galaxias. Este esquema, llamado la secuencia de Hubble, ha sido modificado y

expandido por otros astrónomos, como Allan Sandage, Gerard de Vaucouleurs y Sidney van den Bergh.

La secuencia de Hubble distingue varios tipos morfológicos de galaxias, que son las elípticas, dos familias

de espirales y, por último, las irregulares (Figura 8). Las galaxias elípticas tienen una apariencia pareja y

regular. No contienen ni polvo (o contienen muy poco) ni estrellas jóvenes. Se subdividen por su grado de

elipticidad e, que es una medida de su achatamiento. Esta elipticidad se viene dada por e=10(a-b)/a, en

donde a y b son los ejes mayor y menor de la elipse, respectivamente. Una galaxia con aspecto circular

(e=0) se clasifica como E0, y así sucesivamente, hasta las que tienen un aspecto más elíptico (e=7), que

son las E7. Las galaxias espirales, tanto las normales (S) como las barradas (SB), van desde tipos

tempranos (Sa, SBa) hasta tipos tardíos o evolucionados (Sc, SBc). La clasificación de las espirales se

basa en tres criterios: la razón entre las luminosidades del bulbo central y el disco, el aspecto de sus

brazos espirales, y el contraste o grado de resolución de los brazos en estrellas y regiones H II. Los tipos

tempranos tienen brazos muy cerrados y con poco contraste, mientras que el bulbo es grande. Hay unas

galaxias de transición entre las elípticas y las espirales que

se denominan galaxias lenticulares, y que se clasifican

como S0 o SB0. Al principio, se creyó erróneamente que

las galaxias espirales se convertían en lenticulares y

posteriormente en elípticas a medida que se agotaba el gas

en la formación de estrellas y que los brazos espirales se

cerraban.

Las galaxias irregulares se dividen en dos tipos. Las de

tipo I (p.e., las Nubes de Magallanes) carecen de simetría

y de núcleo, y pueden resolverse en estrellas y regiones

H II. Las de tipo II son galaxias difíciles de clasificar, como las resultantes de interacciones, las que

poseen fenómenos violentos de formación estelar o, por ejemplo, galaxias elípticas que tienen una banda

de fuerte absorción por polvo.

Sandage y de Vaucouleurs añadieron algunas modificaciones a este esquema. Introdujeron tipos tardíos

de espirales, Sd y Sm, entre las Sc y las Irr I, subdividieron las espirales en tipos intermedios, como por

ejemplo S0/a, Sap y Scd, e incluyeron información sobre la estructura interna y externa del anillo en las

Figura 1. Clasificación de Hubble.

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Tabla 1. Clasificación T de de Vaucouleurs.

Tipo T Descripción-6 Elíptica compacta-5 Elíptica, elíptica enana E, dE-4 Elíptica E-3 Lenticular L-, S0--2 Lenticular L, S0-1 Lenticular L+, S0+0 S0/a, S0-a1 Sa2 Sab3 Sb4 Sbc5 Sc6 Scd7 Sd8 Sdm9 Sm, Espiral de Magallanes10 Im, Irr I, Irregular de Magallanes, Irregular Enana11 Irregular Compacta, Regiones H II Extragalácticas

espirales. Las galaxias S0 también se han separado en distintas clases en función de la absorción por

polvo en sus discos o, en el caso de las SB0, por la importancia de su barra.

Van den Bergh descubrió que el brillo y apertura de los brazos espirales estaban relacionados con la

luminosidad de la galaxia. Las espirales e irregulares se pueden subdividir en 9 clases distintas en función

de su luminosidad (I, I-II, II,... V), pero hay una elevada dispersión (≈1 mag) y por tanto un considerable

solapamiento en las luminosidades asociadas a cada clase. En su Second Refernce Catalog of Bright

Galaxies, de Vaucouleurs también propuso una clasificación numérica para los tipos morfológicos (tipo

T, Tabla 1)

Otra modificación ha sido la de

van den Bergh, al incluir una

secuencia adicional entre las

galaxias lenticulares y las

espirales normales. Esta

secuencia de espirales,

denominada Anémica, se designa

como Aa, Aba, Ab, etc. Se

caracterizan por tener una

estructura espiral difusa,

generalmente bajo brillo

superficial y déficit de gas en

relación con las espirales

normales de morfología

semejante.

Estructura galácticaPara explicar cuantitativamente la estructura galáctica disponemos de dos características observables: la

distribución de brillo superficial y el campo radial de velocidades. El brillo superficial en un punto

cualquiera de una galaxia es la integral a lo largo de la línea de visión de la luz producida por las estrellas

y el gas caliente. Las medidas del campo radial de velocidades se llevan a cabo por métodos

espectroscópicos (en el óptico o en la línea de hidrógeno neutro a 21 cm en radio), y es la integral a lo

largo de la línea de visión de las velocidades de objetos individuales. El polvo de la galaxia oscurece la

luz de los objetos situados detrás de él. La extinción por polvo es un proceso de dispersión (scattering) y

por tanto está en función de la longitud de onda de la luz observada. Todas las galaxias son ópticamente

delgadas en longitudes de radio, y las elípticas se consideran ópticamente delgadas en todas las

longitudes de onda.

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Figura 2. Las tres leyes para el brillo superficial en galaxias elípticas.También se emplean para la componente de bulbo de las galaxias espirales.La ley de Hubble (trazo continuo) con un radio de escala r0=1 (unidadesarbitrarias), la ley de de Vaucouleurs (trazo de raya y punto) con un radioefectivo re=5 y el modelo de King con un radio de escala rc=1 y un radio demarea rt=80. Los tres ajustes han sido escalados verticalmente paracoincidir aproximadamente en r=5 (log r = 0.7).

Galaxias elípticasLa mayor parte de las galaxias pueden descomponerse en dos componentes principales, el disco y el

bulbo. Las galaxias elípticas constan solamente del bulbo. Se dispone de tres leyes para parametrizar el

brillo superficial de estas galaxias. La primera y también la más sencilla es la de Hubble (Figura 9):

µ(r) = µ0 (1 + r/r0)-2

en donde µ es el brillo superficial a una distancia r, µ0 es el brillo superficial en el centro y r0 el radio de

escala (distancia desde el centro a la que el brillo cae a la mitad del valor en el centro). Para r grandes, el

brillo disminuye como 1/r2. A radios menores que el de escala, el brillo se aplana hasta µ0. Para las

elípticas gigantes, los valores típicos de µo son de 16 mag/as2.

La ley empírica propuesta por de Vaucouleurs, llamada también ley r1/4, describe mejor el brillo

superficial:

µ(r) = µe exp-7.67 [(r/re)1/4 –1]

en donde re es el radio efectivo, que encierra la mitad de la luminosidad integrada de la galaxia, y µe es el

brillo superficial a ese radio, aproximadamente 1/2000 del brillo superficial central.

Una tercera ley semiempírica, propuesta por King a partir de modelos dinámicos para ajustar los perfiles

de brillo en cúmulos globulares, tiene la forma:

µ(r) = µk [(1 + r2/rc2)-1/2 – (1 + rt

2/rc2)-1/2]2

en donde rc es el radio efectivo

(aproximadamente r0 en la

formulación de Hubble), rt es el

radio truncamiento o de marea a

partir del cual el brillo decae

rápidamente, y µk es

aproximadamente el brillo

superficial central. Las galaxias

elípticas aisladas se ajustan

mejor con modelos en los que

rt/rc es del orden de 100 ó 200.

Las galaxias elípticas pequeñas

que se encuentran en el potencial

gravitatorio de galaxias más

masivas (como las elípticas

enanas vecinas a la Vía Láctea)

están deformadas por fuerzas de

marea de estas galaxias y rt/rc es

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aproximadamente 10.

Las galaxias elípticas enanas (dE) tienen luminosidades superficiales bajas. Debido a ello, son difíciles de

identificar sobre el fondo del cielo. Las más cercanas (Ursa Minor, Draco, Scuptor y Fornax), son

satélites de la Vía Láctea y pueden resolverse en estrellas. Aunque su contribución a la luminosidad total

del Grupo Local es mínima, son las más numerosas (una veintena). Como ya se mencionó, estas galaxias

se encuentran deformadas por la acción de fuerzas de marea de sus compañeras más masivas. Si M es la

masa de la galaxia con mayor masa, m la masa de la enana y R la distancia que las separa, el radio de

marea rt viene dado por:

rt = R (m/3M)1/3

En los cúmulos galácticos es frecuente encontrar que la galaxia central más brillante tiene un halo que se

extiende a un radio mayor. Estos objetos fueron clasificados por W. W. Morgan como galaxias cD. Al

contrario que las galaxias elípticas E, cuyos perfiles de brillo muestran el truncamiento característico

descrito por las leyes de de Vaucouleurs y de King a distancias entre 50 y 100 kpc, las galaxias cD tienen

perfiles que decaen a un ritmo r-2 o incluso menor a radios mucho mayores que 100 kpc. Las galaxias D

son un poco menos luminosas y tienen halos menores. Estas galaxias están en el máximo de la

distribución de densidades de galaxias. Sus halos extendidos pueden deberse a procesos dinámicos que

tienen lugar bien sea en la formación o en la evolución posterior de las galaxias en regiones con alta

densidad.

La dinámica interna de los sistemas esferoidales (galaxias E y el bulbo de las espirales) se explica en

términos de un gas de estrellas autogravitante. Estos sistemas están en relajamiento dinámico, esto es, en

equilibrio térmico, con una distribución de Maxwell para las velocidades de las estrellas. Faber y Jackson

(1976) encontraron que la luminosidad L de las galaxias E y la dispersión de velocidades σ de sus

estrellas en la línea de visión estaban relacionadas por:

L ~ σ4

El tiempo de relajación colisional tr para las estrellas es aproximadamente:

tr ~ 2 × 108 (V3/M2ρ) años

donde V es la velocidad media en km s-1, ρ la densidad de estrellas por pársec cúbico y M la masa media

de las estrellas en unidades M~. El tiempo de relajación en las galaxias resulta pues del orden de 1014 a

1018 años, mucho mayor que la edad del Universo (~ 1010 años). Por consiguiente, el tiempo de relajación

no es importante en la evolución dinámica de las galaxias actuales (pero sí lo es en los cúmulos

globulares).

Puesto que la relajación normal no puede haber dado origen al aspecto de las galaxias esferoidales, se ha

propuesto un proceso llamado de relajación violenta. Este proceso fue descrito por Lynden-Bell, para

quien las estrellas sienten al principio el potencial gravitatorio del sistema. Si el potencial fluctúa

rápidamente, como probablemente ocurrió durante el colapso inicial que originó la galaxia, la energía de

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las estrellas individuales no se conserva (sí la del sistema, por supuesto). Los experimentos numéricos

realizados dan como resultado sistemas esferoidales.

Entre 1970 y 1986, la determinación y modelado de la forma de las galaxias elípticas constituyó un serio

problema. La mayoría muestran algún grado de achatamiento. Las primeras investigaciones se basaban en

que este achatamiento era debido a la rotación, como en las galaxias de disco. Sin embargo, Bertola y

otros observadores encontraron que las velocidades de rotación de las galaxias E son demasiado pequeñas

para dar origen a la forma achatada que se observa. Binney, Schwarzchild y otros sugirieron entonces que

las galaxias E podrían tener en realidad una forma de cigarro, incluso de esferoides triaxiales. Los

trabajos más recientes apoyan este modelo triaxial y una distribución de velocidades de las estrellas

anisotrópica, en las que una fracción de las estrellas giran lo suficientemente rápido como para mantener

la forma de la galaxia.

Galaxias S0Por su distribución de brillo superficial, las galaxias lenticulares (S0), al igual que las espirales, pueden

descomponerse en dos componentes, el bulbo y el disco. Los bulbos se han descrito anteriormente. En el

caso de las galaxias S0 y espirales, sin embargo, los bulbos sí muestran rotación, presentando un aspecto

de esferoides oblatos aplastados.

Para la componente de disco, los perfiles de brillo disminuyen de manera exponencial:

µ(r) = µ0 exp(-r/rs)

Los discos son sistemas rotatorios, y se considera que su velocidad a un radio dado es debida al equilibrio

con la fuerza de atracción gravitatoria del material que se encuentra a distancias menores del centro que

ese radio. La Figura 10 muestra una curva de rotación típica en función del radio.

