Una galaxia irregular es una galaxia que no encaja en ninguna clasificación de galaxias de la secuencia de Hubble. Son galaxias sin forma espiral, lenticular ni elíptica. Algunas galaxias irregulares son pequeñas galaxias espirales distorsionadas por la gravedad de un vecino mucho mayor.
Clasificación
Hay dos tipos de galaxias irregulares:
Las galaxias irregulares tipo I (Semejantes a las Nubes de Magallanes) son galaxias en un estado evolutivo tardío, sin núcleo, con una baja luminosidad y generalmente son galaxias enanas. Las galaxias con esta morfología aparencen en los catálogos astronómicos como Irr I (Hubble) y como Im, IBm, Sm, SBm (deVaucouleurs y en Atlas Carnegie).
Las galaxia irregulares tipo II (Semejantes a M82), a diferencia de las anteriores, son galaxias generalmente jóvenes, producidas por una fusión de galaxias o deformadas por fuertes interacciones gravitacionales con una galaxia cercana. En los catálogo astronómicos aparecen como Irr II (Holmberg, Hubble), como I0 (deVaucouleurs) y como Am = amorphous (Sandage).
Las galaxias enanas irregulares suelen etiquetarse como dI (del ingléswarf Irregular Galaxy).
Galaxia espiral
Una galaxia espiral es un tipo de galaxia de la secuencia de Hubble que se caracteriza por las siguientes propiedades físicas:
Tiene un momento angular total considerable. Véase la relación Tully-Fisher.
Está compuesta por una concentración de estrellas central (bulbo) rodeada por un disco.
El disco es plano (con posibilidades de alabeo) y está formado por materia interestelar (gas y polvo), estrellas jóvenes de Población I (alta metalicidad) y cúmulos abiertos.
El bulbo es similar a una galaxia elíptica, conteniendo numerosas estrellas antiguas, llamadas de Población II y con baja metalicidad, y normalmente un agujero negro supermasivo en el centro.
Las galaxias espirales deben su nombre a los brazos luminosos con formación estelar dentro del disco que se prolonga —más o menos logarítmicamente— desde el núcleo central. Aunque a veces son difíciles de percibir, estos brazos las distinguen de las galaxias lenticulares, que presentan una estructura de disco pero sin brazos espirales.
El disco de las galaxias espirales suele estar rodeado por grandes aureolas esferoides de estrellas de Población II, muchas de las cuales se concentran en cúmulos globulares que orbitan alrededor del centro galáctico. Esta aureola es conocida como halo.
Nuestra galaxia, la Vía Láctea, es espiral, con una clasificación en la secuencia de Hubble Sbc (posiblemente SBbc; ver galaxia espiral barrada).
Contenido Del Post
1 Origen de la estructura espiral
2 Curva de rotación y materia oscura
3 Clasificaciones
Origen de la estructura espiral
Los primeros estudios sobre la formación de los brazos espirales corresponden a Bertil Lindblad. Se dio cuenta de que las estrellas no pueden estar organizadas en forma de espiral de manera permanente. Puesto que la velocidad de rotación del disco galáctico varía con la distancia al centro de la galaxia, un brazo radial rápidamente se vería curvado al rotar la galaxia. El brazo, tras unas pocas rotaciones, incrementaría la curvatura enrollándose cada vez más en la galaxia. Esto no es lo que se observa.
Explicación de los brazos de las galaxias espirales.
La primera teoría admisible fue ideada por C. C. Lin y Frank Shu en 1964. Sugirieron que los brazos espirales eran manifestaciones de ondas de densidad espirales. Supusieron que las estrellas se desplazan en órbitas ligeramente elípticas y que la orientación de sus órbitas está correlacionada, esto es, las órbitas elípticas varían su orientación, unas de otras, ligeramente con el incremento de la distancia al centro galáctico, tal como se observa en el diagrama. Estas órbitas están más cercanas en algunas áreas presentando el efecto de parecer brazos. Las estrellas no permanecen siempre en la posición en que las vemos, sino que pasan por los brazos al desplazarse en sus órbitas.
