Classificació galàxia Hubble

1991/01/01 Arregi Bengoa, Jesus Iturria: Elhuyar aldizkaria

• Astronomia

En la tercera dècada d'aquest segle es va decidir un debat molt important entre els astrònoms. C.P. 1924 Hubble va aconseguir identificar algunes cefeidas en el sistema estel·lar que llavors deien “Nebulosa d'Andrómeda”. Ja que el comportament de les estrelles variables anomenades cefeidas era bastant conegut, Hubble va aconseguir mesurar la distància a Andrómeda.

El valor de la distància demostrava sens dubte que Andrómeda era una altra galàxia fora de la nostra galàxia, en contra dels qui creien que el Camí Francès o la Via Làctia era única en l'Univers. Seguint la seva labor, E.P. Hubble va publicar en 1926 la classificació de galàxies a partir de fotografies preses amb el telescopi de Mount Wilson. Encara sabien poc de les galàxies. Per tant, la classificació és morfològica. El propi Hubble va renovar la seva classificació en 1936 per a presentar-la amb l'aspecte que nosaltres analitzarem.

Posteriorment, a mesura que el nombre de galàxies catalogades ha augmentat, s'han fet més esforços per a millorar la classificació, però la d'Hubble no ha perdut l'actualitat. En primer lloc, analitzarem breument aquesta classificació de galàxies i, posteriorment, parlarem dels esforços que s'estan realitzant actualment per a explicar la formació dels diferents tipus de galàxies que apareixen en aquesta classificació.

En parlar del Camí Francès vam donar informació sobre les seves formes i altres peculiaritats, però aquestes notes no poden generalitzar-se del tot, perquè no totes les galàxies són com la nostra. No tots tenen braços envolupants i hi ha uns altres que ens apareixen sense cap estructura. No obstant això, per l'aspecte que li donen aquests braços, els més abundants són els anomenats espirals.

Encara que aquestes afirmacions no poden ser massa precises, els astrònoms consideren que el nombre de galàxies en el camp d'observació dels majors telescopis podria rondar els 100.000 milions (cal tenir en compte que la profunditat d'aquesta zona s'estima en l'actualitat en 12 mil milions d'anys llum). Sens dubte, més de la meitat de les galàxies (fins al 75%) són espirals. El 20% de la resta són el·líptics i el 5% irregulars.

Com es pot apreciar en la figura, les galàxies espirals formen dos grups: el més comú (tipus S) i el més fangós (tipus SB). En les primeres l'estructura espiral es forma en el propi nucli. Els segons, per contra, tenen una barra que els surt del nucli i els braços surten d'aquest últim. Les galàxies S i SB es divideixen en subgrups a, b i c: les del subgrup A tenen un nucli gran i els braços fins i indefinits; les del subgrup C el nucli és molt petit i els braços forts; les del subgrup B són intermèdies entre les altres dues. El Camí del Francès podria estar entre els dos últims. Normalment, les galàxies espirals estan formades per grans quantitats de matería interestel·lar i moltes estrelles joves i lluminoses.

Les galàxies el·líptiques, representades per una E, també es diuen pel seu aspecte. Es divideixen en vuit grups en funció de la seva elipticidad, de l'EO a l'E7. L'assignació de número es realitza mitjançant la fórmula, on a i b són les mesures de l'eix principal i petit de la galàxia en forma d'el·lipse. Quan a i b són iguals, la galàxia es veu en forma de circumferència i és de tipus EO. Al principi es pensava que les galàxies el·líptiques tenien la forma de lents vikombexas, quan l'elipticidad es considerava una característica subordinada a les posicions relatives de l'observador. Avui dia no es pot acceptar aquesta interpretació simplista.

N = 10 (1 - b / a)

S'han vist galàxies en forma d'el·lipsoide, cilindre o ametlla i es creu que poden ser de formes molt més complexes i variades. D'altra banda no tenen definida la seva estructura interna. El centre és molt lluminós, però la seva lluentor disminueix ràpidament en anar cap a fora. En el centre podria haver-hi també estrelles joves, però la majoria es troben en estats d'evolució molt avançats. Aquestes galàxies a penes tenen matèria interestel·lar.

Com es pot apreciar en la imatge, entre galàxies el·líptiques i espirals es troben les galàxies SOTA, amb les seves diferències intermèdies. Tenen un disc diferent als el·líptics, però en ell no tenen cap braç.