Los discos, aunque son delgados, tienen cierto

espesor. El espesor del disco depende del equilibrio

entre la densidad de masa superficial en el disco

(potencial gravitatorio) y la energía cinética asociada a

la componente vertical de la velocidad del material.

Esta energía, por otro lado, se debe a las condiciones

iniciales de formación del sistema y a las interacciones

posteriores con otras galaxias. Estas interacciones

transfieren energía al material, hinchando el disco. Los

discos de las galaxias S0 están formados por estrellas

viejas, y no exhiben rastros de formación estelar

reciente ni de las regiones de gas o polvo asociadas a

estrellas recién formadas.

Figura 3. Curva de rotación típica de unagalaxia espiral. Como referencia, se ha marcadocomo ~ la velocidad de nuestra galaxia (220 kms-1) a la distancia radial del Sol

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Galaxias espiralesEl disco de las galaxias espirales, al igual que en las S0, tiene rotación diferencial (Figura 10). Sin

embargo, al contrario de lo que ocurre en las galaxias S0, las espirales muestran grandes cantidades de

gas y polvo en los brazos espirales, en donde también se observan rastros de regiones de reciente

formación de estrellas. Las regiones de formación estelar reciente se distinguen por alto brillo superficial,

en contraste con el brillo del propio disco. Aunque los brazos espirales aparecen como resultado de la

rotación del disco, las espirales mismas no giran necesariamente con la misma velocidad que el material.

Para describir la rotación de las galaxias espirales se utilizan las curvas de velocidades de rotación, v(r), o

el ritmo angular de rotación, Ω(r), donde v = r Ω. Oort (1927) fue el primero en conseguir determinar la

velocidad diferencial de rotación local en nuestra galaxia, estudiando para ello el movimiento propio de

estrellas cercanas. Describió la rotación en términos de dos constantes, constantes de Oort, que dan

cuenta del efecto de cizalla local (A) y de la vorticidad (B):

dr

drA

Ω−=2

,( )dr

rd

rB

Ω−=

2

2

1

Los valores de estas constantes son, aproximadamente, A = 15 km s-1 kpc-1 y B = -10 km s-1 kpc-1,

mientras que la distancia del sol al centro de la galaxia es r0 = 10 kpc, y la velocidad de rotación del Sol

es V~ = 250 km s-1. Otras estimaciones más recientes implican distancias y velocidades algo menores

(~8 kpc y ~230 km s-1, respectivamente).

Para estudiar la rotación de las galaxias se emplean observaciones espectroscópicas en el óptico y en

radio. En el óptico, se observa con espectroscopia de rendija larga a diferentes ángulos, mientras que en

radio se realizan observaciones espectroscópicas de la línea de 21 cm del hidrógeno neutro (HI). Las

observaciones en radio se llevan a cabo mediante dos técnicas. La primera consiste en medir la luz

integrada (total) de la línea de 21 cm de la galaxia. La otra técnica consiste en cartografiados

interferométricos de dicha línea. El hidrógeno neutro en las galaxias espirales se encuentra principalmente

fuera de las regiones centrales, con un máximo en la densidad superficial a varios kiloparsecs del centro.

Por su parte, el gas en las regiones centrales se encuentra en su mayor parte en forma molecular (H2), lo

que se deduce a partir de los mapas de distribución del monóxido de carbono (CO). Gracias a los estudios

de Rubin y Roberts, entre otros, se sabe que las curvas de rotación de las espirales crecen rápidamente en

los primeros kiloparsecs a partir del centro, y luego se aplanan y permanecen a una velocidad

prácticamente constante hasta donde es posible obtener medidas. Este resultado es sorprendente, ya que la

luminosidad disminuye rápidamente a distancias grandes del centro. Si la luz fuera un buen indicador de

la masa a estas distancias, la velocidad de rotación debería disminuir en función de 1/R, siguiendo las

leyes de Kepler. Aunque algunas galaxias muestran este comportamiento, la mayoría presentan una curva

de rotación plana, lo que plantea un interrogante sobre la naturaleza de la masa en las regiones externas de

las galaxias (masa oscura).

Fisher y Tully (1976) descubrieron que las luminosidades y las velocidades de rotación están

relacionadas, algo parecido a lo que ocurre en las elípticas con las velocidades aleatorias de las estrellas.

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Esta relación se observa sobre todo en el infrarrojo, en donde la extinción por polvo es menor. La relación

es, aproximadamente,

L = (∆V)4

donde ∆V es la velocidad asociada a la anchura total del perfil de la línea de HI medida al 20% o al 50%

de su altura. Puesto que la distribución de HI tiene su máximo en regiones en donde la curva de rotación

aún no es plana, el perfil de esta línea cae bruscamente, presentando además un pico doble en galaxias

inclinadas respecto a la línea de visión.

La regularidad de la estructura espiral es sorprendente. Si esta estructura estuviera asociada sólo a la

distribución de material, la rotación diferencial la borraría en unas pocas rotaciones. El periodo de

rotación típico en una galaxia espiral es de unos cuantos cientos de millones de años (~1/100 de la edad

del Universo). Para explicar la permanencia de la estructura espiral, Lin y Shu (1964) introdujeron la

teoría de la onda de densidad. Según este modelo, la estructura espiral se debe a la formación estelar

producida por una onda de choque originada mediante una onda de densidad propagándose a través del

disco de la galaxia. La estructura espiral presenta una rotación como de sólido rígido con velocidad

angular Ωp. Las principales características de la onda de densidad es el radio de corrotación, esto es,

donde las velocidades angulares de la estructura espiral y de rotación se igualan, y las resonancias interna

y externa de Lindblad, que se encuentran donde las velocidades angulares de rotación del disco (Ω) y de

los brazos espirales (Ωp) cumplen la relación:

Ωp = Ω ± κ/m

en donde m es el modo de oscilación (número entero desde cero

hasta m para una espiral con m brazos), y κ es la frecuencia

epicíclica (número de epiciclos que las estrellas completan en una

órbita):

κ2 = r-3 d(r4 Ω2)/dr

o bien,

κ = 2Ω/(1 – A/B)1/2

La estructura espiral sólo puede existir entre dos resonancias de

Lindblad. La Figura 11 muestra la estructura de una onda de

densidad. Las galaxias en las que uno de los modos es dominante

se llaman de Gran Diseño (Grand Design), y tienen una estructura

espiral de dos brazos claramente diferenciados. Cuando no hay un

modo dominante, se aprecian más brazos y la galaxia tiene un

aspecto filamentoso.

Figura 4. Patrón típico de onda dedensidad en una espiral de dosbrazos. La línea sólida espiralrepresenta el frente de choque en elgas. Este frente de choque seencuentra inmediatamente despuésde la perturbación del potencialgravitatorio. La circunferenciaexterna (línea a trazos) es el radiode corrotación, en donde la materiadel disco rota con la mismavelocidad que el patrón espiral. Lacircunferencia interna representa laresonancia de Lindblad interna.

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La teoría de la onda de densidad de Chia-chiao Lin explica la relación morfológica encontrada por

Hubble en el sentido de que las galaxias con brazos cerrados presentan un bulbo más prominente con

relación al disco, así como la correlación de van den Bergh entre la clase de luminosidad y el grado de

organización de la estructura espiral. La estructura espiral, en última estancia, es el resultado de la

gravedad y del aumento de la entropía (segunda ley de la termodinámica). La estructura se origina gracias

al transporte de momento angular desde el centro a las afueras, y se mantiene por la autogravedad de un

modo normal de vibración no axisimétrico.

Los brazos espirales sólo contienen una pequeña fracción de masa superior a la del disco, por lo que la

diferencia de masa no explica la importancia de la estructura espiral. Se observa, sin embargo, que en los

brazos se forman estrellas masivas O y B, de donde se deduce que las regiones de formación estelar se

ven favorecidas por la existencia del frente de choque espiral. Fujimoto y Roberts, a sugerencia de

Prendergast, encontraron que el polvo y el gas interestelares tienen velocidades aleatorias mucho menores

que las estrellas típicas del disco. Este hecho refleja que el gas y el polvo responden de forma mucho

menos lineal que las estrellas del disco a una onda espiral de pequeña amplitud (Figura 5). De hecho, el

gas responde tan de forma no lineal que tiende a amontonarse en ondas de choque radiativas (la

compresión del gas favorece la emisión sincrotrón). De esta manera, la gran concentración de gas detrás

del choque permite la formación de estrellas OB en un lapso de 107 años. Las estrellas OB tienen vida

corta, así que no tienen tiempo de quedar rezagadas de la estructura espiral. Las observaciones de galaxias

espirales con cierta inclinación apoyan este modelo. En estas galaxias se observa que el polvo realmente

se mueve más lentamente que el material (Figura 6).

Figura 5. Respuesta de la densidad superficialnormalizada de varios componentes de la Galaxia a lapresencia de una onda espiral de pequeña amplitud. Elsímbolo µ0 se refiere a la densidad superficial promediode una componente vista a lo largo de una circunferenciade la Galaxia, y µ indica la densidad superficial localcorrespondiente, medida a un ángulo azimultal ϕ a lolargo de esta circunferencia. Las líneas muestran lasrespuestas de material con velocidades de dispersión de8, 32 y 128 km/s.

Figura 6. El polvo queda rezagado respecto a laestructura espiral. En galaxias vistas con ciertainclinación, se observa que el polvo se concentra en laparte interna de la estructura espiral. A partir de estehecho, se puede deducir que los brazos en los que seobserva la fina línea de polvo están más alejados denosotros que los brazos sin absorción. Por tanto, esposible conocer la inclinación de la galaxia. Conociendola inclinación, y con medidas de las velocidades radialesde los brazos espirales, se deduce también el sentido derotación de la galaxia, y se observa que los brazos serezagan respecto al disco. Este hecho puede observarseen todas las galaxias suficientemente inclinadas paradeducir el sentido de rotación.

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Se ha propuesto otros modelos de formación estelar que favorecen la concentración de estrellas jóvenes

observada en los brazos espirales. Seiden y Gerola propusieron la formación estelar estocástica (SSF).

Según este modelo, unas regiones de formación estelar inducen formación estelar en regiones vecinas.

Con un ajuste apropiado de los tiempos de escala de rotación y propagación, aparecen estructuras

espirales. Otros modelos implican interacciones de galaxias bien sea para el desarrollo de la estructura

espiral o para favorecer el desarrollo de brotes estelares.

Galaxias irregularesEn la secuencia original de Hubble, las irregulares son las Irr I (galaxias tipo Nubes de Magallanes), que

no desarrollan estructura espiral y en las que abunda un gran número de regiones de formación estelar.

Tabla 2. Galaxias irregulares

Con polvo Formación estelar Interacción de marea

Ejemplos NGC 4433NGC 4753NGC 5363

NGC 1569NGC 4691NGC 5253

NGC 520NGC 3448NGC 5195

Espectro F2-GO A-F A-F

Color (B-V) 0.9-1.2 0.3-0.6 0.7-1.0

Luminosidad radio normal normal fuerte

Emisión difusa normal fuerte a veces fuerte

Regiones H II ausente presente presente

Filamentos Hα ausente presente ausente

Contenido en polvo muy grande grande normal

Las galaxias Irr II han sido catalogadas por Arp, Vorontsov-Velyaminov y Zwicky. Se les asignan

etiquetas para describirlas (compactas: brillo superficial anormalmente alto o decaimiento abrupto del

perfil de luminosidad; posteruptiva: existencia de chorros o filamentos cercanos a la galaxia; interactiva;

desigual “patchy”). La Tabla 2 muestra algunos ejemplos de características de galaxias Irr II.

Un tipo interesante de galaxias irregulares son las galaxias anulares (Figura 14). Parece que su morfología

se debe a la colisión entre dos galaxias, una de ellas espiral rica en gas y que es atravesada (galaxia

blanco) por la otra galaxia (proyectil). La colisión hace desaparecer el núcleo de la espiral, dejando una

onda circular de formación estelar. Estas galaxias tienen casi siempre galaxias compactas compañeras,

que probablemente son las responsables de lo sucedido.

