Clasificación galaxia Hubble
1991/01/01 Arregi Bengoa, Jesus Iturria: Elhuyar aldizkaria
Na terceira década deste século decidiuse un debate moi importante entre os astrónomos. C.P. 1924 Hubble conseguiu identificar algunhas cefeidas no sistema estelar que entón chamaban “Nebulosa de Andrómeda”. Xa que o comportamento das estrelas variables chamadas cefeidas era bastante coñecido, Hubble conseguiu medir a distancia a Andrómeda.
O valor da distancia demostraba sen dúbida que Andrómeda era outra galaxia fóra da nosa galaxia, en contra de quen crían que o Camiño Francés ou a Vía Láctea era única no Universo. Seguindo o seu labor, E.P. Hubble publicou en 1926 a clasificación de galaxias a partir de fotografías tomadas co telescopio de Mount Wilson. Aínda sabían pouco das galaxias. Por tanto, a clasificación é morfológica. O propio Hubble renovou a súa clasificación en 1936 paira presentala co aspecto que nós analizaremos.
Posteriormente, a medida que o número de galaxias catalogadas aumentou, fixéronse máis esforzos paira mellorar a clasificación, pero a de Hubble non perdeu a actualidade. En primeiro lugar, analizaremos brevemente esta clasificación de galaxias e, posteriormente, falaremos dos esforzos que se están realizando actualmente paira explicar a formación dos diferentes tipos de galaxias que aparecen en devandita clasificación.
Ao falar do Camiño Francés demos información sobre as súas formas e outras peculiaridades, pero estas notas non poden xeneralizarse do todo, porque non todas as galaxias son como a nosa. Non todos teñen brazos envolventes e hai outros que nos aparecen sen ningunha estrutura. Con todo, polo aspecto que lle dan estes brazos, os máis abundantes son os chamados espirales.
Aínda que estas afirmacións non poden ser demasiado precisas, os astrónomos consideran que o número de galaxias no campo de observación dos maiores telescopios podería roldar os 100.000 millóns (hai que ter en conta que a profundidade desta zona estímase na actualidade en 12 mil millóns de anos luz). Sen dúbida, máis da metade das galaxias (até o 75%) son espirales. O 20% do resto son elípticos e o 5% irregulares.
Como se pode apreciar na figura, as galaxias espirales forman dous grupos: o máis común (tipo S) e o máis barroso (tipo SB). Nas primeiras a estrutura espiral fórmase no propio núcleo. Os segundos, pola contra, teñen una barra que lles salgue do núcleo e os brazos salguen deste último. As galaxias S e SB divídense en subgrupos a, b e c: as do subgrupo A teñen un núcleo grande e os brazos finos e indefinidos; as do subgrupo C o núcleo é moi pequeno e os brazos fortes; as do subgrupo B son intermedias entre as outras dúas. O Camiño do Francés podería estar entre os dous últimos. Normalmente, as galaxias espirales están formadas por grandes cantidades de matería interestelar e moitas estrelas novas e luminosas.
As galaxias elípticas, representadas por unha E, tamén se chaman polo seu aspecto. Divídense en oito grupos en función da súa elipticidad, da EO á E7. A asignación de número realízase mediante a fórmula, onde a e b son as medidas do eixo principal e pequeno da galaxia en forma de elipse. Cando a e b son iguais, a galaxia vese en forma de circunferencia e é de tipo EO. Nun principio pensábase que as galaxias elípticas tiñan a forma de lentes vikombexas, cando a elipticidad considerábase una característica subordinada ás posicións relativas do observador. Hoxe en día non se pode aceptar esta interpretación simplista.
N = 10 (1 - b / a)
Víronse galaxias en forma de elipsoide, cilindro ou améndoa e crese que poden ser de formas moito máis complexas e variadas. Polo demais non teñen definida a súa estrutura interna. O centro é moi luminoso, pero o seu brillo diminúe rapidamente ao ir cara a fóra. No centro podería haber tamén estrelas novas, pero a maioría atópanse en estados de evolución moi avanzados. Estas galaxias apenas teñen materia interestelar.