Finalment, tenim galàxies irregulars. No tenen cap simetria, sovint manquen de nucli i manquen d'estructura espiral. En general són petites i tenen una gran quantitat de matería interestel·lar. Es distingeixen dos tipus: Tipus Irr _I i Irr _II. Les primeres tenen una lluminositat superficial molt baixa, tenen nombrosos núvols H II i les estrelles es poden distingir fàcilment en el seu interior. Els Núvols de Magallanes són un exemple d'aquest tipus. La lluminositat superficial dels Irr _II és elevada, sovint creuats amb franges de pols i tampoc és possible diferenciar les estrelles de l'interior amb els telescopis més grans.

La galàxia M82 que explota és l'exemple d'aquest grup. Com en el cas de l'última galàxia que hem esmentat, l'aspecte d'algunes galàxies irregulars podria deure's a una intensa activitat interna. Uns altres són satèl·lits de galàxies més grans el camp de gravetat de les quals seria la causa de la deformació de l'estructura que podien tenir abans.

La classificació d'Hubble es va considerar inicialment com una seqüència evolutiva: les galàxies serien les primeres el·líptiques, evolucionant després a forma d'espiral. Avui dia està gairebé plenament assumit que aquesta idea està equivocada. Totes les galàxies van néixer en la mateixa època, sense evolucionar d'un tipus a un altre. Si s'accepta, el paràmetre que delimita com serà la galàxia és la raó entre el temps que el gas necessita per a crear l'estrella i el temps que un gran núvol necessita per a convertir-se en galàxia.

Si les estrelles es formen abans per l'estat del gas, l'energia cinètica generada pel col·lapse es queda en l'estrella (en els seus moviments). Com les interaccions entre les estrelles són molt escasses, en el fons es formaria un sistema estel·lar esfèric o el·lipsoidal. Si la formació de les estrelles fos la més lenta de les dues, el col·lapse generat pel camp de gravetat provocaria la formació del disc, perdent energia cinètica en el procés (interaccions entre parts). Les estrelles es formarien llavors en el disc (sense parar però pocs) i es formaria una galàxia espiral.

La clau està, per tant, en el procés que delimita la raó dels temps esmentats. A aquest problema es van enfrontar G. Lake i R.G. Carlberg simula la dinàmica de creació de galàxies amb el supercomputador Cray X-MP. Aquests científics han analitzat la dinàmica d'un model de 10.000 fraccions. Aquest model analitza el comportament del gas en el fons de matèria fosca, incloent la formació d'estrelles. La matèria fosca suposa el 90% de la massa total.

Dels resultats obtinguts fa un parell d'anys es dedueix que la distribució de l'estrella i el gas difereix segons la velocitat de les fraccions de matèria fosca. Si aquesta velocitat és baixa, el col·lapse de la matèria fosca és més fàcil i l'energia i el moment angular es reparteixen entre les fraccions. La transferència cap a fora dels moments angulars és molt important. Com és sabut, el moment angular actua contra la força gravitatòria. Per tant, una vegada transferides a l'exterior, a les regions centrals les estrelles es formen amb facilitat i estem en el cas de la formació de galàxies el·líptiques.

Si la velocitat de les fraccions és alta, el col·lapse no és tan fàcil ni la transferència del moment angular. Per tant, la formació de les estrelles és més lenta i poden formar-se galàxies espirals. A més, és perfectament lògic que les galàxies espirals tinguin un moment angular major que les el·líptiques, com s'ha demostrat experimentalment.

El que no està del tot clar és el que limita la distribució de velocitats en la matèria fosca. D'altra banda, són molt pocs els paràmetres considerats i pocs els que s'han estudiat entre els seus possibles valors, però el treball demostra clarament la importància de la matèria fosca en el procés de formació de les galàxies.

EFEMÈRIDES SOL: Entra en Peixos el 19 de febrer a les 3 i 58 (UT). LLUNA: Quart minvant Lluna Nova Creixent Lluna • 6an13 h 52 m (UT) 1417 h 32 m (UT) 2122 h 58 m (UT) 28an18 h 25 m (UT) PLANETES MERCURI: Els primers dies de febrer podrem veure-ho a l'alba, però molt pocs dies. Després l'elongació és massa petita. El dia 5 es troba al Sud de Saturn, a 1,2° per sota. VENUS: La seva elongació Aquest és ja major de 21è. Podrem veure-ho en fosquejar, però amb poc temps. El 17 de febrer 6, 14° al Sud de la Lluna. MARIZ: Encara està alt en el cel quan enfosqueix, però la seva lluentor es va perdent. El dia 3 la seva magnitud és 0,0. El dia 22 es troba 1,57° al Sud de la Lluna. JÚPITER: Després de la seva oposició el 29 de gener, es troba en les millors condicions per a la seva observació. Quan la Lluna està gairebé plena es troba a 1,59° en la seva Sud. SATURN: Està sortint de la conjunció i comença a veure-la cap al matí, però en poc temps. El dia 12 es troba a 0,47° per sota de la Lluna.