Las Irr I son casi siempre galaxias enanas de baja luminosidad, ricas en H I y poblaciones estelares

jóvenes. La cinemática interna puede mostrar evidencia de estructura irregular o ser de naturaleza caótica.

Son galaxias de poca masa, con velocidades internas de dispersión inferiores a 100 km/s (generalmente

medidas en la línea de 21 cm). Muestran indicaciones de formación estelar según la teoría SSF (ver

galaxias espirales), aunque también hay evidencias de regiones H II alineadas con posibles ondas de

choque, en lo que se asemejaría a un brazo espiral solitario. De hecho, algunas irregulares tienen incluso

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Figura 8. La función de luminosidad diferencialpara galaxias φ(L). Las unidades son galaxias porintervalo de magnitud por megapársec cúbico.

una barra como las espirales barradas (Gran Nube de Magallanes). A estas últimas, el esquema de Hubble

no las reconoce como un subtipo, aunque la clasificación de de Vaucouleurs sí (por ejemplo, IB).

Propiedades integradas de las galaxias

Función de luminosidadLa función de luminosidad o densidad espacial de galaxias, φ(L), es el número de galaxias por unidad de

volumen en un rango determinado de

luminosidades. Esta función se suele calcular a

partir de muestras de galaxias limitadas en magnitud

y con información de las distancias. Excepto para

las galaxias más próximas, las distancias se

determinan a partir de las velocidades radiales y la

ley de Hubble. En el Supercúmulo Local el campo

de velocidades se ve alterado por la gravedad debida

a concentraciones de masa grandes, por lo que se

hace necesario aplicar correcciones adicionales a las

distancias medidas a través de la velocidades de

recesión. La Figura 15 muestra la función de

luminosidad diferencial calculada a partir de una

muestra grande de velocidades galácticas de

recesión. La función de luminosidad es casi plana a magnitudes débiles, y decae exponencialmente en la

cola de magnitudes brillantes. Schechter parametrizó la función de luminosidad como:

Figura 7. Formación de galaxias anulares. La parte superior muestra unasimulación de un choque de galaxias (Alar Toomre, 1978). La galaxia mayor serepresenta por un disco de 2000 partículas. Una galaxia compañera con lamitad de masa sigue una trayectoria parabólica perpendicular al disco de lagalaxia principal, atravesándola. Para parámetros de impacto p pequeños (<2)se forma una estructura anular. La secuencia de izquierda a derecha muestra elresultado a intervalos de tiempo de 600 millones de años. A la derecha, unaimagen de la galaxia Rueda de Carro (A0035), que tuvo una colisión hace 300millones de años, y en donde también se observa la galaxia proyectil (noespiral).

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Figura 9. Distribuciones espectrales de energíapara galaxias. (a) NGC 4486B, una galaxia conpoblación estelar vieja y evolucionada, muestraabsorciones de Ca, Na, Mg,Cn y la banda G demezcla de Fe y Cr. (b) NGC 4670 muestraemisiones fuertes de líneas típicas de galaxias yregiones H II. La emisión marcada Hα es enrealidad Hγ.

φ(L) = φ0 L-1 (L/L*)α exp(-L/L*)

en donde L* es la luminosidad característica en el codo de la distribución, φ0 es una constante de

normalización, y α es la pendiente en el extremo de bajas luminosidades. Para H0 = 100 km s-1 Mpc-1 y

para el rango de magnitudes en banda B del Catálogo de Galaxias y Cúmulos de Galaxias de Zwicky, se

tiene:

LB* ≈ 8.6 × 109 L

~, MB

* ≈ -19.37, φ0 ≈ 0.015 gal Mpc-3, α ≈ -1.25

con MB* la magnitud absoluta característica en la banda B. La función de Schechter tiene la propiedad de

que la densidad de luminosidad integral, utilizada en cosmología, viene dada por:

Lint = φ0 L* Γ(α+2)

en donde Γ es la función gamma incompleta.

Distribuciones espectrales de energíaLos espectros integrados de galaxias normales son el

resultado de la superposición de la luz proveniente de

las poblaciones de estrellas, el ritmo de formación

estelar, el contenido metálico medio y las abundancias

de gas y de polvo. Estas características se relacionan

con la morfología de las galaxias.

La Figura 16a muestra el espectro óptico de una

población estelar vieja y sin gas. Este tipo de población

es típico del bulbo y del disco. La luz está dominada por

estrellas gigantes de tipos espectrales G y K. Las

características espectrales más fuertes son líneas de

absorción de Ca, Fe, Mg y Na, originadas en la

atmósfera fría de las estrellas gigantes. Estos elementos

se encuentran en estados de baja ionización. También se

observan bandas moleculares de CN y MgH, entre otras.

La caída del continuo a longitudes de onda más cortas

que ≈4000Å es típica de galaxias normales con alto

corrimiento al rojo. En las poblaciones de estrellas

viejas del bulbo, la intensidades de las absorciones es

una función dependiente principalmente de la

metalicidad. En las poblaciones en donde la formación

estelar ha sido más recientes (del orden de 109 años o

menos), la mayor parte de las absorciones en el

espectro integrado aparecen más débiles debido a la

contribución al continuo de emisión de estrellas más

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calientes y con líneas más débiles, de clases espectrales A y F. En estas estrellas, las líneas de la serie

Balmer del hidrógeno son más intensas. La Tabla 3 presenta algunas de las líneas de absorción y de

emisión más comunes observadas en los espectros de galaxias.

La Figura 16b muestra el espectro de una galaxia cuya luz está dominada por estrellas muy jóvenes y por

gas caliente. El espectro se asemeja al de una región H II. Se trata de una galaxia irregular que está

sufriendo un brote de formación estelar (star burst). El espectro óptico se ve dominado por líneas de

emisión fuertes de H, He y elementos ligeros tales como N, O y S que se encuentran en el gas

fotoionizado. El continuo de emisión proviene principalmente de estrellas O y B con una pequeña

contribución de procesos libre-libre, dos fotones, así como de los continuos de Paschen y Balmer emitidos

en el gas.

N(M) dM = (M/M~)-α

Tabla 3. Líneas espectrales comunes en galaxias

λ Elemento Comentarios a

Líneas de absorción3810+ CN Banda molecular393368 Ca II K3968.49, 3970.08 Ca II + He H4101.75 Hδ4165+ CN Banda molecular4226.73 Ca I4305.5 Fe + Cr Banda G

4340.48 Hγ4383.55 Fe I4861.34 Hβ F5167.3, 5172.7, 5183.6 Mg I b5208.0 MgH Banda molecular5270.28 Fe I5889.98, 5895,94 Na I D8542.0 Ca II

Líneas de emisión3726.0, 3729.0 [O II]3868.74 [Ne III]3889.05 Hζ3970.07 Hε4101.74 Hδ4340.47 Hγ4363.21 [O III]4861.34 Hβ F4958.91, 5006.84 [O III]5875.65 He I6548.10 [N II]6562.82 Hα C6583.60 [N II]6717.10, 6731.30 [S II]

a Las letras indican la designación original de Fraunhoffer en el espectro solar

Para reproducir las distribuciones espectrales de energía de las galaxias, se emplea el método de síntesis

de Población. Este método consiste en sumar los espectros de estrellas bien observadas, modelos de

27

estrellas y modelos para la emisión del gas fotoionizado. Un parámetro importante en estos estudios es la

función inicial de masas (IMF), que es la distribución diferencial de estrellas en función de sus masas, en

regiones de formación estelar. La aproximación más simple de la IMF es una ley de potencias:

El valor para el índice espectral α en la vecindad solar es ≈2.35 (Salpeter). La IMF real tiene una

pendiente ligeramente más inclinada en el extremo de masas grandes (M > 10 M~), y un poco más plana

en el extremo de masas pequeñas (M < M~). El resultado del método de síntesis de poblaciones a nuestra

galaxia muestra que la mezcla de estrellas es similar a la obtenida para las galaxias espirales más

luminosas, tanto en edad de la galaxia como en metalicidad.

Masa de las galaxiasPara medir las masas de las galaxias se utilizan varias técnicas basadas en los tamaños, movimientos

relativos y la hipótesis de que el sistema en estudio se encuentra ligado gravitatoriamente. En algunas

ocasiones, las masas se calculan a partir de las poblaciones estelares, pero esta técnica es muy imprecisa

debido a la falta de conocimiento en el límite de masas pequeñas de la IMF. Casi siempre se utiliza la

razón masa-luminosidad para las galaxias, en lugar de solamente las masas. Ello se debe, en parte, a que

las masas de las galaxias son tan grandes que no se dispone de unidades adecuadas para indicarlas, por lo

que es más sencillo emplear la relación M/L. Además, la masa y la luminosidad están bien

correlacionadas dentro de una misma clase morfológica, y la relación M/L media es una de las claves en

la determinación de la densidad promedio de materia en el Universo. Para calcular las masas o la relación

M/L de las galaxias, debe especificarse el valor de la constante de Hubble, ya que el valor de la

luminosidad varía como el cuadrado de la distancia. También se indica el sistema de magnitudes

empleado para determinar la luminosidad, ya que distintos sistemas miden luminosidades a diferentes

radios y, además, las galaxias tienen un rango amplio de colores.

Las masas de las galaxias espirales se determinan a partir de sus curvas de rotación. Estas galaxias son

circularmente simétricas, de tal modo que las velocidades radiales aparentes se pueden corregir de

inclinación. De esta manera, la velocidad de las partes más externas sirve para estimar la masa total a

distancias más próximas del centro galáctico. Si la distribución de masas fuese esférica, el problema se

reduciría al caso de una órbita circular de radio R alrededor de una masa puntual M:

12

2mVGmM

R=

en donde m es la masa de la partícula (estrella) y V su velocidad orbital. De la ecuación anterior,

despejando la masa puntual M:

MV R

G= 1

2

2

Dado que la distribución real de materia es aplanada, se debe aplicar una pequeña corrección. Si la

distribución de masa de una galaxia espiral disminuye con el radio al igual que la luz en el óptico, las

curvas de rotación serían keplerianas, con una caída de velocidad V ∝ R-1/2. Sin embargo, las

28

observaciones a 21 cm, que se extienden muy por encima de los diámetros ópticos de las galaxias,

muestran una curva de rotación plana. Este hecho implica que las masas de las espirales aumentan

linealmente con el radio, lo que a su vez significa que la relación M/L en las regiones externas de las

espirales aumenta exponencialmente.

Las masas de las galaxias elípticas se determinan a partir de sus velocidades de dispersión y de medidas

de sus radios característicos (p.e., el radio efectivo). Para un sistema en equilibrio, se tiene por el teorema

del Virial:

W + 2T = 0

donde T es la energía cinética del sistema y W la energía potencial gravitatoria. Para un sistema esférico y

con la hipótesis de que la dispersión de la velocidad radial σ es una medida de las velocidades de las

estrellas respecto a su centro de masas, se tiene:

M GM r dM

r

R

σ 2

0= ∫ ( )

Si la galaxia se puede ajustar bien por la ley de de Vaucouleurs, se tiene que la energía potencial

gravitatoria:

WG

M re

= −0 332

.

Se puede obtener razones M/L más precisas para los núcleos de galaxias elípticas a partir de otros

modelos.

Para galaxias binarias o en interacción, se puede obtener estimaciones de sus masas a partir de cálculos

orbitales. Sin embargo, a diferencia de lo que sucede con las masas obtenidas a partir de las curvas de

rotación, en el caso de galaxias en interacción hay dos incertidumbres muy importantes. La primera se

refiere a la falta de conocimiento sobre la excentricidad de las órbitas (momento angular orbital), y la

segunda a la del ángulo de proyección en el cielo. Estas incertidumbres hacen imposible calcular las

masas individuales del sistema binario.

La ecuación M = (V2R)/(2G) proporciona un límite inferior para la masa, siendo la masa real:

MV R

G ireal =

2

3 22

1

cos cosφ

en donde i es el ángulo entre las galaxias y el plano del cielo, y φ es el ángulo entre la velocidad orbital y

el plano definido por las galaxias y el observador. La determinación correcta de distancias en sistemas de

galaxias en interacción requiere una muestra estadística amplia para promediar las proyecciones, así como

un modelo de los efectos de selección que definen la muestra (p.e., las binarias muy separadas pueden no

estar bien representadas; el efecto de no incluir pares muy separados depende de la distribución de

excentricidades orbitales).