Se han propuesto hipótesis alternativas que implican ondas de formación estelar desplazándose por la galaxia; las estrellas brillantes producidas en la formación estelar mueren rápidamente, dejando regiones más oscuras tras la onda y, por tanto, haciendo esta visible.
Curva de rotación y materia oscura
La galaxias espirales presentan una curva de rotación (en adelante CR) experimental muy diferente a las curvas teóricas (fenómeno llamado Conspiración disco-halo). Para que las ecuaciones teóricas (CR keplerianas, como la de los planetas alrededor del Sol) puedan ajustarse a los datos observados, las galaxias espirales necesitarían un masa mucho mayor. Al no haber evidencias observables actualmente de esa masa invisible, se le denominó materia oscura. Este tipo de materia invisible llegaría a ser entre un 50% y un 90% de la masa total de la galaxia.
Las características generales de la curvas de rotación son las siguientes:
El pico de la CR varía entre 150 y 300 km/s.
Las galaxias mayores rotan más rápido.
CR sube más bruscamente para las Sa y Sb que para las Sd y Sm.
La mayoría de las galaxias de bajo brillo superficial rotan lentamente.
Proporción de materia oscura: 50% en Sa y Sb (80-90)% en Sd y Sm. Sólo un límite inferior.
El estudio de estas curvas de rotación es muy importantes porque pueden servir, mediante relaciones experimentales (como la relación Tully-Fisher) para conocer las distancias a la que se encuentran estas galaxias.
Clasificaciones
Además de mediante la secuencia de Hubble, las galaxias espirales pueden clasificarse según el aspecto de sus brazos. Los astrónomos Debra Melloy Elmegreen y Bruce G. Elmegreen han desarrollado una clasificación de galaxias espirales que tiene doce clases, que van desde el grado 1 que incluye a galaxias espirales con estructura caótica y sin ningún orden hasta el 12, que incluye galaxias con dos brazos muy desarrollados y que dominan la imagen visible (cómo M81 ó M51), también conocidas cómo "espirales de gran diseño", pasando por galaxias cómo NGC 2841 (que se conocen cómo "galaxias espirales floculentas" en la que no existe ninguna estructura espiral bien definida, sino multitud de fragmentos de brazos espirales1 y2
Galaxia espiral barrada
Una galaxia espiral barrada es una galaxia espiral con una banda central de estrellas brillantes que abarca de un lado a otro de la galaxia. Los brazos espirales parecen surgir del final de la "barra" mientras en las galaxias espirales parecen surgir del núcleo galáctico. Las barras son relativamente comunes: hasta dos tercios de las galaxias espirales contienen una.1 Dichas barras generalmente afectan tanto al movimiento de las estrellas como al del gas interestelar dentro de la galaxia espiral, y pueden afectar también a los brazos espirales.2
Edwin Hubble clasificó a este tipo de galaxias espirales como SB (Spiral Barred en inglés) en su Secuencia de Hubble, dividiéndolas en tres categorías dependiendo de lo abiertos que tengan los brazos espirales. Las de tipo SBa tienen los brazos fuertemente unidos y una gran protuberancia central, las galaxias de tipo SBb son intermedias entre las ésas y las de tipo SBc -las cuales tienen los brazos muy sueltos-, y finalmente las SBd aún más, con un núcleo casi inexistente . Un quinto tipo (SBm), se creó posteriormente para describir una galaxia espiral irregular, como las Nubes de Magallanes, que inicialmente fueron clasificadas como galaxias irregulares pero en donde posteriormente se encontraron estructuras de espirales barradas.
