ASTROFÍSICA: (6) Galaxias

6- GALAXIAS

 

Las Galaxias son acumulaciones de estrellas, bajo la influencia de sus respectivos campos gravitatorios. Existen algunas acumulaciones estelares que no reciben el nombre de "Galaxias", como los "Cúmulos Globulares", de forma esférica bastante regular, o los "Cúmulos abiertos", de distribución informe. Otras acumulaciones de estrellas, como las constelaciones, no tienen interés para la astrofísica, por tratarse de meras asociaciones aleatorias. Las galaxias no sólo disponen de estrellas, sino que están también formadas de otros elementos, como la materia oscura, gas, polvo, etc. Con frecuencia, las galaxias parecen formar parte de estructuras aún mayores llamadas cúmulos de galaxias, las cuáles a su vez, pueden formar parte de agrupaciones mayores conocidas como supercúmulos. Por ejemplo, nuestra galaxia forma parte de un pequeño cúmulo de galaxias conocido como "Grupo Local", de apenas unas 20 galaxias, en tanto que hay otras como el cúmulo de "Coma", que contiene unas 10.000 galaxias.

 

61- Clasificación de Galaxias

Según la clasificación de Hubble, hay 5 tipos de Galaxias: Espirales, Elípticas, Lenticulares, Irregulares y Peculiares.

Elípticas

Tienen forma de elipsoide, y se representan con la abreviatura Eq, siendo q= 10 (1- b/a), donde "a" y "b" son los semiejes.

Espirales

Se caracterizan por presentar varios brazos espirales. Se denotan con la letras S, seguida de las letras a, ab, b, bc y c, según la separación de sus brazos del cuerpo. Los brazos de las espirales son concentraciones mayores de estrellas o de su luminosidad.

Lenticulares

Tienen una forma intermedia entre las elípticas y las espirales. Carecen de brazos, pero suelen disponer de un disco central, y se denotan con las letras SO.

Irregulares

Se denotan con las letras Irr y no tienen forma definida.

Peculiares

Tienen formas definidas, pero diferentes de las mencionadas hasta aquí, y suelen ser el producto de la interacción de más de una galaxia

62- Materia Oscura

Estudiando la curva de rotación de una galaxia espiral, se suele llegar a la conclusión de que la masa de una galaxia es significativamente mayor que la suma de las masas de todas sus estrellas. De hecho, es normal calcular que la masa del conjunto supera en 10 veces la suma de las partes. Esta enorme diferencia se achaca a la existencia de una materia oscura, formada tal vez por partículas que no emiten luz, aglomeradas alrededor de las galaxias en una región denominada Halo y cuyo tamaño total también es 10 veces más grande que la galaxia en su conjunto. En mecánica clásica, se utiliza el Teorema de Virial para relacionar la energía cinética promedio de un sistema, con la energía potencial media. Cuando ambos conceptos alcanzan un equilibrio, se suele decir que el sistema esta "virializado".

 

63- Galaxias Activas

Se entiende por "actividad" de una Galaxia, su cantidad de cambios temporales, que con frecuencia suelen ser superiores a las de las estrellas aisladas. Y fundamentalmente, dichos cambios se aprecian más en el núcleo de la galaxia. Suele apreciarse bien en los quásares, también conocidos como QSO (Objetos Quasiestelares), algunos de los cuáles pueden emitir una luminosidad mayor que el de una galaxia. Cuando esto es así, resulta que su presión de radiación es muy grande, y por tanto, también su masa, relación que puede expresarse con la fórmula:

Si equiparamos k=1, comprobamos que la Masa será del orden de entre 108 y 1010 Mo, que induce a pensar que en su interior debe haber un agujero negro, rodeado así por un disco que gira a su alrededor, denominado "disco de acrecimiento", donde la materia que está a punto de acrecentar el agujero negro, sería la materia visible. Es posible que todas las galaxias dispongan de un núcleo activo formado a su vez por un agujero negro interior. También destaca la gran actividad de las radiogalaxias, enormes galaxias mucho mayores que las normales en cuyo interior se aprecia una galaxia espiral, de la que parten sendos lóbulos de emisión sincrotrón, así como unos chorros en la dirección del momento angular de la galaxia, que en ocasiones parecen fluir a mayor velocidad que la luz (fuentes superlumínicas)

64- La Vía Láctea

Nuestra galaxia nos permite estudiar diversas propiedades de manera diferente a las que apreciamos en otros grupos, precisamente por encontrarnos en su interior. En realidad, la galaxia puede considerarse como un fluido, cuyas partículas disponen de dos tipos de movimientos: el suyo individual comparado con el resto de las partículas y el de todo el conjunto. Cada movimientos de estos presenta una velocidad propia,, siendo V0 la velocidad media de todo el fluido (es decir, la del conjunto completo de toda la galaxia) y Vi la velocidad particular de cada una de las estrellas, en relación a sus vecinas. De esta forma, se puede decir que:

 

Vi = V0 + Vi

 

Tras calcular los respectivos valores correspondientes a nuestro Sol, se puede determinar que este presenta una velocidad de 9 km/s hacia el centro de la galaxia, unos 11 km/s en dirección azimutal y unos 6 km/s hacia el Norte Galáctico.

