Galaxa espiral

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Imaxe de la galaxa espiral M81 na que puede reparase polvu interestelar.

Una galaxa espiral ye un tipu de galaxa de la secuencia de Hubble que se caracteriza poles siguiente propiedaes físiques:

Les galaxes espirales deben el so nome de los brazos lluminosos con formación estelar dientro del discu que s'enllarga —más o menos logarítmicamente— dende'l núcleu central. Anque dacuando son difíciles de percibir, estos brazos estremar de les galaxes lenticulares que presenten una estructura de discu pero ensin brazos espirales. Son les más abondoses del universu constituyendo'l 70 %.

El discu de les galaxes espirales sueli tar arrodiáu por grandes aureolas esferoides d'estrelles de Población II, munches de les cualos concéntrense en cúmulos globulares que orbitan alredor del centru galácticu. Esta aureola ye conocida como halo.

La nuesa galaxa, la Vía Láctea, ye espiral, con una clasificación na secuencia de Hubble Sbc (posiblemente SBbc; ver galaxa espiral barrada).

Los primeros estudios sobre la formación de los brazos espirales correspuenden a Bertil Lindblad. Diose cuenta de que les estrelles nun pueden tar entamaes en forma d'espiral de manera permanente. Cuidao que la velocidá de rotación del discu galácticu varia cola distancia al centru de la galaxa, un brazu radial rápido veríase curvado al rotar la galaxa. El brazu, tres unes poques rotaciones, amontaría la combadura endolcándose cada vez más na galaxa. Esto nun ye lo que se repara.

Esplicación de los brazos de les galaxes espirales.

La primer teoría almitible foi escurrida por C. C. Lin y Frank Shu en 1964. Suxurieron que los brazos espirales son manifestaciones d'ondes de densidá espirales. Supunxeron que les estrelles mover n'órbites llixeramente elíptiques y que la orientación de les sos órbites ta correlacionada, esto ye, les órbites elíptiques varien la so orientación, unes d'otres, llixeramente cola medría de la distancia al centru galácticu, tal como se repara na diagrama. Estes órbites tán más cercanes en delles árees presentando l'efectu de paecer brazos. Les estrelles nun permanecen siempres na posición en que les vemos, sinón que pasen pelos brazos al movese nes sos órbites.

Propunxéronse hipótesis alternatives qu'impliquen ondes de formación estelar moviéndose pola galaxa; les estrelles brilloses producíes na formación estelar muerren rápido, dexando rexones más escures tres la onda y, poro, faciendo esta visible. Les galaxes espirales son colecciones enormes de miles de millones d'estrelles, nes que munches d'elles arrexuntar en forma de discu, con un abultamientu esféricu central con estrelles nel so interior. Nel discu esisten brazos más lluminosos onde se concentren les estrelles más nueves y brilloses.

Curva de rotación y materia escuro[editar | editar la fonte]

Artículu principal: Materia escuro
Curva de rotación d'una galaxa espiral normal. La llinia A representa la curva teórica y la llinia B representa la curva esperimental. La discrepancia ente les curva deber a lo que se llamó materia escuro.

La galaxes espirales presenten una curva de rotación (d'equí p'arriba CR) esperimental bien distinta a les curves teóriques (fenómenu llamáu Conspiración disco-halo). Por que les ecuaciones teóriques (CR keplerianes, como la de los planetes alredor del Sol) puedan afaese a los datos reparaos, les galaxes espirales precisaríen una masa enforma mayor. Al nun haber evidencies observables anguaño d'esa masa invisible, denominóse-y materia escuro. Esti tipu de materia invisible aportaría a ente un 50 % y un 90 % de la masa total de la galaxa.

Les característiques xenerales de la curves de rotación son les siguientes:

  1. El picu de la CR varia ente 150 y 300 km/s.
  2. Les galaxes mayores rotan más rápidu.
  3. CR xube más sópito pa les Sa y Sb que pa les Sd y Sm.
  4. La mayoría de les galaxes de baxu rellumu superficial rotan amodo.
  5. Proporción de materia escuro: 50 % en Sa y Sb; ente 80 y 90 % en Sd y Sm. Namái una llende inferior.

L'estudiu d'estes curves de rotación ye bien importantes porque pueden sirvir, por aciu relaciones esperimentales (como la relación Tully-Fisher) pa conocer les distancies a la que s'atopen estes galaxes.

Clasificaciones[editar | editar la fonte]

Amás de por aciu la secuencia de Hubble y la presencia o non d'una barra central, les galaxes espirales pueden clasificase según l'aspeutu de los sos brazos. Los astrónomos Debra Melloy Elmegreen y Bruce G. Elmegreen desenvolvieron una clasificación de galaxes espirales que tien doce clases, que van dende'l grau 1 qu'inclúi a galaxes espirales con estructura caótica y ensin nengún orde hasta'l 12, qu'inclúi galaxes con dos brazos bien desenvueltos y qu'apoderen la imaxe visible (como M81 y M51), tamién conocíes cómo "espirales de gran diseñu", pasando por galaxes cómo NGC 2841 (que se conocen cómo "galaxes espirales floculentas") na que nun esiste nenguna estructura espiral bien definida, sinón ensame de fragmentos de brazos espirales.[1][2]

Otru sistema ye por aciu la tasa de formación estelar que presenten, un sistema introducíu pol astrónomu Sydney Van dean Bergh. Asina puede falase de galaxes espirales normales nes cualos los brazos resolver en cúmulos estelares y nebuloses y tán bien marcaos, y galaxes anémiques, con brazos apenes resolubles y mal definíos al haber una tasa de formación estelar enforma menor.[3] Investigaciones de cúmulos de galaxes a distancies moderaes amosaron tamién un nuevu tipu de galaxa espiral con estructura espiral pero ensin formación estelar ó casi nula conocida cómo galaxes espirales pasives, que pueden ser en realidad galaxia anémiques a una distancia enforma mayor qu'estes.[4] Polo xeneral estos dos tipos de galaxa espiral suelen topase en cúmulos de galaxes ricos.

Ver tamién[editar | editar la fonte]

Referencies[editar | editar la fonte]

Enllaces esternos[editar | editar la fonte]


Galaxia espiral