La Vía Láctea es una galaxia de este tipo.3
Las barras
La hipótesis actual sostiene que la estructura de barra actúa como una "guardería estelar", impulsando la formación estelar en su centro. Se piensa que la barra actúa como un mecanismo que canaliza el gas interestelar desde los brazos espirales hacia el centro a través de resonancia orbital, encauzando el flujo para crear estrellas nuevas.4 Este proceso explica también porqué tantas galaxias espirales barradas muestran un núcleo galáctico activo y/o un brote estelar central, como el que se observa en la Galaxia del Molinillo Austral (M83).
En general, se piensa que las barras se forman por una onda de densidad proveniente del centro de la galaxia cuyos efectos reorganizan las órbitas de las estrellas interiores.5 A lo largo del tiempo este efecto provoca que las estrellas orbiten a una distancia mayor, lo que hace que la estructura de barra permanezca en el tiempo. Otra posible causa de la formación de barras puede deberse a los efectos de la fuerza de marea originados por la interacción entre galaxias.
Las barras también modifican la estructura de la galaxia creando anillos tanto exteriores a la barra cómo interiores a ella, controlando su estructura espiral,y formando además otras estructuras presentes en las regiones centrales de éstas cómo miniespirales ó barras menores e interiores a la principal; el resultado neto de la inyección de gas por parte de la barra a la región central de la galaxia y la formación estelar consecuente es el nacimiento de un pseudobulbo6
Se cree que las barras son un fenómeno temporal en la vida de las galaxias espirales, decayendo la estructura de barra con el tiempo, transformándose la galaxia desde una espiral barrada a una espiral "regular". Por encima de cierto tamaño, la masa acumulada en la barra compromete la estabilidad del conjunto de la barra; así, las galaxias espirales barradas con una gran cantidad de masa acumulada en su centro tienden a tener barras cortas y rechonchas. Además, numerosas galaxias espirales no barradas vistas en infrarrojos muestran una barra invisible en el óptico7 , calculándose que una galaxia espiral necesita alrededor de 2 mil millones de años para pasar de ser una espiral normal a una barrada8
Investigaciones muy recientes parecen confirmar el modelo según el cual la barra es una estructura que aparece en las galaxias espirales ya maduras y completamente formadas; de acuerdo con tales estudios, en el pasado del universo el porcentaje de galaxias con barra central era de apenas un 20% comparado con el 70% actual9
fuente www.wikipedia.org
Clasificación
Hay dos tipos de galaxias irregulares:
Las galaxias irregulares tipo I (Semejantes a las Nubes de Magallanes) son galaxias en un estado evolutivo tardío, sin núcleo, con una baja luminosidad y generalmente son galaxias enanas. Las galaxias con esta morfología aparencen en los catálogos astronómicos como Irr I (Hubble) y como Im, IBm, Sm, SBm (deVaucouleurs y en Atlas Carnegie).
Las galaxia irregulares tipo II (Semejantes a M82), a diferencia de las anteriores, son galaxias generalmente jóvenes, producidas por una fusión de galaxias o deformadas por fuertes interacciones gravitacionales con una galaxia cercana. En los catálogo astronómicos aparecen como Irr II (Holmberg, Hubble), como I0 (deVaucouleurs) y como Am = amorphous (Sandage).
Las galaxias enanas irregulares suelen etiquetarse como dI (del ingléswarf Irregular Galaxy).
Galaxia espiral
Una galaxia espiral es un tipo de galaxia de la secuencia de Hubble que se caracteriza por las siguientes propiedades físicas:
Tiene un momento angular total considerable. Véase la relación Tully-Fisher.
Está compuesta por una concentración de estrellas central (bulbo) rodeada por un disco.
El disco es plano (con posibilidades de alabeo) y está formado por materia interestelar (gas y polvo), estrellas jóvenes de Población I (alta metalicidad) y cúmulos abiertos.
El bulbo es similar a una galaxia elíptica, conteniendo numerosas estrellas antiguas, llamadas de Población II y con baja metalicidad, y normalmente un agujero negro supermasivo en el centro.
Las galaxias espirales deben su nombre a los brazos luminosos con formación estelar dentro del disco que se prolonga —más o menos logarítmicamente— desde el núcleo central. Aunque a veces son difíciles de percibir, estos brazos las distinguen de las galaxias lenticulares, que presentan una estructura de disco pero sin brazos espirales.