29

Las razones M/L en grupos o cúmulos de galaxias pueden determinarse también a partir de sus

dimensiones y de sus velocidades de dispersión por el teorema del Virial, o una variante llamada método

de proyección de masas. El teorema del Virial para un cúmulo de N galaxias con velocidades V medidas

implica una masa:

MN

G

V

rvir

ii

N

iji j

= ∑∑ <

3

2 1

2π

en donde rij es la separación entre las galaxias i y j-ésima, y Vi es la diferencia de velocidades entre la

galaxia i-ésima y el cúmulo. Por otro lado, el método de proyección de masas da:

Mf

GNV rp

p

i ii

N

=

∑ 2

donde ri es la separación de la galaxia i-ésima del centro de masa. La cantidad fp depende de la

distribución de excentricidades orbitales, y puede variar entre 32/π (órbitas circulares) y 16/π (órbitas

isotrópicas).

La En casi todas las galaxias, la razón M/L obtenida a partir de síntesis de población es muy pequeña, del

orden de la unidad o menor en unidades solares. Esto se debe a que la luz de la galaxia está dominada por

estrellas gigantes viejas, con luminosidades cientos de veces la del Sol y masas menores que la de éste, o

por estrellas jóvenes y calientes aún en la secuencia principal, para las que la relación M/L es aún menor.

La relación M/L obtenida a partir de estudios dinámicos es pues mucho mayor que la obtenida por síntesis

de población, lo que ha dado lugar al problema de la llamada masa oscura (o perdida). Esta masa se sitúa

en los halos galácticos y es la que permite que los grupos y cúmulos galácticos permanezcan ligados

gravitatoriamente. Para dar cuenta de esta masa, se ha especulado con la existencia de distintos objetos

(estrellas rojas enanas de baja luminosidad, agujeros negros) y partículas exóticas (axiones, neutrinos,

etc.).

Tabla 4 muestra las relaciones M/L para distintos tipos de galaxias calculadas a partir de las distintas

técnicas de determinación. Se ha tomado H0 = 100 km s-1 Mpc-1 y el catálogo de magnitudes de Zwicky

usado anteriormente para la función de luminosidad. La Tabla 5 muestra las propiedades de algunas

galaxias.

En casi todas las galaxias, la razón M/L obtenida a partir de síntesis de población es muy pequeña, del

orden de la unidad o menor en unidades solares. Esto se debe a que la luz de la galaxia está dominada por

estrellas gigantes viejas, con luminosidades cientos de veces la del Sol y masas menores que la de éste, o

por estrellas jóvenes y calientes aún en la secuencia principal, para las que la relación M/L es aún menor.

La relación M/L obtenida a partir de estudios dinámicos es pues mucho mayor que la obtenida por síntesis

de población, lo que ha dado lugar al problema de la llamada masa oscura (o perdida). Esta masa se sitúa

en los halos galácticos y es la que permite que los grupos y cúmulos galácticos permanezcan ligados

gravitatoriamente. Para dar cuenta de esta masa, se ha especulado con la existencia de distintos objetos

30

(estrellas rojas enanas de baja luminosidad, agujeros negros) y partículas exóticas (axiones, neutrinos,

etc.).

Tabla 4. Relación masa-luminosidad para galaxias a

Tipo morfológico Método M/L

Espiral Curvas de rotación 12

Elíptica Dispersión de velocidades 20

Todos Binarias 100

Todos Grupos de galaxias 350

Todos Cúmulos de galaxias 400

a En unidades M~/L~.

Tabla 5. Propiedades de algunas galaxias

Nombre Tipo Luminosidad (L~) Masa en gal (M

~) Masa total (M

~) Masa gas/total

NGC 4486 E0 8 × 1010 ≈ 0 4 × 1012 ≈ 0

NGC 205 E5 3 × 108 ≈ 0 1 × 1010 ≈ 0

NGC 224 Sb 7 × 1010 8 × 109 2 × 1011 0.04

NGC 5457 Sc 2 × 1010 9 × 109 2 × 1011 0.06

LMC SBm 3 × 109 5 × 108 1 × 1010 0.10

SMC Im 7 × 108 5 × 108 2 × 109 0.32

Contenido en gasKerr (1953) detectó hidrógeno neutro (H I) en otras galaxias en la línea de 21 cm (1420.40575 MHz).

Esta línea se origina por la emisión espontánea de un fotón en el decaimiento del estado “alto” de

estructura hiperfina (cambio de la dirección del spin del electrón). Esta transición tiene una probabilidad

muy baja (vida de media de 107 años), por lo que el coeficiente de autoabsorción es muy bajo y casi todas

las regiones H I son ópticamente delgadas a su propia radiación. Se ha podido comprobar que casi todas

las galaxias espirales e irregulares contienen una cantidad considerable de gas H I. En las galaxias

espirales, la distribución del H I muestra un mínimo central y un pico en un anillo que cubre los brazos

espirales, decayendo lentamente a mayores distancias del centro, siendo posible detectarlo hasta

distancias de 2 ó 3 radios ópticos. La fracción de masa del H I varía según el tipo morfológico, desde unas

pocas centésimas para galaxias Sa, hasta más del 50% en algunas irregulares. La mayor parte del gas se

encuentra en este estado, con temperaturas entre 100 y 1000 K. Por el contrario, en galaxias elípticas y

lenticulares, no suele detectarse H I (fracción de masa inferior a 0.1%).

Existe una excelente correlación entre el contenido en gas de una galaxia y su ritmo de formación de

estrellas, obtenida a partir de colores integrados o de la intensidad de la emisión de las regiones de

hidrógeno ionizado (H II). El H II se encuentra en regiones nucleares de emisión y en el medio

31

interestelar difuso (DISM), así como en residuos de supernovas. La fotoionización en el DISM es debida

a estrellas jóvenes que, en función de su temperatura superficial y de los procesos de enfriamiento en el

gas (que dependen de su metalicidad), permite alcanzar temperaturas entre 104 y 106 K. Las regiones H II

gigantes son muy importantes en la determinación de la escala del Universo porque se utilizan para medir

las distancias a las galaxias. En nuestra galaxia, el DISM está compuesto por gas y polvo, siendo éste

mucho menos abundante que el gas, pero el principal responsable de la absorción. Gran parte del volumen

(que no de la masa) de la galaxia contiene gas ionizado por el campo de radiación difuso. Dada la baja

densidad del gas, los tiempos de recombinación son muy largos. En primera aproximación, el tiempo de

recombinación puede expresarse como: τ ≈ 105 ne-1, con ne la densidad de electrones por cm-3, y τ en años.

En las regiones en que la abundancia de elementos pesados es escasa, se observan las mayores

temperaturas. El H II del DISM puede observarse también en radio. La emisión en radio es debida a

recombinaciones a niveles muy altos, no observables en el laboratorio debido a las bajísimas densidades

requeridas para la formación de estas líneas. Afortunadamente, el átomo de hidrógeno, por su

simplicidad, es el único para el que se ha obtenido una solución completa en Mecánica Cuántica, así que

su conocimiento teórico es exacto. En las galaxias que presentan algún tipo de actividad nuclear, la

presencia de regiones H II está ligada al resultado de formación estelar reciente o a fotoionización por

energía nuclear no térmica. En estas regiones, la densidad del gas y de los electrones puede alcanzar

valores mucho más elevados que en el DISM.

Las moléculas de H2 son mucho más difíciles de observar. Afortunadamente, su distribución es similar a

la del monóxido de carbono (CO), que se encuentra en nubes moleculares frías en galaxias espirales e

irregulares, con temperaturas del orden de 20 K. Estas regiones están asociadas con formación estelar

reciente, y su rango de masas es muy amplio. En las galaxias espirales, el CO se encuentra con una

distribución similar a la de regiones H II (ya que ambas regiones están asociadas a la formación estelar),

con un pico a una distancia de unos 5 kpc del centro, cayendo después abruptamente. La emisión de CO

se origina por transiciones rotacionales a 1.3 y 2.6 mm. Son líneas permitidas y ópticamente gruesas.

Afortunadamente, estas transiciones tienen un corrimiento considerable en longitudes de onda para

isótopos poco abundantes (13CO y 12C18O) y que son ópticamente delgados.

El gas en las galaxias permite el estudio de las abundancias químicas a partir de líneas de recombinación.

También la temperatura del gas viene determinada por estas líneas, a partir de sus intensidades relativas.

Poblaciones estelaresBaade (1944) fue el primero en resolver las estrellas del centro de la Galaxia de Andrómeda (M31), y de

sus dos compañeras elípticas (M32 y NGC 205). Encontró que las estrellas del centro de M31 y de sus

compañeras eran mucho más débiles que las de los brazos espirales, y que sus colores indicaban la

presencia de estrellas gigantes rojas como las más brillantes, en vez de las gigantes azules que se

encuentran en los brazos. Esto le llevó a proponer que las galaxias espirales, incluida la nuestra, constan

de dos poblaciones distintas tanto en sus propiedades físicas como en su distribución. A las estrellas que

se encuentran en los brazos espirales las llamó Población I. Observó que estas estrellas estaban limitadas

al disco plano de las espirales y sugirió que estaban ausentes del centro de las espirales y en las galaxias

32

elípticas. A las estrellas brillantes rojas de los centros de las espirales y de las elípticas las denominó

Población II. También encontró estas estrellas en los cúmulos globulares de nuestra galaxia. Baade, por

último, sugirió que las estrellas con altas velocidades observadas cerca del Sol eran objetos de la

Población II que atravesaban el disco galáctico.

Tabla 6. Población de la galaxia

Población I Pobl. del disco Población II

Población Iextrema

Población I másvieja

Población IIintermedia

Población II delhalo

Miembros Gas

Estrellas jóvenesasociadas a laestructura espiral

Supergigantes

Cefeidas

Estrellas T TauriCúmulosgalácticos de laclase I deTrumpler

Estrellas A

Estrellas conlíneas intensas

Enanas Me

Estrellas delnúcleo galáctico

Nebulosasplanetarias

Novas

RR Lyrae conperiodos <0.4 d

Estrellas conlíneas débiles

Estrellas con altavelocidad en z(>30 km/s)

Variables delargo periodo(>250 d) y tiposespectrales mástempranos queM5e

Subenana

Cúmulosglobulares

RR Lyrae conperíodos >0.4 d

Altura mediasobre el planogaláctico (pc)

120 160 400 700 2000

Velocidad mediarespecto al planogaláctico

8 10 17 25 75

Razón axial de ladistribuciónesferoidal

100 ? 25? 5 2

Concentración alcentro de ladistribución

Pequeña.Muy grumosa,en brazosespirales

Pequeña.Grumosa, enbrazos espirales

Fuerte?Suave?

FuerteSuave

FuerteSuave

Edad (109 años) 0.1 0.1 - 1.5 1.5 - 5.0 5.0 - 6.0 >6

Masa total (109

M~)

2 5 47 (combinadodisco eintermedia)

16

Como resultado de los trabajos pioneros de Baade en otras galaxias del Grupo Local, otros investigadores

empezaron a aplicar la noción de dos poblaciones estelares a nuestra propia galaxia. Se puede separar

varios componentes de la Vía Láctea en dos poblaciones tanto a partir de diferentes poblaciones

cinemáticas como de modelos dinámicos que relacionan las propiedades orbitales con las distancias z al

plano de la Galaxia para diferentes estrellas. Para muchas de ellas, los datos cinemáticos de velocidades

33

son la primera fuente para su clasificación. La componente de Población I está distribuida exclusivamente

en el plano galáctico, y se considera que a ella pertenecen no sólo las estrellas O y B, sino también las

variables cefeidas, cúmulos abiertos, nebulosas de emisión y regiones con hidrógeno neutro. La

componente de Población II se distribuye en un volumen más esférico e incluye, además de gigantes

rojas, variables RR Lyrae, cúmulos globulares, y estrellas con alta velocidad.