Como se pode apreciar na imaxe, entre galaxias elípticas e espirales atópanse as galaxias SO, coas súas diferenzas intermedias. Teñen un disco diferente aos elípticos, pero nel non teñen ningún brazo.
Por último, temos galaxias irregulares. Non teñen ningunha simetría, a miúdo carecen de núcleo e carecen de estrutura espiral. En xeral son pequenas e teñen una gran cantidade de matería interestelar. Distínguense dous tipos: Tipo Irr I e Irr II. As primeiras teñen una luminosidade superficial moi baixa, teñen numerosas nubes H II e as estrelas pódense distinguir facilmente no seu interior. As Nubes de Magallanes son un exemplo deste tipo. A luminosidade superficial dos Irr II é elevada, a miúdo cruzados con franxas de po e tampouco é posible diferenciar as estrelas do interior cos telescopios máis grandes.
A galaxia M82 que explota é o exemplo deste grupo. Como no caso da última galaxia que mencionamos, o aspecto dalgunhas galaxias irregulares podería deberse a unha intensa actividade interna. Outros son satélites de galaxias máis grandes cuxo campo de gravidade sería a causa da deformación da estrutura que podían ter antes.
A clasificación de Hubble considerouse inicialmente como una secuencia evolutiva: as galaxias serían as primeiras elípticas, evolucionando logo a forma de espiral. Hoxe en día está case plenamente asumido que esa idea está equivocada. Todas as galaxias naceron na mesma época, sen evolucionar dun tipo a outro. Se se acepta, o parámetro que delimita como será a galaxia é a razón entre o tempo que o gas necesita paira crear a estrela e o tempo que una gran nube necesita paira converterse en galaxia.
Se as estrelas fórmanse antes polo estado do gas, a enerxía cinética xerada polo colapso queda na estrela (nos seus movementos). Como as interaccións entre as estrelas son moi escasas, no fondo formaríase un sistema estelar esférico ou elipsoidal. Se a formación das estrelas fose a máis lenta das dúas, o colapso xerado polo campo de gravidade provocaría a formación do disco, perdendo enerxía cinética no proceso (interaccións entre partes). As estrelas formaríanse entón no disco (sen cesar pero poucos) e formaríase una galaxia espiral.
A clave está, por tanto, no proceso que delimita a razón dos tempos mencionados. A este problema enfrontáronse G. Lake e R.G. Carlberg simula a dinámica de creación de galaxias co supercomputador Cray X-MP. Estes científicos analizaron a dinámica dun modelo de 10.000 fraccións. Este modelo analiza o comportamento do gas no fondo de materia escura, incluíndo a formación de estrelas. A materia escura supón o 90% da masa total.
Dos resultados obtidos fai un par de anos dedúcese que a distribución da estrela e o gas difire segundo a velocidade das fraccións de materia escura. Se esta velocidade é baixa, o colapso da materia escura é máis fácil e a enerxía e o momento angular repártense entre as fraccións. A transferencia cara a fóra dos momentos angulares é moi importante. Como é sabido, o momento angular actúa contra a forza gravitatoria. Por tanto, una vez transferidas ao exterior, nas rexións centrais as estrelas fórmanse con facilidade e estamos no caso da formación de galaxias elípticas.
Se a velocidade das fraccións é alta, o colapso non é tan fácil nin a transferencia do momento angular. Por tanto, a formación das estrelas é máis lenta e poden formarse galaxias espirales. Ademais, é perfectamente lóxico que as galaxias espirales teñan un momento angular maior que as elípticas, como se demostrou experimentalmente.
O que non está do todo claro é o que limita a distribución de velocidades na materia escura. Por outra banda, son moi poucos os parámetros considerados e poucos os que se estudaron entre os seus posibles valores, pero o traballo demostra claramente a importancia da materia escura no proceso de formación das galaxias.
EFEMÉRIDES SOL: Entra en Pisces o 19 de febreiro ás 3 e 58 (UT).
PLANETAS
|
Gai honi buruzko eduki gehiago
Elhuyarrek garatutako teknologia