El disco de las galaxias espirales suele estar rodeado por grandes aureolas esferoides de estrellas de Población II, muchas de las cuales se concentran en cúmulos globulares que orbitan alrededor del centro galáctico. Esta aureola es conocida como halo.
Nuestra galaxia, la Vía Láctea, es espiral, con una clasificación en la secuencia de Hubble Sbc (posiblemente SBbc; ver galaxia espiral barrada).
Contenido Del Post
1 Origen de la estructura espiral
2 Curva de rotación y materia oscura
3 Clasificaciones
Origen de la estructura espiral
Los primeros estudios sobre la formación de los brazos espirales corresponden a Bertil Lindblad. Se dio cuenta de que las estrellas no pueden estar organizadas en forma de espiral de manera permanente. Puesto que la velocidad de rotación del disco galáctico varía con la distancia al centro de la galaxia, un brazo radial rápidamente se vería curvado al rotar la galaxia. El brazo, tras unas pocas rotaciones, incrementaría la curvatura enrollándose cada vez más en la galaxia. Esto no es lo que se observa.
Explicación de los brazos de las galaxias espirales.
La primera teoría admisible fue ideada por C. C. Lin y Frank Shu en 1964. Sugirieron que los brazos espirales eran manifestaciones de ondas de densidad espirales. Supusieron que las estrellas se desplazan en órbitas ligeramente elípticas y que la orientación de sus órbitas está correlacionada, esto es, las órbitas elípticas varían su orientación, unas de otras, ligeramente con el incremento de la distancia al centro galáctico, tal como se observa en el diagrama. Estas órbitas están más cercanas en algunas áreas presentando el efecto de parecer brazos. Las estrellas no permanecen siempre en la posición en que las vemos, sino que pasan por los brazos al desplazarse en sus órbitas.
Se han propuesto hipótesis alternativas que implican ondas de formación estelar desplazándose por la galaxia; las estrellas brillantes producidas en la formación estelar mueren rápidamente, dejando regiones más oscuras tras la onda y, por tanto, haciendo esta visible.
Curva de rotación y materia oscura
La galaxias espirales presentan una curva de rotación (en adelante CR) experimental muy diferente a las curvas teóricas (fenómeno llamado Conspiración disco-halo). Para que las ecuaciones teóricas (CR keplerianas, como la de los planetas alrededor del Sol) puedan ajustarse a los datos observados, las galaxias espirales necesitarían un masa mucho mayor. Al no haber evidencias observables actualmente de esa masa invisible, se le denominó materia oscura. Este tipo de materia invisible llegaría a ser entre un 50% y un 90% de la masa total de la galaxia.
Las características generales de la curvas de rotación son las siguientes:
El pico de la CR varía entre 150 y 300 km/s.
Las galaxias mayores rotan más rápido.
CR sube más bruscamente para las Sa y Sb que para las Sd y Sm.
La mayoría de las galaxias de bajo brillo superficial rotan lentamente.
Proporción de materia oscura: 50% en Sa y Sb (80-90)% en Sd y Sm. Sólo un límite inferior.
El estudio de estas curvas de rotación es muy importantes porque pueden servir, mediante relaciones experimentales (como la relación Tully-Fisher) para conocer las distancias a la que se encuentran estas galaxias.