Posteriormente, las diferentes poblaciones en nuestra galaxia se subdividieron en otros grupos. La Tabla 6

resume las propiedades y los miembros de las cinco subdivisiones aceptadas en la Conferencia Vaticana

sobre Poblaciones Estelares (1957). Algunos tipos de estrellas variables fueron subdivididos en subgrupos

de acuerdo con su subtipo de población. Por ejemplo, las variables RR Lyrae de tipo ab, se separaron en

diferentes grupos a partir de su clasificación espectral y sus períodos medios de oscilación. Las de

períodos más largos que 0.4 días se clasificaron como “Población II del halo”, y las de períodos más

cortos que 0.4 días como “Población del disco”. Igualmente, las variables de largo período se

subdividieron en diferentes subgrupos, tales como las de períodos menores que 250 días y de tipo

espectral relativamente temprano (más temprano que M5e), que fueron consideradas como “Población II

intermedia”, y las de períodos mayores que 250 días que fueron consideradas como pertenecientes a la

“Población II más antigua”.

Durante la década de los 50, el desarrollo teórico de la evolución estelar permitió un mejor entendimiento

de las diferencias entre las poblaciones estelares. Los modelos de estrellas evolucionadas pusieron de

manifiesto que las estrellas gigantes y supergigantes son objetos evolucionados que han abandonado

recientemente la secuencia principal después de agotar su combustible nuclear de hidrógeno. La

luminosidad de estas gigantes no depende sólo de su masa inicial, sino también de la composición

química de su atmósfera. Por tanto, las diferencias que se observaban entre estrellas gigantes era una

consecuencia de la química de estos objetos.

También en aquella época se pudo determinar las abundancias de estrellas de las diferentes poblaciones

mediante espectros de alta dispersión obtenidos con grandes telescopios que disponían de focos Coudé. El

análisis de la curva de crecimiento demostró que las dos poblaciones tenían químicas distintas. H.

Lawrence Helfer, George Wallerstein y Jesse L. Greenstein (1959) hallaron que las estrellas gigantes de

los cúmulos globulares tienen abundancias químicas diferentes a las de las estrellas de la Población I. Las

estrellas de la Población II tienen abundancias considerablemente menores de elementos pesados que las

de Población I, por factores que van entre 5 y varios cientos. La abundancia total de elementos pesados,

Z, para estrellas típicas de la Población I es 0.04 (en términos del tanto por ciento para todos los

elementos con pesos atómicos mayores que el del helio), mientras que para los cúmulos globulares en el

halo galáctico, la abundancia típica es <0.003.

Con los avances posteriores registrados en los modelos de evolución estelar, se encontró que la

Población II estaba constituida exclusivamente por estrellas muy viejas. La edad estimada para la

Población II varía, según los modelos y los ajustes de las observaciones de los cúmulos globulares a estos

modelos, entre 109 y 2×1010 años. Sandage y sus colaboradores demostraron que el rango de edades de los

cúmulos globulares es relativamente pequeño y que las características detalladas de los diagramas de

color-magnitud de las ramas de estrellas gigantes están correlacionadas con la edad y pequeñas

34

diferencias en las abundancias químicas. Por el contrario, las estrellas de la Población I tienen un amplio

rango de edades. Las asociaciones estelares en cúmulos galácticos que tienen estrellas azules brillantes en

la secuencia principal tienen edades desde unos pocos millones de años hasta 109 años. En la vecindad

solar, las estrellas muestran una mezcla de edades con un número considerable de estrellas de mayor edad

(109 años). Estudios más detallados, sin embargo, demostraron que las edades de las estrellas en la

vecindad solar y en los cúmulos galácticos son siempre inferiores a las de los cúmulos globulares. Esta es

una indicación de que los objetos de la Población II son más antiguos y se formaron antes que los de la

Población I.

En resumen, la compresión de la división entre las Poblaciones I y II se entiende en términos de tres

parámetros: edad, composición química, y cinemática. Un cuarto parámetro, la distribución espacial, es

en realidad una consecuencia de la cinemática. Las correlaciones entre estos tres parámetros, aunque no

es perfecta, son bastante buena para nuestra galaxia. La Tabla 6 muestra las correlaciones para estrellas en

la galaxia y las combinaciones de los tres parámetros. Actualmente, existen métodos de determinación de

abundancias de metales mucho menos laboriosos que la espectroscopia Coudé de alta dispersión. Por

ejemplo, las estrellas con bajas abundancias muestran un exceso ultravioleta que se pone de manifiesto en

estudios de color (UBV). En un diagrama de tres colores, las estrellas de la Población II se sitúan en una

región distinta a las de Población I.

Para explicar la evolución de las poblaciones estelares en la Vía Láctea se usan diagramas

tridimensionales en los que se representan las edades, abundancias y ritmos de formación estelar (Figura

10). El volumen mostrado en la Figura 10 indica que el ritmo de formación estelar al formarse la Galaxia

era algo mayor que el actual, pero que aún se forman estrellas. Al formarse estrellas, los elementos

pesados se fueron sintetizando en los núcleos de las estrellas y en las Supernovas, por lo que la gráfica

muestra que las estrellas que se están formando actualmente tienen abundancias semejantes a la del Sol.

En cualquier momento τ, hay una dispersión de las abundancias de las estrellas formadas, que depende de

la historia del medio interestelar en esa región.

Figura 10. Historia de la formación estelaren la Vía Láctea. El eje X representa laedad de las estrellas, el eje Y representa elritmo de formación de estrellas (SFR) adiferentes edades de la galaxia, y el eje Zrepresenta la abundancia de elementospesados (en términos de la abundancia deFe en el Sol).

A finales de la década de los 50,

diagramas detallados de

color-magnitud de las Nubes de

Magallanes pusieron en entredicho lo

que se sabía sobre las poblaciones estelares. Arp mostró que las correlaciones entre las propiedades de las

35

poblaciones encontradas en nuestra galaxia no se cumplían en la Nube Pequeña de Magallanes, y propuso

que los cúmulos jóvenes en esta galaxia podrían ser estrellas jóvenes de la Población II: estrellas jóvenes

con bajas abundancias. Arp también encontró que los diagramas color-magnitud de los cúmulos

globulares en la Nube Pequeña presentaban anomalías, y llegó a proponer la existencia de diferencias en

las abundancias entre la Nube Pequeña y la Vía Láctea. Estas conclusiones se basaban en comparaciones

con los modelos evolutivos para estrellas, pero estos modelos no estaban suficientemente desarrollados en

aquella época, por lo que la única explicación que se encontró fue la diferencia de composiciones

químicas entre nuestra galaxia y la Nube Pequeña. Posteriormente, con más medidas de los cúmulos de

estrellas en la Nube Pequeña, se demostró que tales diferencias químicas debían ser en realidad muy

pequeñas. Muchos de los cúmulos de la Nube Pequeña tienen abundancias comparables a las solares,

aunque algunos de ellos sí muestran diferencias reales en los diagramas de color-magnitud.

También se puede observar cúmulos globulares en la Galaxia de Andrómeda. Estos cúmulos también

presentan propiedades distintas a los de la Vía Láctea respecto a las abundancias químicas. Las

observaciones espectrales y de color muestran una amplia dispersión en la abundancia de elementos

pesados en los cúmulos de Andrómeda, y anomalías en la correlación entre posiciones y abundancias

químicas. Como consecuencia, la separación de poblaciones estelares observada en la Vía Láctea no es

necesariamente universal, y puede dependen de los detalles en la historia y evolución específicas de cada

galaxia.

Observaciones en radio

Nubes difusas de hidrógeno neutroLa mayor contribución de la radioastronomía al estudio de la estructura galáctica viene de la

determinación de masas y curvas de rotación obtenidas a partir de las observaciones en la línea de 21 cm

del hidrógeno neutro. En nuestra galaxia, el medio interestelar consiste en nubes con densidades entre 1 y

100 cm-3 y temperaturas entre 10 y 100 K, inmersas en un medio tenue de densidad entre 0.01 y 1 cm-3 y

caliente (103-104 K). La emisión del H I de estas nubes es un trazador de los movimientos a gran escala

del gas.

Para otras galaxias se emplea dos modos distintos de observación. Utilizando un solo radiotelescopio, se

obtienen medidas integradas del disco de las espirales, y la información se reduce a la intensidad y perfil

de la línea. Como se vio anteriormente, la anchura y el perfil de la línea provee información sobre la

estructura de la galaxia. La anchura indica la masa de la galaxia, mientras que el perfil es una medida del

campo de velocidades.

Las observaciones de H I muestran que las partes más externas del disco de las galaxias suelen estar

alabeadas. Estas observaciones se extienden a radios de hasta 40 kpc, mucho más, que las observaciones

ópticas, y muestran que incluso a estas distancias las curvas de rotación galácticas continúan siendo

planas.

36

Emisión no térmicaUna parte muy importante del trabajo desarrollado con radiotelescopios funcionando en el modo llamado

síntesis de apertura (p.e., VLA) es el de obtener imágenes del continuo no térmico en radio (radiación

sincrotrón) de las galaxias. Así se han puesto de manifiesto estructuras como lóbulos conectados a

chorros (jets) relativistas provenientes de la región nuclear de la galaxia. Ejemplos de estos trabajos son

los realizados en M 87 y Cygnus A. Las resoluciones espaciales conseguidas alcanzan los milisegundos

de arco.

El principal resultado aportado por la radioastronomía extragaláctica es el poner de manifiesto la

presencia de una fuente muy activa que proporciona material a los lóbulos en radio, a través del transporte

de partículas y la aceleración de los jets. Actualmente se investiga las estructuras detalladas de los lóbulos

y jets, incluyendo la dinámica de las partículas en estas estructuras y su relación con los campos

magnéticos.

Observaciones infrarrojas

El centro de nuestra galaxiaDado que la profundidad óptica del medio interestelar es pequeña, es posible observar el centro de nuestra

galaxia directamente. En el infrarrojo cercano (NIR), se observa una concentración de estrellas en el

centro galáctico. Se trata de gigantes frías muy evolucionadas. Puesto que las velocidades de las estrellas

en general sólo dependen del campo gravitatorio, la estructura gravitatoria de la región central se pone de

manifiesto con medidas precisas del campo de velocidades.

Las propiedades del centro de nuestra galaxia son similares, aunque menos energéticas, que las de las

galaxias con núcleos activos. La actividad energética en el centro galáctico se pone de manifiesto en las

emisiones en radio, infrarrojo térmico (TIR), infrarrojo lejano (FIR), rayos X y rayos gamma. La

luminosidad bolométrica es relativamente baja (~107 L~), pero su proximidad permite mucha mejor

resolución espacial que para el centro de cualquier otra galaxia. En el TIR, la región del centro galáctico

está dominada por un conjunto filamentoso de fuentes pequeñas. Se trata de filamentos gaseosos calientes

que contienen polvo templado, que se observan también en radio. En el TIR también se observan líneas

de emisión del gas caliente. Estudios espectrales de alta resolución con interferómetros Fabry-Perot

revelan velocidades entre 100 y 200 km/s para el gas. Si estas velocidades son debidas al campo

gravitatorio, en los 2 pc más cercanos al centro debe haber una masa de unos 5 × 106 M~.

En el FIR, se observa una gran nube de material frío de un tamaño proyectado de 2 × 4 pc2 alrededor del

centro galáctico. Esta nube tiene una luminosidad total de 2 × 106 L~. Aparentemente, se trata de un disco

calentado por un objeto muy luminoso central. La densidad del polvo decrece cerca del núcleo.

Núcleos activos de galaxiasSe trata de núcleos cuya fuente de luz no es de origen térmico (estelar). Hay muchos tipos de núcleos que

incluyen el centro de nuestra galaxia, radiogalaxias, galaxias Seyfert, cuasares y objetos BL Lac, entre

otros.

37

Figura 11. Erupción del objeto BL Lac AO 0235+164. El objetosufre rápidas variaciones de gran amplitud a 0.44 µm (B), 1.25 µm(J) y 10 µm (N), en 1975 [Rieke, G. H., Grasdalen, G. L., Kinman,T. D., Hintzen, P., Wills, B. J. Y Wills, D., 1976. Nature 260, 754.]