65- Colisiones Estelares

Las colisiones estelares son impactos entre estrellas. No suelen ser muy frecuentes, debido al gran espacio que existe entre ellas y tampoco suelen ser graves, es decir, directas o con un ángulo de incidencia pequeño (del orden de 1 radián de desviación). Se puede inferir un tiempo medio entre colisiones, aplicando cálculos basados en la interacción gravitacional entre estrellas que se aproximan, dentro de un volumen determinado (porción del espacio). Siendo "n" el número de estrellas por unidad de volumen, siendo "D" un "parámetro de impacto" (Distancia de una estrella a la trayectoria de otra), "V" la velocidad típica de una estrella con respecto a otra y "θ" el ángulo de incidencia de las trayectorias, cuando "θ" ~ 1, tenemos:

Por su parte, siendo "τ " el tiempo en el que se produce una colisión y "n" el número de estrellas por unidad de volumen, obtenemos que

Lo anterior indica la gran improbabilidad de colisiones graves en la vecindad solar, donde τ resulta ser del orden de 1014 años.

 

66- El Nacimiento de las Estrellas

Aunque parezca casi vacío, el medio interestelar está plagado de gas. Fundamentalmente abunda el Hidrógeno, tanto en su forma molecular (H2), como en forma de Hidrógenos atómicos neutro (HI) e ionizado (HII). Estas acumulaciones de gas terminan, con el tiempo, condensándose sobre sí mismas hasta formar estrellas. Por ello, a medida que van naciendo nuevas estrellas, la concentración de gas se ve disminuida. Esto provoca que una galaxia tenga cada vez menos gas y por tanto, mayor densidad de metales, mientras que su color se va enrojeciendo. Los lugares preferentes para la formación de estrellas, son aquéllos con una alta densidad de H2, más fríos que los otros tipos de Hidrógeno, y por tanto, más densos. Pero inmediatamente que comienzan a formarse las primeras estrellas en un medio con Hidrógeno frío, la formación de estrellas (fundamentalmente, las primeras gigantes azules) calienta el medio, dando lugar su progresivo calentamiento. La diferencia de concentración de temperaturas en estas galaxias primigenias, dan lugar a zonas azuladas y rojizas, con espacios intermedios negros. Por lo general, la zona de máxima concentración de gas

preestelar suele situarse en torno a un anillo en el interior de la galaxia, pero sobretodo, en los brazos de la espiral por el paso de ondas de mayor densidad.

Estas ondas de densidad se ven interferidas por ondas de "Jeans" (inestabilidad de Jeans) y, cuando la atracción gravitacional es superior a la agitación térmica de la nube, esta puede terminar colapsando. Se conoce como "Masa de Jeans" (Mj), la cantidad de materia que tiene una nube de gas, cuando la acción gravitatoria iguala a la fuerza de expansión de su agitación térmica interior, que puede calcularse con la siguiente fórmula:

De esta forma, las nubes que tengan una masa superior a la de Jeans, colapsarán bajo la acción gravitacional generando estrellas (no necesariamente una sola, pues masas menores que la de Jeans pueden aún colapsar si la densidad de la nube en una determinada región aumenta)

 

67- El Campo Magnético

La influencia del campo magnético generado en una nube de gas no es en absoluto despreciable.

Por lo general, suele ser consecuencia del movimiento conductivo del plasma mientras que el movimiento del gas suele estar a su vez, influenciado por el campo magnético. Este fenómeno puede provocar el aumento de la densidad de la nube, aún sin existir variación de la masa. El campo (B) afecta al movimiento de las partículas cargadas, produciendo sobre ellas un fuerza (F) de Lorentz, definida por la expresión: F = q ( v/c x B) Las líneas de fuerza del campo magnético parecen estar "ancladas" al movimiento de la nube, cuyos movimientos arrastran dichas líneas de fuerza (fenómeno de congelación del campo magnético). De esta forma, los cambios en el campo magnético afectan al movimiento del gas y viceversa. Este fenómeno puede apreciarse en el Sol, cuando su rotación diferencial genera cambios en la densidad del ecuador, aumentando también su campo magnético, lo que se traduce en un incremento de las erupciones solares, cuyo período suele ser de unos 11 años.

El campo magnético provoca interesantes efectos, tanto en discos de gases como en la superficie de las estrellas. Uno de ellos es la inestabilidad de Parker, donde una pequeña perturbación en la línea de campo, estimula un ligero ascenso del material, el cuál, en vez de caer hacia el centro de la masa por efecto de la gravedad, asciende siguiendo las líneas del campo, con lo que la perturbación acaba liberándose de su "peso" hasta provocar una erupción de materia en dirección vertical. El magnetismo también afecta al colapso de las nubes de gas, en la formación de las estrellas.

 

Igualmente, resulta de interés la Radiación de Sincrotrón, generada por partículas cargadas como los electrones, con una trayectoria curva a alta velocidad dentro de un campo magnético. Al aumentar su velocidad, se acorta la longitud de onda de la radiación y se observa sobretodo en las explosiones de supernovas y púlsares. Su potencia se calcula con la fórmula de Larmor:

Donde "q" es la carga eléctrica de la partícula, "a" es la aceleración de la partícula, ”ε0 " la permitividad eléctrica del vacío y "c" es la velocidad de la luz.

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