Clasificaciones
Además de mediante la secuencia de Hubble, las galaxias espirales pueden clasificarse según el aspecto de sus brazos. Los astrónomos Debra Melloy Elmegreen y Bruce G. Elmegreen han desarrollado una clasificación de galaxias espirales que tiene doce clases, que van desde el grado 1 que incluye a galaxias espirales con estructura caótica y sin ningún orden hasta el 12, que incluye galaxias con dos brazos muy desarrollados y que dominan la imagen visible (cómo M81 ó M51), también conocidas cómo "espirales de gran diseño", pasando por galaxias cómo NGC 2841 (que se conocen cómo "galaxias espirales floculentas" en la que no existe ninguna estructura espiral bien definida, sino multitud de fragmentos de brazos espirales1 y2
Galaxia espiral barrada
Una galaxia espiral barrada es una galaxia espiral con una banda central de estrellas brillantes que abarca de un lado a otro de la galaxia. Los brazos espirales parecen surgir del final de la "barra" mientras en las galaxias espirales parecen surgir del núcleo galáctico. Las barras son relativamente comunes: hasta dos tercios de las galaxias espirales contienen una.1 Dichas barras generalmente afectan tanto al movimiento de las estrellas como al del gas interestelar dentro de la galaxia espiral, y pueden afectar también a los brazos espirales.2
Edwin Hubble clasificó a este tipo de galaxias espirales como SB (Spiral Barred en inglés) en su Secuencia de Hubble, dividiéndolas en tres categorías dependiendo de lo abiertos que tengan los brazos espirales. Las de tipo SBa tienen los brazos fuertemente unidos y una gran protuberancia central, las galaxias de tipo SBb son intermedias entre las ésas y las de tipo SBc -las cuales tienen los brazos muy sueltos-, y finalmente las SBd aún más, con un núcleo casi inexistente . Un quinto tipo (SBm), se creó posteriormente para describir una galaxia espiral irregular, como las Nubes de Magallanes, que inicialmente fueron clasificadas como galaxias irregulares pero en donde posteriormente se encontraron estructuras de espirales barradas.
La Vía Láctea es una galaxia de este tipo.3
Las barras
La hipótesis actual sostiene que la estructura de barra actúa como una "guardería estelar", impulsando la formación estelar en su centro. Se piensa que la barra actúa como un mecanismo que canaliza el gas interestelar desde los brazos espirales hacia el centro a través de resonancia orbital, encauzando el flujo para crear estrellas nuevas.4 Este proceso explica también porqué tantas galaxias espirales barradas muestran un núcleo galáctico activo y/o un brote estelar central, como el que se observa en la Galaxia del Molinillo Austral (M83).
En general, se piensa que las barras se forman por una onda de densidad proveniente del centro de la galaxia cuyos efectos reorganizan las órbitas de las estrellas interiores.5 A lo largo del tiempo este efecto provoca que las estrellas orbiten a una distancia mayor, lo que hace que la estructura de barra permanezca en el tiempo. Otra posible causa de la formación de barras puede deberse a los efectos de la fuerza de marea originados por la interacción entre galaxias.
Las barras también modifican la estructura de la galaxia creando anillos tanto exteriores a la barra cómo interiores a ella, controlando su estructura espiral,y formando además otras estructuras presentes en las regiones centrales de éstas cómo miniespirales ó barras menores e interiores a la principal; el resultado neto de la inyección de gas por parte de la barra a la región central de la galaxia y la formación estelar consecuente es el nacimiento de un pseudobulbo6
Se cree que las barras son un fenómeno temporal en la vida de las galaxias espirales, decayendo la estructura de barra con el tiempo, transformándose la galaxia desde una espiral barrada a una espiral "regular". Por encima de cierto tamaño, la masa acumulada en la barra compromete la estabilidad del conjunto de la barra; así, las galaxias espirales barradas con una gran cantidad de masa acumulada en su centro tienden a tener barras cortas y rechonchas. Además, numerosas galaxias espirales no barradas vistas en infrarrojos muestran una barra invisible en el óptico7 , calculándose que una galaxia espiral necesita alrededor de 2 mil millones de años para pasar de ser una espiral normal a una barrada8
Investigaciones muy recientes parecen confirmar el modelo según el cual la barra es una estructura que aparece en las galaxias espirales ya maduras y completamente formadas; de acuerdo con tales estudios, en el pasado del universo el porcentaje de galaxias con barra central era de apenas un 20% comparado con el 70% actual9
fuente www.wikipedia.org