Podemos distinguir dos grandes grupos de núcleos brillantes

en infrarrojo. Un grupo está dominado por la emisión no

térmica, lo que se pone de manifiesto por la forma del

espectro y rápidas variaciones de brillo. Los objetos más

variables son los BL Lac, con variaciones espectaculares de

brillo en pocos días. Los tamaños de estos objetos son muy

pequeños, del orden de unos pocos días luz. En las

erupciones (outbursts) de estos objetos se emite una

cantidad asombrosa de energía; la erupción de AO 0224+164 en 1975 (Figura 11) liberó el equivalente a

1 M~ en reposo. Procesos similares, aunque menos violentos, operan en cuasares y galaxias Seyfert I.

El otro grupo de núcleos activos muestra ritmos acelerados de formación estelar (starbursts). En algunos

casos puede resolverse la región de formación estelar, como en NGC 253. Presentan emisión TIR del

polvo, flujo radio térmico del gas ionizado por estrellas jóvenes calientes y, en algunos casos, restos de

supernovas. Se ha especulado con que estos objetos son el resultado de interacciones de galaxias.

Formación estelar en otras galaxias y evolución galácticaEl satélite IRAS ha encontrado unas 20 mil galaxias brillantes en el infrarrojo. Los estudios e infrarrojo

de la morfología de las regiones de formación estelar en otras galaxias proporcionan datos de las

estructuras de frentes de choque asociados con estas regiones, de la interacción entre los flujos de alta

energía de las regiones de formación estelar con regiones vecinas de medio interestelar, de la eficiencia y

ritmos de este proceso en función de la posición en una galaxia, y de la forma en que sucede la formación

estelar en galaxias de distintos tipos. Estos estudios son muy importantes porque los ritmos de formación

estelar controlan la evolución química de las galaxias.

Durante la formación de una galaxia, una gran parte de la mas se convierte rápidamente en estrellas frías

de baja masa. Como estas estrellas tienen una vida muy larga, gran parte, sino la mayoría, de las estrellas

tienen una edad similar a la de la galaxia (~1010 años). Resulta evidente que las estrellas más viejas,

incluyendo las luminosas gigantes rojas, emiten la mayor parte de su energía en el NIR. Así, las

observaciones en el NIR trazan la distribución de masa en una galaxia mejor que en cualquier otro rango

espectral.

Como se mencionó anteriormente, se cree que la estructura espiral observada en el óptico en galaxias de

disco proviene de ondas de densidad en los discos, que comprimen el medio interestelar. La compresión

origina la formación estelar sobre las crestas de las ondas. Las observaciones en el NIR, al trazar la

distribución de masa, se emplean para estudiar estas ondas de densidad. Así, las imágenes en el NIR han

revelado que el ritmo de formación estelar es directamente proporcional a la densidad del gas interestelar.

Además, las observaciones en el NIR de la distribución de masas y los procesos de formación estelar

observados en el TIR y FIR pueden combinarse para estudiar la evolución química de las galaxias.

38

Los procesos de formación estelar pueden contribuir a la emisión de altas energías de galaxias peculiares

(p.e., Markarian 171). Estas galaxias sufren una formación estelar acelerada en la que el ritmo de

formación excede ampliamente el de regiones de formación estelar “normales” en nuestra propia galaxia.

Probablemente, estos procesos reflejan una fase transitoria en la evolución de la galaxia, o son el

resultado de interacciones entre galaxias. Se cree que la propagación de un frente de choque, originado

por la interacción, en el medio interestelar puede acelerar expectacularmente el ritmo de formación de

estrellas en la galaxia..

ProtogalaxiasObservando a mayores distancias, vemos objetos cada vez más jóvenes. En principio, es posible observar

la evolución del Universo directamente. La expansión del Universo produce que el corrimiento al rojo (z)

indique las diferentes épocas que observamos:

z + 1 = λ(obs) / λ(emitido) = R(obs) / R(emitido)

en donde los valores de R son medidas del tamaño del universo en las épocas de observación y de emisión

de la luz.

Se cree que el origen de las galaxias se sitúa entre a z+1=5 y 1000. Se observan cuasares a z>4, lo que

impone un límite inferior para la formación de galaxias, mientras que las observaciones del fondo

cósmico de microondas muestran que las galaxias aún no se habían formado a z ≈ 1000.

Se espera que en las fases tempranas de la evolución galáctica, estos sistemas sean muy luminosos, ya que

la primera generación de estrellas debería contener un número elevado de estrellas masivas y luminosas.

Estas estrellas producirían la mayor parte de su energía en el ultravioleta (λ≤0.1 µm). Si las estrellas están

rodeadas de nubes de hidrógeno, la transferencia de la radiación a través del gas degradaría la luz

ultravioleta a fotones Lyman α. Para z>10, estos fotones serían observables en el NIR. Por tanto, esta

región espectral es el lugar apropiado para observar galaxias en la primera fase de formación estelar.

Observaciones ultravioletasLas observaciones ultravioletas (UV) de galaxias revelan principalmente el contenido en gas caliente. Las

variaciones en la distribución de este gas de una galaxia a otra, en comparación con la distribución de

estrellas y materia interestelar más frías, proporcionan información sobre los ritmos de formación estelar

y la historia evolutiva de las galaxias. Además, las observaciones en el UV proporcionan información

sobre el material interestelar que ocasiona la extinción y la reflexión de luz proveniente de las estrellas

más calientes.

Los núcleos activos de galaxias muestran actividad muy energética en sus regiones centrales, que a

menudo supera ampliamente a lo que se puede esperar incluso de las estrellas más masivas. Estos objetos

emiten grandes cantidades de energía en todas las regiones espectrales, incluido el UV. Las emisiones

más energéticas se supone que están más estrechamente relacionadas con la fuente de energía central.

39

Se han obtenido datos fotométricos y espectrofotométricos de galaxias en el UV con los satélites OAO-2

y, con mayor sensibilidad, con el IUE. Actualmente, el HST también puede observar en esta región

espectral. La mayor resolución espacial y sensibilidad de los instrumentos a bordo del HST proporcionan

información más detallada de las estrellas y nebulosas en otras galaxias y núcleos activos.

Fuentes de rayos X extragalácticasAunque se había supuesto la presencia de fuentes extragalácticas emisoras de rayos X, hasta las

observaciones por el satélite UHURU de fuentes individuales en las Nubes de Magallanes, emisión de

rayos X integrada de M31, de cúmulos de galaxias y de núcleos activos, no se había conseguido discernir

fuentes con un origen extragaláctico seguro. Sin embargo, los estudios más detallados tanto en imagen

como espectrales tuvieron que esperar a los satélites HEAO-1 y, en especial, al Observatorio Einstein

(OE).

Galaxias y cúmulos de galaxiasLas observaciones con Einstein de M31 mostraron que muchas fuentes de rayos X de esta galaxia estaban

asociadas con imágenes ópticas de cúmulos globulares, y la región nuclear de esta galaxia se resolvió en

un centenar de fuentes de rayos X. Estas fuentes son, generalmente, estrellas binarias muy cercanas. Su

distribución en M31 es mucho más concentrada en el núcleo galáctico que la de nuestra propia galaxia.

Para galaxias espirales, se ha encontrado una correlación entre la emisión de rayos X y la emisión en

óptico y en radio, lo que hace suponer que la distribución de binarias compactas de rayos X está

relacionada con las distribuciones de mas y de partículas de alta energía (rayos cósmicos) en estas

galaxias. La luminosidad total de las fuentes que pueden resolverse (sin contar el núcleo de la galaxia, que

puede emitir grandes cantidades de energía en rayos X), está típicamente en el rango entre 1039 y 1041

erg/s.

Los halos de las galaxias elípticas, que se supone que son deficientes en gas, son fuentes difusas de

rayos X blandos (Forman y Jones). Esta emisión puede producirse por gas caliente expulsado de estrellas

gigantes evolucionadas. Cuando se calcula la masa necesaria para que este gas permanezca ligado a la

galaxia, se observa que excede ampliamente la masa inferida a partir de las estrellas de la galaxia.

Algunas galaxias elípticas gigantes que se encuentran en los centros de cúmulos de galaxias parecen

acretar gas caliente del cúmulo circundante. Este fenómeno se observa como una emisión de rayos X

blandos proveniente del centro del cúmulo, y se le denomina cooling flow. El gas caliente acaba

colapsando en el objeto compacto situado en el centro de la galaxia y se hace lo suficientemente denso

para permitir un enfriamiento muy rápido. Otros resultados de este proceso son la emisión de líneas

ópticas intensas y emisión en radio.

El gas difuso caliente que rellena los cúmulos de galaxias, y que emite también en rayos X, fue

descubierto con el satélite UHURU. El espectro de esta emisión muestra un origen térmico, con

temperaturas típicas de 3 a 8 keV y luminosidades de hasta 1045 erg/s. Las imágenes obtenidas con

Einstein han permitido cartografiar el campo gravitatorio de estos cúmulos. Se ha encontrado nuevamente

40

que la masa inferida a partir de la luminosidad de las galaxias individuales no es suficiente para mantener

el gas y el cúmulo ligados gravitatoriamente.

Las observaciones en rayos X pueden indicar el origen del gas de los cúmulos galácticos. Si el espectro

del gas muestra emisión de elementos pesados tales como hierro, el gas debe haber sido expelido de las

propias galaxias. La ausencia de líneas de emisión de hierro lejos de las galaxias que conforman el

cúmulo, indicaría que el gas puede ser primordial, probablemente relacionado con la nube de gas que dio

origen a las propias galaxias. Aunque los detectores del satélite HEAO-1 han puesto de manifiesto en la

emisión total de los cúmulos de galaxias una cantidad sustancial de hierro, la falta de resolución espacial

impide saber si el Fe está distribuido en las regiones entre galaxias o únicamente en las galaxias.

Desgraciadamente, el OE no puede llevar a cabo este estudio dado que carece de la resolución espectral

apropiada y su respuesta en energías no alcanza las líneas de Fe (6.7 keV).

Núcleos activos de galaxiasSe ha podido comprobar que muchos AGN emiten una fracción importante de su energía como rayos X

duros o blandos. Los AGN más brillantes en rayos X (bien sea por su luminosidad intrínseca o por su

relativa cercanía) fueron detectados por el satélite UHURU, aunque sólo el OE alcanza los niveles de

sensibilidad suficientes para un estudio detallado de estas y otras fuentes menos brillantes. El núcleo de

estos objetos es por mucho el principal emisor de rayos X, pero también se detecta emisión en la galaxia

huésped o en jets asociados al núcleo.

La emisión en rayos X de los AGN es variable en escalas de tiempo muy cortas (horas, incluso minutos

para objetos BL Lac), lo que implica regiones de emisión muy pequeñas que deben estar asociadas al

objeto compacto central. Las variaciones en óptico y radio, en general, suelen producirse en escalas de

tiempo mayores, lo que indica que los rayos X se producen en una región más próxima a la fuente central,

que puede estar oscurecida por gas y polvo para otras longitudes de onda.

El espectro en rayos X de los AGN es no térmico (aunque puede haber cierta contribución térmica) y

puede estar conectado con la producción de partículas muy energéticas cerca del objeto compacto. Los

modelos para la emisión no térmica de rayos X en los AGN se basan en la aceleración de electrones a

altas energías que emiten desde radio hasta rayos X blandos a través de un proceso sincrotrón. Estos

electrones relativistas están confinados a una región pequeña con una alta densidad de fotones de origen

sincrotrón emitidos por los mismos electrones. Por lo tanto, existe bastante probabilidad de que estos

electrones dispersen estos fotones o incluso fotones de origen térmico (efecto Compton inverso). Este

proceso ocasionaría la producción de fotones de energías todavía mayores, por encima de los 100 keV

(rayos X duros).

También se detecta un fondo de rayos X proveniente de todas las direcciones del espacio. Este fondo fue

descubierto con los primeros detectores a bordo de cohetes. Se cree que la componente principal de este

fondo es la emisión en rayos X de todos los AGN. A energías por debajo de 40 keV, esta radiación es

isotrópica hasta un nivel del 2%.

41

Rayos gammaCuando se sustrae la radiación gamma difusa del plano de nuestra galaxia a energías mayores de 35 MeV,

permanece una radiación difusa isotrópica, llamada radiación extragaláctica difusa de rayos gamma.

Puesto que al menos el 20% de las galaxias Seyfert I observadas por UHURU y el cohete Ariel 5 emiten

rayos X ente 2 y 10 keV (y en casi todas las galaxias Seyfert I observadas por el OE se detectó rayos X

blandos), enseguida se pensó que la radiación difusa en rayos gamma también podía tener un origen

extragaláctico, y que su origen se podía encontrar en las galaxias Seyfert. Estas galaxias tienen un

espectro de energías bastante plano, por lo que ya se había especulado que su emisión en rayos gamma

debía ser muy importante. Igualmente, se esperaba que los cuasares y los objetos BL Lac emitieran

abundantemente en rayos gamma, por la misma razón.

La radiación isotrópica difusa en rayos X duros domina incluso a la radiación difusa de nuestra galaxias.

A energías mayores, entre 1 y 10 MeV, la mayor parte de la radiación tiene un origen extragaláctico. Esta

radiación parece tener una distribución energética con una joroba (bump) a unos cuantos MeV cuyo

origen se atribuyó a las galaxias Seyfert. Extrapolando la radiación difusa entre 20 y 300 MeV, se observa

que se conecta bien con la radiación anterior. Sin embargo, a energías >100 MeV, la radiación de nuestra

galaxia vuelve a ser dominante.

Entre el 15 de noviembre de 1972 y junio de 1973 se realizaron observaciones con el satélite SAS 2 (Carl

Fichtel, Don Kniffen, David Thompson, Robert Hartman y otros). Estas observaciones indicaron

solamente límites superiores para la emisión de las Seyfert, considerablemente por debajo de los valores

extrapolados de la emisión en rayos X. Esta caída del espectro de emisión entre rayos X y rayos gamma

es una propiedad de las Seyfert y de otros AGN. Sin embargo, las observaciones con COS B detectaron

emisión de rayos gamma en el cuasar 3C 273, aunque también se requiere una caída del espectro entre los

rayos X y rayos gamma con energías superiores a 100 MeV en este objeto.

Las observaciones en rayos gamma de objetos BL Lac muestran que, al menos algunos de ellos, emiten la

mayor parte de su energía en esta región espectral, y que esta emisión varía rápidamente. La producción

de rayos gamma estar asociada a procesos extremadamente energéticos, como el de aniquilación de

positrones (línea de 0.51 MeV), procesos libre-libre de electrones de muy altas energías, y decaimiento de

mesones π0.

Formación y evolución galáctica

Formación de las galaxias y grandes estructurasEn el modelo del Big Bang, la descripción más simple de la formación de una galaxia es el colapso

gravitatorio de fluctuaciones de densidad (perturbaciones) suficientemente grandes como para

permanecer ligadas después de la recombinación de materia en el Universo primitivo. Al principio, los

átomos estaban ionizados y la dispersión por electrones era muy importante. La presión de radiación

impedía el crecimiento y formación de las perturbaciones. En este estado el Universo se dice que estaba

dominado por la radiación. Después, a medida que el Universo se expandía y se enfriaba, la materia y la

radiación se fueron desacoplando. Los protones y partículas α se recombinaron con electrones para

42

formar átomos de H y de He, y el Universo se hizo transparente a la radiación. El Universo cambió su

estado al de dominado por la materia. En este nuevo estado, la fuerza gravitatoria se hace más importante

que la presión de radiación y permite el crecimiento de fluctuaciones estadísticas de densidad y

turbulencia. La reliquia del primitivo campo de radiación es el fondo cósmico de microondas, predicho

por Gamow en la década de los 50 y detectado por Penzias y Wilson en 1965, y es el residuo de la

radiación que se escapó tras el desacoplamiento entre materia y radiación.

En este esquema, la materia antes del desacoplamiento estaba distribuida homogénea y uniformemente,

pues el campo de radiación suavizaba cualquier perturbación. Después del desacoplamiento, se formaron

fluctuaciones estadísticas de densidad y turbulencia cuyas amplitudes fueron creciendo hasta llegar a

fragmentar estas fluctuaciones. Si los resultados de esta fragmentación eran suficientemente grandes, la

fuerza gravitatoria era capaz de mantener ligados los sistemas fragmentarios, y forzar su colapso para

formar cúmulos globulares, galaxias y estructuras aún mayores. Jeans propuso en 1928 un criterio muy

simple para el colapso de una nube gaseosa. La nube colapsa si la fuerza de gravedad supera a la presión

interna, lo que ocurre si la nube tiene un tamaño mayor que la longitud de onda de Jeans:

λJ = cs (π/Gρ)1/2

en donde cs es la velocidad del sonido en el medio, y ρ es la densidad de este medio. La velocidad del

sonido en la época de radiación viene dada por:

3ccs ≈

y después de la recombinación por :

( ) 2/135 ps mkTc =

La masa de Jeans es la masa de la nube, y viene dada por:

( )2/12/333 ρρλ GcM xJJ ≈≈

Antes de la recombinación, esta masa era del orden de 1015 M~, que es comparable a la masa de un

cúmulo de galaxias. Después de la recombinación, la masa de Jeans disminuyó hasta un orden de 106 M~,

que es del orden de la de un cúmulo globular. La amplitud (δρ/ρ) necesaria para que la fluctuación

permanezca gravitatoriamente ligada y colapse depende de la densidad media del Universo. La razón

entre las densidades de masa actual y la necesaria para que el Universo colapse, Ω, viene dada por:

( )2038 HGρπ=Ω

en donde H0 es la constante de Hubble. Si Ω es grande (≈1), se pueden colapsar perturbaciones pequeñas.

En la década de los 70, los trabajos sobre la existencia y formación de estructura grandes en el Universo

puso de manifiesto que su formación y la de las galaxias se debían contemplar conjuntamente. Peebles y

sus colaboradores introdujeron la descripción de los cúmulos en términos de funciones de correlación de

bajo orden. La función de correlación de dos puntos, ξ(r), se define como:

43

δP = N[1 + ξ(r)] δV

en donde δP es la probabilidad de encontrar una galaxia en un volumen δV, a una distancia r de otra

galaxia. El valor de N es la densidad numérica media de galaxias. La función de correlación de dos

puntos puede aproximarse mediante una ley de potencias de la forma:

ξ(r) = (r/r0)-γ

con el índice y longitud de correlación (amplitud) con valores:

γ = 1.8 y r0 = 5 h-1 Mpc

donde h es la constante de Hubble en unidades de 100 km s-1 Mpc-1. La distribución de galaxias a muy

gran escala muestra que existen vacíos enormes (Voids) casi sin materia y que la mayoría de las galaxias

se encuentran en grandes y extensas estructuras filamentosas o formando paredes, o bien en cúmulos más

densos.

Inicialmente se propusieron dos teorías para explicar la formación de galaxias y las estructuras a gran

escala del Universo. La más antigua es la de inestabilidades gravitatorias y acumulamiento jerárquico

propuesta por Peebles. En este modelo, primero se forman galaxias que después se van ligando

gravitatoriamente formando cúmulos. Sin embargo, el modelo no es capaz de explicar las estructuras

mayores dado que el Universo no es lo suficientemente viejo para haber permitido a la gravedad formar

estructuras tan grandes como las observadas. Por el contrario, la teoría del pancake plantea la hipótesis de

que las perturbaciones iniciales crecieron adiabáticamente. En este modelo las estructuras mayores se

crearon antes, y se fragmentaron para formar galaxias. Si existía materia no disipativa, como por ejemplo

neutrinos con masa, el colapso se tuvo que producir primero en una dirección, formándose sistemas

aplanados o “pancake”. Los modelos basados en este esquema explican mejor las grandes estructuras

observadas, pero tienen dificultades para explicar las velocidades relativas de las galaxias. La corriente de

Hubble o expansión del Universo es bastante fría (velocidades aleatorias pequeñas), lo que se pone de

manifiesto de las observaciones de galaxias solitarias, alejadas de cúmulos, que se mueven muy

lentamente con respecto a la corriente (σ<350 km/s).

Además de los modelos vistos anteriormente, también se formularon otras teorías alternativas, como la

propuesta por Ostriker y Cowie. Según este modelo, una generación de estrellas muy masivas se formó

antes que las galaxias. Al alcanzar el estado de supernova, estas estrellas produjeron ondas de choques

que barrieron y comprimieron el material poco después de la fase de recombinación. Este material

comprimido se fragmentó y los fragmentos colapsaron para formar galaxias.

Todas estas teorías tienen un problema común, y es que las perturbaciones aparecidas después de la fase

de recombinación deberían observarse fácilmente en el fondo cósmico de microondas, en escalas

angulares de unos cuantos minutos de arco. Las perturbaciones observadas en el fondo cósmico, sin

embargo, son demasiado pequeñas para sostener estas teorías. La teoría más aceptada en la actualidad es

la de la inflación. Según esta teoría, la dinámica del Universo temprano estaba dominada por procesos

descritos por las Teorías de la Gran Unificación (GUT). Estas teorías proponen que el Universo pasó por

44

una fase de gran inflación (expansión) a una edad de ~10-35 s después del Big Bang. Las fluctuaciones en

esta edad tan temprana fueron hinchadas a escalas que no pudieron disolverse y sobrevivieron a la fase

anterior al desacoplamiento entre materia y radiación. Estos modelos predicen que Ω tiene un valor casi

exactamente igual a la unidad.

Evolución de la poblaciónLa apariencia de las galaxias cambia debido a la evolución de las poblaciones estelares. Las

características de las estrellas varían con el tiempo, y nuevas estrellas se van formando en la galaxia. De

alguna manera, la apariencia de una galaxia es un reflejo de la historia de la formación de todas las

estrellas que la componen y de la evolución de su contenido en gas.

Después de la formación de la galaxia, las estrellas más masivas de la primera generación evolucionaron

muy rápidamente. La escala de tiempo de evolución de una estrella de, por ejemplo, 100 M~ es de unos

pocos millones de años, mientras que una estrella de 1 M~ evoluciona en 1010 años. Los elementos

pesados formados en los núcleos de estas estrellas pasaron al medio interestelar después de la fase de

supernova, enriqueciendo el medio con metales. Las estrellas formadas con posterioridad a partir de este

medio tienen una metalicidad 103 ó 104 veces mayor que las de la primera generación.

Se supone que en las galaxias elípticas sólo hubo una generación de estrellas. Solamente un fracción muy

pequeña de estas galaxias muestra actualmente signos de formación estelar. Se supone que estas galaxias

se van haciendo cada vez menos brillantes y más rojas. La luz que emiten está dominada por las gigantes

rojas, que son estrellas que han abandonado recientemente la secuencia principal. El número total de estas

estrellas en una galaxia elíptica es una función que decrece lentamente para una función inicial de masa

dada por el índice espectral de Salpeter. Las gigantes rojas en las galaxias elípticas son estrellas entre 0.5

y 1 M~.

Figura 12. Evolución de luminosidad y color parados modelos de galaxias. (a) El color U-B representalas diferencias logarítmicas (en magnitudes), entredos bandas espectrales de aproximadamente 800 Åde anchura y centradas en 3600 Å (U) y 4400 Å (B).Cuanto más negativo sea U-B, más azul es la fuenteluminosa. (b) La variable MV es la magnitud visualabsoluta. El modelo A tiene un ritmo de formaciónestelar casi constante en el tiempo, típico de unagalaxia espiral. El modelo B tiene un ritmo deformación estelar que decrece exponencialmente (15exponentes e en 15 mil millones de años), típico engalaxias elípticas y lenticulares que presentan unritmo de formación estelar muy pequeño en laactualidad.

Por el contrario, las galaxias espirales e

irregulares tienen ritmos de formación estelar

más constantes en el tiempo. El gas en estos

sistemas está siendo utilizado más lentamente,

o tal vez se vea regenerado por gas nuevo que

45

cae sobre la galaxia. La formación estelar puede ser un fenómeno rápido y esporádico, favorecido por

colisiones con otras galaxias, paso de ondas espirales de densidad a través de regiones más densas, o

caídas significativas de gas en principio ajeno a la galaxia. Las propiedades fotométricas de estas galaxias

vienen determinadas por la razón de la cantidad actual de formación estelar a la historia de formación

estelar de la galaxia.

La historia evolutiva de las galaxias se modela asumiendo una función inicial de masas y parametrizando

el ritmo de formación de estrellas en términos de la masa o densidad de gas disponible, o en términos de

una función exponencial. La Figura 12 muestra ejemplos de evolución de color y luminosidad de una

galaxias elíptica y de una espiral. Estos modelos asumen un ritmo de formación estelar exponencialmente

decreciente:

ψ(t) ~ A e-βt

en donde β es el inverso del tiempo de decaimiento (β=0 para un ritmo de formación constante). Las

propiedades de las galaxias en la secuencia de Hubble pueden aproximarse mediante una distribución

continua de exponentes, desde ritmos de formación estelar constante para las galaxias Im y Sd, hasta

erupciones iniciales de formación estelar con poca o casi nula formación estelar posterior para las

galaxias E y S0.

Evolución dinámicaHay varios procesos responsables de la evolución dinámica de las galaxias, tales como mareas

gravitatorias, colisiones y fusiones (mergers) con otras galaxias, y fricción dinámica. Si las galaxias se

encontraran uniformemente distribuidas en el espacio, la probabilidad Pi de que una galaxia tuviera una

interacción cercana o fusión con otra en un tiempo t sería:

tNvRP reti2π=

en donde R es el tamaño de la galaxia, ⟨vret⟩ es la velocidad relativa media, y N es el número de densidad

de galaxias. Para las galaxias brillantes, R es aproximadamente 10 kpc (para H0=100 km s-1 Mpc-1), ⟨vret⟩

es aproximadamente 300 km/s y Pi<10-4 para el tiempo de Hubble. Sin embargo, las galaxias están

distribuidas en cúmulos, lo que aumenta significativamente la probabilidad de interacciones. De hecho,

se estima que aproximadamente el 10% de las galaxias muestran evidencia de haber sufrido alguna

interacción.

La observación directa de encuentros entre galaxias es, no obstante, relativamente rara. Algunos ejemplos

son la galaxia Rueda de Carro y galaxias de anillo. Toomre, entre otros, ha desarrollado modelos

detallados de encuentros entre galaxias que reproducen bien las estructuras y campos de velocidades

observados. Los encuentros a velocidades relativas altas producen efectos menores porque el tiempo de

interacción es menor y la componente estelar de las galaxias se cruzan sin apenas interaccionar. Los

encuentros tienen efectos mucho más importantes cuando las velocidades relativas son comparables o

menores que los campos de velocidades internas de las galaxias involucradas. Los efectos de encuentros

46

entre galaxias espirales aumentan si el sentido de rotación y los momentos angulares orbitales de las

galaxias están alineados. Las colisiones a altas velocidades, sin embargo, pueden haber barrido el gas de

galaxias de tipo temprano en los cúmulos, aunque otros mecanismos, tales como la ablación por el medio

caliente intracúmulo, pueden ser dominantes. Inicialmente se creyó que los encuentros de marea entre

protogalaxias fueron los responsables de los momentos angulares observados, pero las simulaciones

numéricas no reproducen estas observaciones.

También se propuso que las galaxias elípticas pueden ser el resultado de fusiones de galaxias espirales.

Esta hipótesis explica la gran cantidad de galaxias de tipo temprano que se observan en los cúmulos

grandes, en donde las interacciones de galaxias son más fáciles de que se produzcan. Sin embargo, tanto

las propiedades fotométricas como las poblaciones estelares de las galaxias elípticas son evidencias muy

poderosas contra esta hipótesis. Como en el caso de las colisiones y encuentros entre galaxias, la

eficiencia de las fusiones depende de las velocidades relativas. Cuando estas velocidades son pequeñas, la

probabilidad de fusión es mayor. Las velocidades radiales de dispersión en las galaxias inmersas en

cúmulos ricos es del orden de 1000 km/s, mucho mayor que la dispersión de velocidades interna de las

galaxias. La fricción dinámica puede tratarse como un caso especial de encuentro en el que un satélite

pierde energía orbital lentamente mientras se mueve en el halo de una galaxia más masiva. El satélite

produce una estela gravitatoria en el halo que lo va frenando lentamente. Este efecto fue descrito por

Chandrasekhar en 1960. Un objeto de mas M moviéndose a través de un halo de estrellas uniforme de

densidad volumétrica n con una velocidad v sufre un frenado:

[ ]dv dt G Mnv x x x= − −−4 2 2π φ φ( ) ' ( ) ln Λ

en donde φ es la función de error, x=2-1/2v/σ, y Λ es la razón entre los parámetros de impacto máximo y

mínimo considerados. La variable σ es la velocidad de dispersión de las estrellas del halo.

Las fusiones debidas a la fricción dinámica, así como a colisiones de galaxias masivas deben ocurrir

frecuentemente en las regiones centrales de los cúmulos ricos de galaxias, en donde una galaxia cD

situada en el mismo centro suele estar acompañada por un grupo numeroso de galaxias satélites. Estos

procesos podrían dar origen al halo extendido que se observa en las galaxias cD, así como a que la región

central no sea muy brillante, y al exceso de luminosidad relativa respecto a galaxias elípticas brillantes no

perturbadas.

Primeros resultados del HST

Con el HST se están llevando a cabo observaciones de cielo profundo para conocer la formación y

evolución dinámica de las galaxias. Estas imágenes muestran que las galaxias elípticas cuando el

Universo era mucho más joven eran muy parecidas a las actuales. Incluso fotométricamente, Mark

Dickinson ha encontrado que estas galaxias siguen mostrando colores rojo que denotan una población

antigua de estrellas (Figura 13). También Duccio Macchetto encuentra una distribución de luz similar a

las elípticas actuales en galaxias de hace 12 mil millones de años, esto es, cuando la edad del Universo era

47

una décima parte de la edad actual (Figura 14). Estas observaciones apoyan la hipótesis de que estas

galaxias sufrieron un único evento de formación estelar violenta.

Con una exposición de 18h (Figura 13), Dickinson también se ha observado fragmentos galácticos

irregulares de hace 9 mil millones de años, sistemas distorsionados aparentemente fusionándose unos con

otros, galaxias enanas y otros objetos aún no determinados. Viendo hacia atrás en el tiempo, la diferencia

entre galaxias elípticas y espirales se va diluyendo (Figura 15). En muchas galaxias se observan dos

núcleos, posibles residuos de una fusión. Estas observaciones implican procesos evolutivos que pudieron

formar las estructuras observadas actualmente y, en particular, ayudar a la formación de galaxias de disco

o tal vez a despedazar algunas galaxias de disco recién formadas.

Las imágenes de cúmulos ricos obtenidas por Alan Dressler apuntan hacia esta última posibilidad (Figura

16). En los cúmulos ricos, las galaxias espirales recién formadas parecen estar descomponiéndose. Este

proceso se habría producido en los últimos 4 mil millones de años. Dressler ha observado numerosos

fragmentos en estos cúmulos que parecen ser restos de espirales, tal vez como consecuencia de

encuentros de marea. Las galaxias espirales tendrían una supervivencia muy amenazada en los cúmulos

ricos y densos. Por otro lado, hay evidencia en cúmulos más cercanos que el gas caliente del

intergaláctico puede barrer al gas de las galaxias de disco. También se ha apuntado la posibilidad de que

las galaxias de disco hayan perdido su manto de “materia oscura” mientras se desplazan por el medio

intergaláctico. Los modelos por computadora proporcionan evidencia de que el halo esférico de material

es necesario para estabilizar los discos delgados de estas galaxias.

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Figura 13. Cúmulo de galaxias distante. En esta imagen de cielo profundo de 18h de exposición tomada por MarkDickinson con el HST con la WFPC-2 el 15-6-94, se observan miles de galaxias débiles entre 5 y 12 mil millones deaños, hasta magnitud 29. Una parte de las galaxias de esta imagen pertenecen a un cúmulo a una distancia de 9 milmillones de años luz. Aunque el campo de la imagen a esa distancia es de unos 2 millones de años luz, contienemuchos objetos fragmentarios. Por comparación, la distancia entre nuestra galaxia y la de Andrómeda es también deunos 2 millones de años luz, y el espacio entre ambas está prácticamente vacío. La imagen ampliada abajo y a laderecha corresponde a la radiogalaxia 3C224, perteneciente al cúmulo (z=1.2). La imagen del centro a la derechamuestra un par de galaxias elípticas, junto con unos pocos compañeros. Estas galaxias tienen una forma y distribuciónluminosa similar a las elípticas actuales. Arriba a la derecha, algunos los objetos compactos de esta imagen separecen a las espirales actuales, aunque se ven con formas irregulares, distorsionadas y asimétricas, tal vez comoresultado de colisiones o encuentros cercanos con otras galaxias.

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Figura 14. Galaxias en el Universo joven. La imagen de la izquierda corresponde a una fotografía tomada desdetierra de una región de la constelación de Sculptor. Obsérvese el pequeño tamaño angular de un grupo de galaxiasdistante, aproximadamente una décima parte del tamaño de la Luna (~3’). Los miembros del grupo son tan débilesque no son visibles en esta imagen. La imagen del centro, tomada por Duccio Macchetto y Mauro Giavalisco el6-9-94 con la WFPC-2 a bordo del HST y con 4.7h de exposición (magnitud límite 28.5), muestra este grupo distante12 mil millones de años luz. La luz que nos llega se emitió 2 mil millones de años después del Big Bang. El grupocontiene 14 galaxias, pero también se observan otras galaxias de campo. El grupo está delante del cuasar Q0000-263.La imagen ampliada de la derecha muestra una de las galaxias detectada en el grupo. Esta galaxia está situada 300millones de años luz enfrente del cuasar y ya había sido detectada anteriormente porque absorbe cierta cantidad deluz del cuasar. El espectro de esta galaxia revela un vigoroso proceso de formación estelar.

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Figura 15. Evolución galáctica. Esta secuencia de imágenes del HST de galaxias remotas, obtenidas por A. Dressler ,M. Dickinson, D. Macchetto y M. Giavalisco, proporciona algunas claves de la evolución de las galaxias. La primeracolumna a partir de la izquierda muestra galaxias espirales y elípticas tal como las vemos en la actualidad, 14 milmillones de años después del Big Bang. Las galaxias elípticas contienen sólo estrellas viejas, mientras que en lasespirales se siguen formando estrellas. La segunda columna muestra galaxias cuando el Universo tenía 2/3 de la edadactual. Las elípticas son similares a las actuales. En cambio, algunas espirales tienen un aspecto más inconsistente,con brazos desdibujados en los que se forman nuevas estrellas. La población espiral aparece más distorsionada debidoposiblemente a efectos dinámicos que tienen lugar en cúmulos densos. La tercera columna, muestra estructurasespirales más vagas y distorsionadas cuando el Universo tenía 1/3 de la edad actual. Estas galaxias no tienen lasimetría que muestran las espirales actuales, y muestran grumos irregulares de formación estelar violenta. Por elcontrario, las galaxias elípticas son muy parecidas a las actuales. La cuarta columna muestra objetos de cuando laedad del Universo era 1/10 de la actual. La distinción entre galaxias espirales y elípticas en esa época es difícil. Sinembargo, el objeto de más arriba tiene un perfil de luminosidad correspondiente a una elíptica madura. Por tanto, laselípticas se formaron en una época muy temprana, mientras las espirales continúan evolucionando.

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Figura 16. Imagen de cielo profundo. Esta imagen, obtenida por Alan Dressler entre el 10 y el 12-1-94, con laWFPC-2 a bordo del HST, corresponde a la región central del cúmulo de galaxias CL 0939+4713. Cuando se emitióla luz que observamos, el Universo tenía una edad de 2/3 la actual. Obsérvese que muchas de las espirales tieneaspecto irregular, probablemente como consecuencia de la interacción con otros objetos del cúmulo. También seobservan fragmentos de galaxias dispersos por todo el cúmulo. En aquella época, el número relativo de galaxiasespirales era mayor que el que observamos en los cúmulos más cercanos. Muchas de estas espirales debierondesaparecer como consecuencia de interacciones y fusiones con otras galaxias.